Astronomia

Terminologia per lo spazio vuoto ai margini dell'universo osservabile?

Terminologia per lo spazio vuoto ai margini dell'universo osservabile?

C'è un nome per un punto al confine dell'universo osservabile in cui non c'è materia visibile, che appare completamente scuro?

Sto pensando a qualcosa come "spazio vuoto", ma potrebbe applicarsi ugualmente a un vuoto vuoto tra le galassie, che non è proprio quello che sto cercando.

Quindi si riferirebbe a una linea teorica nello spazio dall'osservatore al bordo dell'universo che non contiene materia visibile. C'è un termine per questo?


Non c'è un nome per questo.

Se guardiamo più lontano nello spazio, guardiamo anche più indietro nel tempo. Il "confine dell'universo osservabile" è nell'universo primordiale. All'inizio dell'evoluzione dell'universo, l'intero spazio era così caldo e denso da essere opaco. In qualunque direzione guardiamo, non possiamo guardare indietro oltre questo. Il è chiamato il fondo cosmico a microonde. Non c'è direzione in cui possiamo guardare in cui non vediamo lo sfondo delle microonde cosmiche. Non c'è direzione che non contenga materia visibile.

Ci sono direzioni che non contengono galassie o altri oggetti più vicini, ma non c'è un nome per queste direzioni.


L'universo osservabile è semplicemente quanto possiamo vedere con l'attuale tecnologia dei telescopi.

Lo spazio stesso è infinito. Oh, non c'è fine alle persone qui che lo discuteranno in modo aggressivo. Ma lo spazio vuoto, per definizione, non può avere fine. Non può che essere infinito. Letteralmente infinito.

Potrebbe benissimo esserci un vantaggio nel senso che non c'è più materia, dove stelle, pianeti e galassie ecc. semplicemente si assottigliano. Dopo di che, sarebbe stato uno spazio nero infinito.


Spazio vuoto per sempre?

Immagino che questo sia stato chiesto prima, ma sono un po' nuovo in questo forum.

Al di là del nostro universo fisico conosciuto, c'è una regione di "spazio vuoto" Fine.

E se fossi al "bordo" del nostro universo fisico osservabile, e viaggiassi più velocemente di C lontano da esso, suppongo che alla fine mi ritroverei in una regione di "spazio vuoto" priva anche di emissioni fotoniche da dove fossi rimasto. Veramente "vuoto"


Questo "spazio vuoto" dura per sempre?


Sean Carroll

Professore di ricerca, Fisica, Caltech, la cui ricerca si concentra su meccanica quantistica, gravitazione, cosmologia, meccanica statistica e fondamenti della fisica, tra le altre cose

Non c'è limite all'universo, per quanto ne sappiamo. C'è un limite nell'universo osservabile: possiamo vedere solo così lontano. Questo perché la luce viaggia a una velocità finita (un anno luce all'anno), quindi quando guardiamo cose lontane guardiamo anche indietro nel tempo. Alla fine vediamo cosa stava succedendo quasi 14 miliardi di anni fa, la radiazione residua del Big Bang. Questo è il Cosmic Microwave Background, che ci circonda da tutti i lati. Ma non è davvero un "margine" fisico in alcun senso utile.

Poiché possiamo vedere solo così lontano, non siamo sicuri di come siano le cose al di là del nostro universo osservabile. L'universo che vediamo è abbastanza uniforme su larga scala, e forse continua letteralmente per sempre. In alternativa, l'universo potrebbe avvolgersi come una sfera o un toro (versione tridimensionale di una). Se ciò fosse vero, l'universo sarebbe finito nella dimensione totale, ma non avrebbe ancora un bordo, proprio come un cerchio non ha un inizio o una fine.

È anche possibile che l'universo non sia uniforme oltre ciò che possiamo vedere e che le condizioni siano molto diverse da un luogo all'altro. Questa possibilità è il multiverso cosmologico. Non sappiamo se esiste un multiverso in questo senso, ma poiché non possiamo effettivamente vedere in un modo o nell'altro, è saggio mantenere una mente aperta.


Cosa c'è ai confini dell'universo?

È un'emozione di routine nel 2019 desiderare con urgenza, quattro o cinque volte al giorno, di essere lanciati non semplicemente nello spazio ma verso il molto confine dell'universo, per quanto è possibile ottenere dal sogno febbrile di maltempo, treni rotti e lesioni alla coscia potenzialmente cancerose che costituiscono la vita sulla Terra. Ma cosa ti aspetterebbe, al confine cosmologico? È anche un confine, o quello con cui abbiamo a che fare qui è più una specie di soffitto inconcepibilmente vasto? C'è anche un confine/soffitto lassù? Per Giz Asks di questa settimana, abbiamo parlato con un certo numero di fisici orientati alla cosmologia per scoprirlo.

Sean Carroll

Professore di ricerca, Fisica, Caltech, la cui ricerca si concentra su meccanica quantistica, gravitazione, cosmologia, meccanica statistica e fondamenti della fisica, tra le altre cose

Non c'è limite all'universo, per quanto ne sappiamo. C'è un limite nell'universo osservabile: possiamo vedere solo così lontano. Questo perché la luce viaggia a una velocità finita (un anno luce all'anno), quindi quando guardiamo cose lontane guardiamo anche indietro nel tempo. Alla fine vediamo cosa stava succedendo quasi 14 miliardi di anni fa, la radiazione residua del Big Bang. Questo è il Cosmic Microwave Background, che ci circonda da tutti i lati. Ma non è davvero un "margine" fisico in alcun senso utile.

