Universul (lat. universum) este totalitatea spațiului și timpului, a tuturor formelor de materie și energie. În timp ce dimensiunea întregului Univers nu este cunoscută, universul observabil poate fi măsurat și este estimat în prezent la 93 miliarde de ani-lumină în diametru.
Cele mai vechi modele științifice ale Universului au fost dezvoltate de filosofi antici greci și indieni și au fost geocentrice, plasând Pământul în centrul Universului. De-a lungul secolelor, observațiile astronomice mai precise l-au determinat pe Nicolaus Copernicus să dezvolte modelul heliocentric cu Soarele în centrul Sistemului Solar. În elaborarea legii atracției universale, Isaac Newton s-a bazat pe lucrările lui Copernicus, precum și pe observațiile lui Tycho Brahe și legile mișcării planetare ale lui Johannes Kepler.
Îmbunătățirea observațiilor a dus la conștientizarea faptului că Soarele este una din sutele de miliarde de stele din Calea Lactee, care este una din sutele de miliarde de galaxii din Univers. Multe dintre stelele din galaxia noastră au planete. La scară mai mare, galaxiile sunt distribuite uniform și la fel în toate direcțiile, ceea ce înseamnă că Universul nu are nici margine nici centru. La scară mai mică, galaxiile sunt distribuite în roiuri și super-roiuri care formează filamente imense în spațiu, creând o structură vastă ca de spumă. Descoperirile de la începutul secolului XX au sugerat că Universul a avut un început și că de atunci spațiul s-a extins, iar în prezent rata de extindere este în creștere.
Teoria Big Bang este descrierea cosmologică predominantă a dezvoltării Universului. Sub această teorie, spațiul și timpul au apărut împreună cu 13,799 ± 0,021 miliarde de ani în urmă, cu o cantitate fixă de energie și materie care a devenit mai puțin densă pe măsură ce Universul s-a extins. După o expansiune inițială accelerată la aproximativ 10−32 secunde și separarea celor patru forțe fundamentale cunoscute, Universul s-a răcit treptat și a continuat să se extindă, permițând formarea primelor particule subatomice și a atomilor simpli. Materia întunecată s-a adunat treptat, formând o structură ca o spumă cu filamente și vid sub influența gravitației. Nori uriași de hidrogen și heliu s-au retras treptat în locurile în care materia întunecată era cea mai densă, formând primele galaxii și stelele. Este posibil să vedem astăzi obiecte care sunt acum la o depărtare de 13,799 miliarde de ani-lumină, deoarece spațiul însuși s-a extins și continuă să se extindă. Aceasta înseamnă că obiectele care se află acum la 46,5 miliarde de ani-lumină distanță pot fi văzute în trecutul lor îndepărtat, pentru că în trecut, când lumina lor a fost emisă, ele erau mult mai aproape de Pământ.
Din studiul mișcării galaxiilor, s-a descoperit că universul conține mult mai mult materie decât este reprezentată de obiecte vizibile: stele, galaxii, nebuloasele și gazul interstelar. Această materie nevăzută este cunoscută sub numele de materie întunecată (întunecat înseamnă că există o gamă largă de dovezi indirecte puternice că există, dar n-am detectat-o încă direct). Modelul ΛCDM este cel mai acceptat model al universului nostru. Aceasta sugerează că aproximativ 69,2% ± 1,2% din masa și energia din univers este o constantă cosmologică (sau, în extensie la ACDM, alte forme de energie întunecată, cum ar fi un câmp scalar), care este responsabilă pentru extinderea actuală din spațiu și aproximativ 25,8% ± 1,1% este materie întunecată.Planck 2015 results, table 9 Materia obișnuită ("barion") reprezintă doar 4,9% din universul fizic. Stelele, planetele și norii vizibili de gaz formează doar aproximativ 6% din materia obișnuită, sau aproximativ 0,3% din întregul univers.: states "less than 10%" but also provides a more exact value of 0.3% of the universe, which is about 6% of baryonic matter [4.9% according to Planck 2015].