Poiché possiamo vedere solo così lontano, non siamo sicuri di come siano le cose al di là del nostro universo osservabile. L'universo che vediamo è abbastanza uniforme su larga scala, e forse continua letteralmente per sempre. In alternativa, l'universo potrebbe avvolgersi come una sfera o un toro (versione tridimensionale di una). Se ciò fosse vero, l'universo sarebbe finito nella dimensione totale, ma non avrebbe ancora un bordo, proprio come un cerchio non ha un inizio o una fine.

È anche possibile che l'universo non sia uniforme oltre ciò che possiamo vedere e che le condizioni siano molto diverse da un luogo all'altro. Questa possibilità è il multiverso cosmologico. Non sappiamo se esiste un multiverso in questo senso, ma poiché non possiamo effettivamente vedere in un modo o nell'altro, è saggio mantenere una mente aperta.

Jo Dunkley

Professore, Fisica e Scienze Astrofisiche, Princeton University, la cui ricerca è in cosmologia e studia le origini e l'evoluzione dell'Universo

Ok, quindi in realtà non pensiamo che ci sia un confine nell'universo. Pensiamo che o continui all'infinito in tutte le direzioni, o forse sia avvolto su se stesso in modo che non sia infinitamente grande, ma non abbia ancora bordi. La superficie di una ciambella è così: non ha un bordo. È possibile che anche l'intero universo sia così (ma in tre dimensioni: la superficie di una ciambella è solo bidimensionale). Ciò significa che potresti partire in qualsiasi direzione nello spazio su un razzo spaziale, e se hai viaggiato abbastanza a lungo tornerai al punto di partenza. Nessun bordo.

Ma c'è anche una cosa che chiamiamo universo osservabile, che è la parte di spazio che possiamo effettivamente vedere. Il confine di quello è il luogo oltre il quale la luce non ha avuto il tempo di raggiungerci dall'inizio dell'universo. Questo è solo il limite di ciò che possiamo vedere, e oltre questo è probabilmente più la stessa cosa che possiamo vedere intorno a noi: super-ammassi di galassie, ogni enorme galassia contenente miliardi di stelle e pianeti.

Jessie Shelton

Assistant Professor, Physics and Astronomy, University of Illinois Urbana-Champaign, la cui ricerca si concentra su astrofisica e cosmologia

Dipende da cosa intendi per confine dell'universo. Poiché la velocità della luce è finita, mentre guardiamo sempre più lontano nello spazio, guardiamo sempre più indietro nel tempo - anche quando guardiamo la galassia accanto, Andromeda, non vediamo cosa sta succedendo ora, ma cosa stava succedendo due milioni e mezzo di anni fa, quando le stelle di Andromeda emettevano la luce che i nostri telescopi stanno rilevando solo ora. La luce più antica che possiamo vedere è venuta dal più lontano, quindi in un certo senso, il confine dell'universo è tutto ciò che possiamo vedere nella luce più antica che ci raggiunge. Nel nostro universo, questo è lo sfondo cosmico a microonde: un debole, persistente bagliore del Big Bang, che segna quando l'universo si è raffreddato abbastanza da permettere la formazione degli atomi. Questa è chiamata la superficie dell'ultimo spargimento, poiché segna il punto in cui i fotoni hanno smesso di fare ping-pong tra gli elettroni in un plasma caldo e ionizzato e hanno iniziato a fluire attraverso lo spazio trasparente, attraverso miliardi di anni luce fino a noi sulla terra. Quindi si potrebbe dire che il confine dell'universo è la superficie dell'ultimo rapimento.

Cosa c'è al confine dell'universo in questo momento? Beh, non lo sappiamo - non possiamo, dovremmo aspettare che la luce che viene emessa ora venga qui molti, molti miliardi di anni nel futuro, e dal momento che l'universo si sta espandendo sempre più velocemente, probabilmente non saremo affatto in grado di farcela qui, ma possiamo fare un'ipotesi. Su scale più grandi, il nostro universo sembra più o meno lo stesso in qualsiasi direzione guardiamo. Quindi le probabilità sono che se tu fossi ai margini del nostro universo osservabile oggi, vedresti un universo che sembrava più o meno uguale al nostro: galassie, grandi e piccole, in tutte le direzioni. Quindi un'ottima ipotesi per ciò che è ai margini dell'universo ora è semplicemente, più universo: più galassie, più pianeti, forse anche più esseri viventi che fanno la stessa domanda.

Michael Troxel

Assistant Professor, Physic, Duke University le cui ricerche si concentrano sulla cosmologia osservativa e teorica

Nonostante l'Universo sia probabilmente di dimensioni infinite, in realtà esiste più di un "bordo" pratico.

Pensiamo che l'Universo sia in realtà infinito, non ha limiti. Se l'Universo è "piatto" (come un foglio di carta), come abbiamo testato per essere migliore di una precisione percentuale, o "aperto" (come una sella), allora è davvero infinito. Se è "chiuso", che è un po' come un pallone da basket, allora non è infinito. Tuttavia, se vai abbastanza lontano in una direzione, alla fine tornerai al punto di partenza: pensa solo a muoverti lungo la superficie della palla. Come disse una volta uno hobbit di nome Bilbo, "La strada va avanti e avanti/esce dalla porta dove è iniziata" (ancora e ancora).

L'Universo ha ancora un "vantaggio" per noi, però, due, davvero. Ciò è dovuto a una parte della Relatività Generale che dice che tutte le cose (compresa la luce) nell'Universo hanno un limite di velocità - circa 670 milioni di miglia all'ora - e quel limite di velocità è lo stesso ovunque. Le nostre misurazioni ci dicono anche che l'Universo si sta espandendo in ogni direzione, e non solo si sta espandendo, ma si sta espandendo sempre più velocemente nel tempo. Ciò significa che quando osserviamo un oggetto molto lontano da noi, la luce di quell'oggetto impiega del tempo per raggiungerci (la distanza divisa per la velocità della luce). La cosa difficile è che poiché lo spazio si espande mentre quella luce viaggia verso di noi, anche la distanza che la luce deve percorrere aumenta nel tempo nel suo cammino verso di noi.

Quindi la prima cosa che potresti chiedere è qual è la distanza più lontana alla quale potremmo osservare la luce da un oggetto se fosse emessa proprio all'inizio dell'Universo (che ha circa 13,7 miliardi di anni). Questo risulta essere a circa 47 miliardi di anni luce di distanza (un anno luce è circa 63.241 volte la distanza tra la Terra e il Sole), ed è chiamato "orizzonte comovente". Puoi anche porre la domanda in modo leggermente diverso. Se inviassimo un messaggio alla velocità della luce, qual è la distanza più lontana dalla quale qualcuno di un altro pianeta potrebbe mai riceverlo? Questo è ancora più interessante, perché il tasso di espansione dell'Universo diventa più veloce in futuro (invece di rallentare in passato).

Si scopre che anche se il messaggio viaggiasse per sempre, sarebbe in grado di raggiungere solo qualcuno che si trovava a 16 miliardi di anni luce da noi ora. Questo è chiamato "orizzonte degli eventi cosmici". Tuttavia, il pianeta più lontano che siamo stati in grado di osservare è distante solo circa 25mila anni luce, quindi potremmo ancora salutare tutti quelli che sappiamo potrebbero esistere nell'Universo finora. La distanza più lontana che i nostri attuali telescopi potrebbero aver identificato una galassia da noi è solo di circa 13,3 miliardi di anni luce, quindi non possiamo vedere cosa c'è a nessuno di questi "bordi" in questo momento. Quindi nessuno sa cosa c'è ai margini!

Abigail Vieregg

Assistant Professor presso il Kavil Institute for Cosmological Physics presso l'Università di Chicago

Usando i telescopi sulla Terra, osserviamo la luce proveniente da luoghi lontani nell'universo. Più lontana è la fonte della luce, più tempo impiega quella luce ad arrivare qui. Quindi, quando guardi posti lontani, stai guardando com'erano quei posti quando è stata creata la luce che hai visto, non come sono quei posti oggi. Puoi continuare a guardare sempre più lontano, corrispondente a sempre più indietro nel tempo, fino a raggiungere un luogo corrispondente a poche centinaia di migliaia di anni dopo il Big Bang. Prima di allora, l'universo era così caldo e denso (ben prima che esistessero stelle e galassie!) che qualsiasi luce nell'universo si limitava a vibrare, e oggi non possiamo vederla con i nostri telescopi. Questo luogo è il confine dell'"universo osservabile", a volte chiamato orizzonte, perché non possiamo vedere oltre. Col passare del tempo, questo orizzonte cambia. Se potessi guardare fuori da un altro pianeta da qualche altra parte nell'universo, presumibilmente vedresti qualcosa di molto simile a quello che vediamo qui dalla Terra: il tuo orizzonte, limitato dal tempo trascorso dal Big Bang, dalla velocità della luce, e il modo in cui l'universo si è espanso.

Come si presenta oggi il luogo che corrisponde all'orizzonte terrestre? Non possiamo saperlo, dal momento che possiamo solo vedere quel luogo com'era subito dopo il Big Bang, non come lo è oggi. Tuttavia, tutte le misurazioni indicano che tutto l'universo che possiamo vedere, compreso il bordo dell'universo osservabile, sembra approssimativamente come il nostro universo locale oggi: con stelle, galassie e ammassi di galassie e molto spazio vuoto.

Pensiamo anche che l'universo sia molto molto più grande della parte dell'universo che ci capita di vedere qui dalla Terra oggi, e non c'è alcun "bordo" per l'universo stesso. È solo spaziotempo, in espansione.

Arthur B. Kosowsky

Professore, Fisica, Università di Pittsburgh, la cui ricerca si concentra sulla cosmologia e sui relativi problemi di fisica teorica

Una delle proprietà più fondamentali dell'universo è la sua età, che da una varietà di misurazioni ora determiniamo essere 13,7 miliardi di anni. Poiché sappiamo anche che la luce si propaga a velocità costante, ciò significa che un raggio di luce che è partito in un tempo molto antico ha percorso oggi una determinata distanza (chiamata "distanza dell'orizzonte" o "distanza di Hubble"). Poiché nulla si propaga più velocemente della velocità della luce, la distanza di Hubble è la distanza più lontana che possiamo mai osservare in linea di principio (a meno che non scopriamo un modo per aggirare la teoria della relatività!).