Există numeroase ipoteze concurente despre soarta finală a universului și despre ceea ce a precedat Big Bang-ul, în timp ce alți fizicieni și filosofi refuză să speculeze, îndoindu-se că informațiile despre stările anterioare vor fi vreodată accesibile. Unii fizicieni au sugerat diferite ipoteze multiverse, în care Universul ar putea fi unul dintre numeroasele universuri care există.Palmer, Jason. (3 august 2011) BBC News – 'Multiverse' theory suggested by microwave background. Retrieved 2011-11-28.
Definiție Universul fizic este definit ca totalitatea spațiului și timpului (denumit colectiv spațiu-timp) și toată energia în diferitele sale forme, inclusiv radiația electromagnetică și materia și deci planetele, sateliții, stelele, galaxiile și conținutul spațiului intergalactic. Universul include și legile fizice care influențează energia și materia, cum ar fi legile de conservare, mecanica clasică și relativitatea.
Universul este deseori definit ca "totalitatea existenței", sau tot ceea ce există, tot ce a existat și tot ceea ce va exista. De fapt, unii filosofi și oameni de știință susțin includerea ideilor și conceptelor abstracte - cum ar fi matematica și logica - în definirea Universului. Cuvântul univers poate să se refere, de asemenea, la concepte cum ar fi cosmosul, lumea și natura.
Etimologie și sinonime Cuvântul univers derivă din cuvântul francez vechi univers, care derivă la rândul său din cuvântul latin universum,The Compact Edition of the Oxford English Dictionary, volume II, Oxford: Oxford University Press, 1971, p. 3518. compus din adjectivul unus („unul singur”) și participiul trecut al verbului vertere („a se întoarce”). Cuvântul latin a fost folosit de Cicero și mai târziu de autori latini în același sens ca cel de astăzi.Lewis, C.T. and Short, S (1879) A Latin Dictionary, Oxford University Press, , pp. 1933, 1977–1978.
Un termen pentru "univers" folosit de filosofii Greciei antice începând cu Pitagora a fost τὸ πᾶν, tò pân ("totul"), definit ca toată materia și tot spațiul, și τὸ ὅλον, tò hólon ("toate lucrurile"), care nu include cu necesitate vidul. Un alt sinonim era ὁ κόσμος, ho kósmos (adică lumea, cosmosul). Sinonime se găsesc și la autori latini (totum, mundus, natura) care au supraviețuit în limbile moderne.
Cronologie și Big Bang
Modelul predominant pentru evoluția Universului este teoria Big Bang. Modelul Big Bang afirmă că cea mai timpurie stare a Universului era una extrem de fierbinte și densă și că Universul s-a extins și s-a răcit.
Modelul se bazează pe relativitatea generală și pe simplificarea ipotezelor, cum ar fi omogenitatea și izotropia spațiului. O versiune a modelului cu o constantă cosmologică (Lambda) și o materie întunecată rece, cunoscută sub numele de model Lambda-CDM, este cel mai simplu model care oferă o reflectare rezonabilă a diferitelor observații despre Univers. Modelul Big Bang explică observații cum ar fi corelarea distanței și deplasarea spre roșu a galaxiilor, raportul dintre numărul de atomi de hidrogen și heliu și radiația cosmică de fond.
Starea inițială fierbinte și densă se numește epoca Planck, o scurtă perioadă care se extinde de la timpul zero la o unitate de timp Planck de aproximativ 10−43 secunde. În timpul epocii Planck, toate tipurile de materie și de energie s-au concentrat într-o stare densă, iar gravitația - în prezent cea mai slabă dintre cele patru forțe cunoscute - este considerată a fi fost la fel de puternică ca celelalte forțe fundamentale, sau este posibil ca toate forțele să fi fost unificate. De la epoca Planck, spațiul s-a extins până la scala sa actuală, cu o perioadă foarte scurtă, dar intensă, de inflație cosmică, care a făcut ca universul să ajungă la o dimensiune mult mai mare în mai puțin de 10−32 secunde. Acesta a fost un fel de expansiune diferită de cele pe care le putem vedea astăzi în jurul nostru. Obiectele din spațiu nu s-au mișcat fizic; în schimb, s-a schimbat metrica care definește spațiul în sine. Deși obiectele din spațiu-timp nu se pot mișca mai repede decât viteza luminii, această limitare nu se aplică spațiului temporal propriu-zis. Se crede că această perioadă inițială de inflație explică de ce spațiul pare a fi foarte plat și mult mai mare decât lumina ar putea călători de la începutul universului.