Abbiamo una fonte di luce che ci arriva quasi dalla distanza di Hubble: la radiazione cosmica di fondo a microonde. Sappiamo che non esiste un "confine" dell'universo alla distanza dell'origine del fondo a microonde, che è quasi l'intera distanza di Hubble da noi. Quindi, in genere, supponiamo che l'universo sia molto più grande del nostro volume osservabile di Hubble e che qualsiasi bordo effettivo che potrebbe esistere è molto più lontano di quanto possiamo mai osservare. Questo potrebbe plausibilmente non essere corretto: forse l'universo ha un bordo appena oltre la distanza di Hubble da noi, e oltre questo ci sono i mostri marini. Ma poiché tutto l'universo che possiamo osservare sembra relativamente simile e uniforme, questo sarebbe uno stato di cose estremamente strano.

Quindi temo che non avremo mai una buona risposta alla domanda: l'universo potrebbe non avere affatto un bordo, e se ha un bordo, quel bordo è abbastanza lontano che la luce dal bordo non ha ancora avuto abbastanza tempo per arrivare a noi nell'intera storia dell'universo. Dobbiamo accontentarci di comprendere la parte dell'universo che possiamo effettivamente osservare.


In un universo con curvatura zero, la geometria locale è piatta. La struttura globale più ovvia è quella dello spazio euclideo, di estensione infinita. Universi piatti di estensione finita includono il toro e la bottiglia di Klein.

Significa semplicemente che in linea di principio è possibile che la luce o altri segnali provenienti dall'oggetto raggiungano un osservatore sulla Terra. Il diametro dell'universo osservabile è stimato a circa 28 miliardi di parsec (93 miliardi di anni luce), ponendo il bordo dell'universo osservabile a circa 46-47 miliardi di anni luce di distanza.


C'è un punto nello spazio in cui se guardi una metà del cielo notturno vedresti la luce delle stelle e l'altra metà sarebbe l'oscurità perché non ci sono stelle oltre a te nell'universo?

L'universo non ha un "bordo". È illimitato e possibilmente di dimensioni infinite.

Il osservabile l'universo è solo la sfera da cui la luce avrebbe potuto raggiungerci nel tempo successivo al Big Bang. Se ti teletrasportassi ai confini dell'universo osservabile, vedresti comunque stelle e galassie in tutte le direzioni. Le stelle e le galassie più distanti sembrerebbero più giovani, come lo erano nell'universo precedente, perché la loro luce impiegava più tempo a raggiungerti. Lo vedresti da qualsiasi punto dell'universo. L'universo fondamentalmente è lo stesso ovunque.

Detto questo, tu poteva ottenere questo tipo di vista, se fossi seduto fuori da un galassia. Quasi ogni oggetto che vedi nel cielo notturno è una stella all'interno della nostra galassia. Alcuni sono stelle grappoli all'interno della nostra galassia. Alcuni sono pianeti e la Luna. E ci sono tre galassie che puoi vedere nel cielo ad occhio nudo, ma sono deboli oggetti nuvolosi piuttosto che stelle puntiformi.

Quindi, se sedessi a 20.000 anni luce sopra il disco della Via Lattea, vedresti la Via Lattea piena di stelle sotto di te, ma non vedresti nessun'altra stella nel resto del cielo. Potresti vedere alcune deboli galassie nuvolose, ma è tutto.

Quindi puoi ottenere una vista che è per lo più senza stelle tranne che per un pezzo di cielo, ma non la otterrai ai margini dell'universo, perché l'universo non ha margini.


Glossario di termini

Brevi spiegazioni e definizioni di alcuni dei concetti, delle leggi, delle teorie e dei termini tecnici più importanti utilizzati in questo sito web. Questi sono gli stessi termini e definizioni che sono indicati dai collegamenti verdi a comparsa all'interno del testo principale di questo sito Web, ma riuniti in un unico luogo ed elencati in ordine alfabetico. Alcune (sebbene non tutte) le voci hanno collegamenti a immagini, raccolte da vari punti su Internet, che appariranno in una finestra popup.

Abiogenesi:
Lo studio di come la vita sulla Terra potrebbe essere sorta dalla materia inanimata.Non deve essere confuso con l'evoluzione (lo studio di come gli esseri viventi cambiano nel tempo), la biogenesi (il processo delle forme di vita che producono altre forme di vita) o la generazione spontanea (la teoria obsoleta della vita complessa originata dalla materia inanimata su base quotidiana).

Zero Assoluto:
La temperatura più bassa possibile, equivalente a -273.15°C (o 0° sulla scala Kelvin assoluta), a quel punto gli atomi cessano del tutto di muoversi e l'energia molecolare è minima. L'idea che sia impossibile, attraverso qualsiasi processo fisico, abbassare la temperatura di un sistema a zero è conosciuta come la Terza Legge della Termodinamica.

Disco di accrescimento:

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Disco di accrescimento di un buco nero
(Fonte: Internet Encyclopedia of Science: http://www.daviddarling.info/
enciclopedia/E/event_horizon.html)
Materiale diffuso che orbita attorno a un corpo centrale come una protostella, una giovane stella, una stella di neutroni o un buco nero. La gravità fa sì che il materiale nel disco si sposti a spirale verso l'interno verso il corpo centrale con grande velocità e le forze gravitazionali che agiscono sul materiale causano l'emissione di raggi X, onde radio o altre radiazioni elettromagnetiche (note come quasar).

Particella alfa (decadimento alfa):

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Particella alfa
(Fonte originale N/A: irradiation.co.uk/types.php)
Una particella di 2 protoni e 2 neutroni (essenzialmente un nucleo di elio) emessa da un nucleo radioattivo instabile durante il decadimento radioattivo. È una particella a penetrazione relativamente bassa a causa della sua energia relativamente bassa e dell'elevata massa.

Momento angolare:
Una misura della quantità di moto di un corpo in moto rotatorio attorno al suo centro di massa. Tecnicamente, il momento angolare di un corpo è uguale alla massa del corpo moltiplicata per il prodotto vettoriale del vettore posizione della particella con il suo vettore velocità. Il momento angolare di un sistema è la somma dei momenti angolari delle sue particelle costituenti, e questo totale si conserva a meno che non agito da una forza esterna.

Principio antropico:
L'idea che le costanti fondamentali della fisica e della chimica siano giuste (o "messe a punto") per consentire all'universo e alla vita come la conosciamo di esistere, e in effetti che l'universo è solo così com'è perché siamo qui per osservare esso. Così, ci troviamo nel tipo di universo, e nel tipo di pianeta, dove le condizioni sono mature per la nostra forma di vita.

Antimateria:

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Produzione di coppie e annichilazione di coppie di particelle di idrogeno e antiidrogeno
(Fonte originale N/A: rikenresearch.riken.jp/
ita/frontline/5444)
Un grande accumulo di antiparticelle - antiprotoni, antineutroni e positroni (antielettroni) - che hanno proprietà opposte alle particelle normali (ad esempio carica elettrica) e che possono unirsi per formare antiatomi. Quando materia e antimateria si incontrano, si autodistruggono in una raffica di fotoni ad alta energia o raggi gamma. Le leggi della fisica sembrano prevedere un mix più o meno 50/50 di materia e antimateria, nonostante l'universo osservabile apparentemente costituito quasi interamente da materia, noto come "problema dell'asimmetria barionica".

Atomo:

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Rappresentazione di un atomo di azoto (usando il raffinato modello di Bohr)
(Fonte: Jefferson Lab: http://education.jlab.org/
qa/modello_atomico.html)
L'elemento base di tutta la materia normale, costituito da un nucleo (che a sua volta è composto da protoni con carica positiva e neutroni con carica zero) orbitato da una nuvola di elettroni con carica negativa, in modo che la carica positiva sia esattamente bilanciata dalla carica negativa carica e l'atomo nel suo insieme è elettricamente neutro. Gli atomi variano da circa 32 a circa 225 picometri di dimensione (un picometro è un trilionesimo di metro). Un tipico capello umano ha una larghezza di circa 1 milione di atomi di carbonio.

Particelle beta (decadimento beta):

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Particella beta
(Fonte originale N/A: irradiation.co.uk/types.php)
Elettroni o positroni (antielettroni) ad alta energia e alta velocità emessi da alcuni tipi di decadimento radioattivo, quando un nucleo atomico instabile con un eccesso di neutroni o protoni subisce un decadimento beta (processo mediato dalla forza nucleare debole). Le particelle emesse sono una forma di radiazioni ionizzanti, note anche come raggi beta.

Big Bang:

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Il Big Bang e l'espansione dell'universo
(Fonte originale N/A: hetdex.org/dark_energy/index.php)
L'enorme "esplosione" di 13,7 miliardi di anni fa in cui si pensa sia stato creato l'universo (compresi tutto lo spazio, il tempo e l'energia). Secondo questa teoria, l'universo è iniziato in uno stato super-denso e super-caldo e da allora si è espanso e si è raffreddato. La frase è stata coniata da Fred Hoyle durante una trasmissione radiofonica del 1949.

Grande Crunch:

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L'espansione e la contrazione di un universo chiuso in un Big Crunch
(Fonte: Come funzionano le cose: http://science.howstuffworks.com/
big-crunch3.htm)
Uno scenario possibile per il destino ultimo dell'universo, in cui la gravità della materia nell'universo (a condizione che ci sia in effetti una "massa critica") un giorno fermerà e invertirà l'espansione dell'universo in un'immagine speculare del Grande Bang, facendolo collassare in una singolarità di buco nero. Tuttavia, alla luce delle recenti prove di un universo in accelerazione, questo non è più considerato il risultato più probabile.

Corpo nero:

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Radiazione emessa da un corpo nero
(Fonte: Lezioni della Northern Arizona University: http://www4.nau.edu/meteorite/
Meteorite/Libro-GlossarioB.html)
Un oggetto idealizzato che assorbe tutta la radiazione elettromagnetica che cade su di esso, senza attraversarlo e senza riflettersi. La radiazione emessa da un corpo nero è principalmente luce infrarossa a temperatura ambiente, ma all'aumentare della temperatura inizia a emettere lunghezze d'onda visibili, dal rosso al blu, e quindi luce ultravioletta a temperature molto elevate.

Buco nero:

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Buco nero simulato di fronte alla Via Lattea
(Fonte: Space Time Travel: http://www.spacetimetravel.org/
galerie/galerie.html - Credit: Ute Kraus)
Lo spazio-tempo deformato rimanente dopo che la gravità di un corpo massiccio lo ha ridotto a un punto. È una regione di spazio vuoto con una singolarità puntiforme al centro e un orizzonte degli eventi al bordo esterno. È così denso che nessuna materia normale o radiazione può sfuggire al suo campo gravitazionale, così che nulla - nemmeno la luce - può mai andarsene (da qui la sua oscurità). Si pensa che la maggior parte delle galassie abbia al centro un buco nero supermassiccio.