În prima fracțiune de secundă a existenței universului, cele patru forțe fundamentale s-au separat. Pe măsură ce universul continua să se răcească de la starea de neconceput de fierbinte, diferite tipuri de particule subatomice au putut să se formeze în perioade scurte de timp cunoscute ca epoca quark, epoca hadron și epoca lepton. Împreună, aceste epoci au acoperit mai puțin de 10 secunde de timp după Big Bang. Aceste particule elementare se asociază stabil în combinații tot mai mari, inclusiv protoni stabili și neutroni, care apoi formează nuclee atomice mai complexe prin fuziunea nucleară. Acest proces, cunoscut sub numele de nucleosinteza Big Bang, a durat aproximativ 17 minute și s-a încheiat la aproximativ 20 de minute după Big Bang, astfel încât au avut loc doar cele mai rapide și mai simple reacții. Aproximativ 25% din protoni și toți neutronii din univers, în masă, au fost transformați în heliu, cu cantități mici de deuteriu (o formă de hidrogen) și urme de litiu. Orice alt element a fost format numai în cantități foarte mici. Ceilalți 75% din protoni au rămas neafectați, ca nuclei de hidrogen.
După terminarea nucleosintezei, universul a intrat într-o perioadă cunoscută sub numele de epoca fotonică. În această perioadă, Universul era încă prea fierbinte pentru ca materia să formeze atomi neutri, așa că conținea o plasmă fierbinte, densă și pâcloasă de electroni încărcați negativ, neutrini neutri și nuclei pozitivi. După aproximativ 377.000 de ani, universul se răcește suficient încât electronii și nucleele ar putea forma primii atomi stabili, moment cunoscut drept recombinare. Spre deosebire de plasmă, atomii neutri sunt transparenți pentru multe lungimi de undă ale radiației, astfel încât, pentru prima dată, universul a devenit transparent. Fotonii eliberați ("decuplați") atunci când acești atomi se formează pot fi văzuți și astăzi; ei formează radiație cosmică de fond.
Pe măsură ce Universul se extinde, densitatea energetică a radiației electromagnetice scade mai repede decât cea a materiei, deoarece energia fotonului scade cu lungimea de undă. La aproximativ 47.000 de ani, densitatea energetică a materiei a devenit mai mare decât cea a fotonilor și a neutrinilor și a început să domine comportamentul la scară largă a universului. Aceasta a marcat sfârșitul erei dominate de radiații și începutul erei dominate de materie.
În primele etape ale universului, fluctuațiile mici din densitatea universului au dus la formarea treptată a concentrațiilor de materie întunecată. Materia obișnuită, atrasă de acestea prin gravitație, a format nori mari de gaze și, în cele din urmă, stele și galaxii acolo unde materia întunecată era cea mai densă și vid unde era mai puțin densă. Primele stele au fost probabil foarte masive, luminoase, nemetalice și cu durată scurtă de viață. Ele au fost responsabile pentru reionizarea treptată a Universului între aproximativ 200-500 de milioane de ani și 1 miliard de ani și, de asemenea, pentru însămânțarea universului cu elemente mai grele decât heliul, prin nucleosinteza stelară. Universul conține, de asemenea, o energie misterioasă - posibil un câmp scalar - numită energie întunecată, a cărei densitatea nu se schimbă în timp. După aproximativ 9,8 miliarde de ani, universul s-a extins suficient, astfel încât densitatea materiei a fost mai mică decât densitatea energiei întunecate, marcând începutul erei dominante a energiei întunecate.Ryden, Barbara, "Introduction to Cosmology", 2006, eqn. 6.33 În această epocă, expansiunea universului se accelerează din cauza energiei întunecate.
Proprietăți fizice