Fisica Classica:
Termine generico usato per descrivere la fisica basata su principi sviluppati prima dell'avvento della relatività generale e della meccanica quantistica, essenzialmente la fisica come era esistita fino ai primi anni del XX secolo. Include la meccanica di Galileo e Newton, l'elettrodinamica di Maxwell, la termodinamica di Boyle e Kelvin e solitamente anche la relatività ristretta di Einstein.

Complementarità:
L'idea nella teoria dei quanti che gli elementi possono essere analizzati separatamente come aventi diverse proprietà contraddittorie e apparentemente si escludono a vicenda. Ad esempio, la dualità onda-particella della luce, in cui la luce può comportarsi come particella o come onda, ma non simultaneamente come entrambe.

Principio Copernicano:
L'idea che non c'è niente di speciale nella nostra posizione nell'universo, una versione generalizzata del riconoscimento di Niccolò Copernico che la Terra è in realtà solo un pianeta che circonda il Sole, e non viceversa.

Radiazione cosmica di fondo a microonde:

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Immagine WMAP con colori migliorati della radiazione cosmica di fondo
(Fonte: NASA/WMAP: http://map.gsfc.nasa.gov/
media/080997/index.html)
La radiazione cosmica di fondo a microonde (o CMB in breve) è il "afterglow" del Big Bang, una radiazione a microonde che permea ancora uniformemente tutto lo spazio a una temperatura di circa -270°C (circa 3° sopra lo zero assoluto). È considerata la migliore prova del modello standard del Big Bang dell'universo.

Inflazione cosmica:

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Grafico dell'espansione dell'universo osservabile con l'inflazione
(Fonte: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/
Inflazione_cosmica)
L'idea che, nella prima frazione di secondo dopo il Big Bang, l'universo abbia subito un'espansione (esponenziale) incredibilmente veloce guidata dal vuoto dello spazio vuoto. La teoria è stata sviluppata da Alan Guth nei primi anni '80 per spiegare alcuni problemi e incongruenze con la teoria di base del Big Bang, come quelli relativi alla struttura su larga scala delle caratteristiche dell'universo, il "problema dell'orizzonte", la "piattezza". problema” e il “problema del monopolio magnetico”.

Raggi cosmici:
Particelle energetiche ad alta velocità (di cui circa il 90% sono protoni) provenienti dallo spazio che incidono sull'atmosfera terrestre. Alcuni sono generati dal nostro Sole, altri da supernove, altri da eventi ancora sconosciuti nelle zone più remote dell'universo visibile. Il termine "raggio" è un termine improprio, poiché le particelle cosmiche arrivano individualmente, non sotto forma di raggio o raggio di particelle.

Costante Cosmologica:
Un termine aggiunto da Albert Einstein come modifica alla sua teoria originale della relatività generale, al fine di bilanciare la forza attrattiva della gravità e ottenere un universo statico o stazionario. Rappresenta la possibilità che ci sia una densità e una pressione associate a uno spazio apparentemente vuoto e che la massa-energia complessiva dell'universo sia in realtà molto maggiore di quanto attualmente stimato. Una volta liquidata come una semplice “riparazione” matematica, è stata ripresa negli ultimi anni con la scoperta dell'apparente accelerazione dell'espansione dell'universo.

Principio cosmologico:

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Il principio cosmologico è supportato da immagini di diverse parti dell'universo dal telescopio spaziale Hubble
(Fonte: Sito Hubble: http://hubblesite.org/newscenter/
archivio/uscite/1996/01/)
Il punto di partenza per la Teoria della Relatività Generale e la teoria del Big Bang è che, mediata su grandi distanze, una parte dell'universo assomiglia approssimativamente a qualsiasi altra parte, e che, vista su scale di distanza sufficientemente grandi, non ci sono direzioni preferite o luoghi preferiti nell'universo. Detto in termini più tecnici, su grandi scale spaziali, l'universo è omogeneo e isotropo.

Massa critica (densità critica):

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Grafico di come la densità critica influenza l'espansione dell'universo
(Fonte: Lezioni della Northern Arizona University: http://www4.nau.edu/meteorite/
Meteorite/Libro-Glossario D.html)
Applicata all'universo nel suo insieme, la massa critica si riferisce alla massa totale richiesta di materia nell'universo che consentirà agli effetti della gravità di superare la sua continua espansione verso l'esterno. Se l'universo contiene più della massa critica della materia, la sua gravità alla fine invertirà l'espansione, provocando il collasso dell'universo in quello che è diventato noto come il Big Crunch. Se, tuttavia, contiene materia insufficiente, continuerà ad espandersi per sempre. Allo stesso modo, la densità critica è quella densità complessiva della materia nell'universo che consentirà solo l'espansione continua.
In altri contesti, la massa critica è anche usata per riferirsi alla quantità di materiale fissile necessaria per sostenere la fissione nucleare.

Energia oscura:

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Distribuzione stimata della materia oscura e dell'energia oscura nell'universo
(Fonte: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Dark_energy)
Una forma invisibile e ipotetica di energia con gravità repulsiva che permea tutto lo spazio e che potrebbe spiegare le recenti osservazioni secondo cui l'universo sembra espandersi a un ritmo accelerato. In alcuni modelli di cosmologia, l'energia oscura rappresenta il 74% dell'energia totale di massa dell'universo. La sua esatta natura rimane un mistero, sebbene la "costante cosmologica" ipotizzata da Einstein sia ora considerata un candidato promettente.

Materia oscura:
Materia che non emette luce e non interagisce con la forza elettromagnetica, ma la cui presenza può essere dedotta dagli effetti gravitazionali sulla materia visibile. Si stima che ci possa essere tra 6 e 7 volte più materia oscura della normale materia luminosa nell'universo, sebbene la sua esatta natura rimanga un mistero.

Decoerenza:

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Rappresentazione artistica dell'esperimento mentale del gatto di Schrödinger, un esempio di decoerenza
(Fonte: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/
wiki/Shrodinger%27s_cat)
Il processo mediante il quale corpi e sistemi quantistici perdono alcune delle loro proprietà quantistiche più insolite (ad esempio la sovrapposizione o la capacità di apparire in luoghi diversi contemporaneamente) mentre interagiscono con i loro ambienti. Quando una particella decoerisce, la sua onda di probabilità collassa, qualsiasi sovrapposizione quantistica scompare e si stabilizza nel suo stato osservato sotto la fisica classica.

Densità:
La massa di un oggetto divisa per il suo volume, una misura di quanto è compattato o affollato (ad esempio l'aria è a bassa densità, il ferro è alto). La legge di Boyle stabilisce che una sostanza aumenta di densità all'aumentare della sua pressione o al diminuire della sua temperatura.

Dimensioni:
Direzioni indipendenti nello spazio-tempo. Conosciamo le tre dimensioni dello spazio (lunghezza, larghezza e altezza, o est-ovest, nord-sud e su-giù) e quella del tempo (passato-futuro), ma la teoria delle superstringhe, ad esempio, richiede che l'universo hanno dieci dimensioni.

DNA:

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Illustrazione e confronto di molecole di RNA e DNA
(Fonte: National Human Genome Research Institute: http://www.genome.gov/Pages/Hyperion/
DIR/VIP/Glossario/Illustrazione/rna.cfm)
Le molecole di acido desossiribonucleico (DNA) sono costituite da due lunghi polimeri intrecciati di nucleotidi, con ossature costituite da zuccheri e gruppi fosfato uniti da legami esteri, strutturati come la familiare doppia elica. Il DNA è responsabile della conservazione a lungo termine delle informazioni genetiche e specifica la sequenza degli amminoacidi all'interno delle proteine. È organizzato in strutture chiamate cromosomi e contiene le istruzioni genetiche utilizzate nello sviluppo e nel funzionamento di tutti gli organismi viventi conosciuti e di alcuni virus. Il primo modello accurato della struttura del DNA è stato formulato da James Watson e Francis Crick nel 1953. L'informazione genetica del DNA viene trasmessa al nucleo delle cellule da molecole di RNA, che controlla determinati processi chimici nella cellula. Sia il DNA che l'RNA sono considerati elementi costitutivi essenziali della vita.

Carica elettrica:
Una proprietà delle particelle microscopiche, che può essere positiva (es. protoni) o negativa (es. elettroni). Le particelle con la stessa carica si respingono e le particelle con cariche opposte si attraggono. Il campo di forza che circonda una carica elettrica è chiamato campo elettrico e un fiume di particelle cariche che scorre attraverso un conduttore è chiamato corrente elettrica.

Campo elettrico:
Il campo di forza che circonda una carica elettrica (allo stesso modo di un campo magnetico è il campo di forza che circonda un magnete). Insieme, i campi elettrico e magnetico costituiscono il campo elettromagnetico che è alla base della luce e di altre onde elettromagnetiche, e i cambiamenti in uno dei due campi indurranno cambiamenti nell'altro, come mostrato nelle equazioni di James Clerk Maxwell.

Forza elettromagnetica (o elettromagnetismo):
La forza che un campo elettromagnetico esercita sulle particelle elettricamente cariche. È una delle quattro forze fondamentali della fisica (insieme alla forza gravitazionale e alle forze nucleari forti e deboli), e quella responsabile della maggior parte delle forze che sperimentiamo nella nostra vita quotidiana. Le forze elettromagnetiche che agiscono tra i protoni e gli elettroni caricati elettricamente all'interno degli atomi e tra gli atomi sono essenzialmente responsabili dell'incollaggio di tutta la materia ordinaria.
Sebbene enormemente più forte (10 42 volte) della forza di gravità, è una forza meno dominante su scale più grandi perché le interazioni attrattive e repulsive tendono a annullarsi a vicenda. Come la gravità, la forza elettromagnetica è soggetta a una legge dell'inverso del quadrato e la sua forza è inversamente proporzionale al quadrato della distanza tra le particelle. La forza è mediata o operata dallo scambio di fotoni tra le particelle. La "forza elettrostatica" è un aspetto della forza elettromagnetica, che sorge quando due particelle cariche sono statiche (cioè non in movimento).

Radiazione elettromagnetica (o onde elettromagnetiche):

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Lo spettro elettromagnetico
(Fonte: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/
Spettro elettromagnetico)
Un'onda che viaggia nello spazio alla velocità della luce, costituita da un campo elettrico che periodicamente cresce e muore, alternato a un campo magnetico che periodicamente muore e cresce. Le onde elettromagnetiche trasportano energia e quantità di moto, che possono essere impartite quando interagiscono con la materia.
In ordine di frequenza crescente, lo spettro elettromagnetico comprende onde radio, microonde, radiazioni terahertz, radiazioni infrarosse, luce visibile, radiazioni ultraviolette, raggi X e raggi gamma.

Elettrone:

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Diagramma del guscio elettronico per l'elemento uranio (usando il modello di Bohr dell'atomo)
(Fonte: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Wikipedia:
Picture_peer_review/Electron_shells)
Una particella subatomica carica negativamente. È una particella elementare indivisibile e di solito si trova in orbita attorno al nucleo di un atomo. Gli elettroni in un atomo (che esistono nella stessa quantità del numero di protoni nel nucleo del particolare atomo, così che la carica elettrica complessiva è zero) sono costretti ad occupare determinate posizioni orbitali discrete o "gusci" attorno al nucleo. Le interazioni tra gli elettroni di atomi diversi svolgono un ruolo essenziale nel legame chimico e in fenomeni come elettricità, magnetismo e conduttività termica. La scoperta degli elettroni è attribuita al fisico britannico J. J. Thomson nel 1897.

Elemento:

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Tavola periodica degli elementi
(Fonte: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Periodic_table)
Una sostanza che non può essere ulteriormente ridotta con mezzi chimici. È una sostanza chimica pura composta da atomi con lo stesso numero atomico (cioè lo stesso numero di protoni nel suo nucleo). Ci sono 92 elementi naturali sulla Terra e tutta la materia chimica è costituita da questi elementi (sebbene altri 25 siano stati scoperti come prodotti di reazioni nucleari artificiali). Gli elementi con numero atomico 83 o superiore sono intrinsecamente instabili e subiscono un decadimento radioattivo. L'elenco degli elementi viene solitamente mostrato sotto forma di Tavola Periodica, in ordine di numero atomico (vedi riquadro a destra, oppure fai clic sul collegamento alla fonte per una Tavola Periodica interattiva più dettagliata).

Particella elementare:

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Modello standard di particelle elementari
(Fonte: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/
Elementary_particles)
Una particella senza sottostruttura (cioè non composta da particelle più piccole) e che è quindi uno dei mattoni fondamentali dell'universo da cui sono fatte tutte le altre particelle. Quark, elettroni, neutrini, fotoni, muoni e gluoni (insieme alle rispettive antiparticelle) sono tutte particelle elementari, protoni e neutroni (che sono costituiti da quark) no.

Energia:
A volte definita come la capacità di svolgere un lavoro o di provocare un cambiamento, l'energia è notoriamente difficile da definire. In accordo con la Legge di Conservazione dell'Energia, l'energia non può mai essere creata o distrutta ma può essere trasformata in diverse forme, incluse cinetiche, potenziali, termiche, gravitazionali, sonore, luminose, elastiche ed elettromagnetiche. L'unità di misura scientifica dell'energia è il Joule.

Intreccio:

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Si può vedere che una coppia di particelle entangled ha proprietà complementari quando misurata
(Fonte: Universe Review: http://universe-review.ca/F13-atom.htm)
Il fenomeno nella teoria quantistica per cui le particelle che interagiscono tra loro diventano permanentemente dipendenti dagli stati e dalle proprietà quantistiche dell'altra, nella misura in cui perdono la loro individualità e in molti modi si comportano come una singola entità. Ad un certo livello, le particelle entangled sembrano "conoscere" gli stati e le proprietà reciproche.

Entropia:
Una misura del disordine di un sistema e delle sue molecole costituenti. Più specificamente, in termodinamica è una misura dell'indisponibilità dell'energia di un sistema per compiere lavoro. La Seconda Legge della Termodinamica incarna l'idea che l'entropia non può mai diminuire, ma piuttosto tenderà ad aumentare nel tempo, avvicinandosi a un valore massimo quando raggiunge l'equilibrio termico. Un classico esempio di aumento dell'entropia è lo scioglimento del ghiaccio in acqua finché entrambi non raggiungono una temperatura comune.

Orizzonte degli eventi:

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Orizzonte degli eventi di un buco nero
(Fonte: Internet Encyclopedia of Science: http://www.daviddarling.info/
enciclopedia/E/event_horizon.html)
Un confine unidirezionale nello spazio-tempo che circonda un buco nero. Qualsiasi materia o luce che cade attraverso l'orizzonte degli eventi di un buco nero non può mai andarsene, e qualsiasi evento all'interno dell'orizzonte degli eventi non può influenzare un osservatore esterno.

Esogenesi:
L'ipotesi che la vita sulla Terra sia stata trasferita da altre parti dell'universo. Un concetto correlato ma più limitato è quello di panspermia, l'idea che i "semi" della vita esistano già in tutto l'universo, e che la vita sulla Terra possa aver avuto origine attraverso questi "semi".

Particella esotica:
Una sorta di particella teorica che secondo alcune teorie della fisica moderna esiste, le cui presunte proprietà sono estremamente insolite. Gli esempi includono tachioni (particelle che viaggiano sempre più veloci della velocità della luce), WIMP (particelle massicce a interazione debole che non interagiscono con l'elettromagnetismo o la forza nucleare forte), assioni (particelle senza carica elettrica, massa molto piccola e interazione molto bassa con le forze forte e debole) e i neutrini (particelle che viaggiano vicine alla velocità della luce, prive di carica elettrica e sono in grado di attraversare la materia ordinaria quasi indisturbate).

Universo in espansione:

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Rappresentazione artistica dell'"espansione metrica" ​​dell'universo
(Fonte: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Big_Bang)
Un universo in continua crescita di dimensioni e in cui le parti costitutive (galassie, ammassi, ecc.) volano sempre più lontano l'una dall'altra. Sebbene contrario all'universo statico che era stato assunto per gran parte della storia, un universo in espansione è stato confermato dalle osservazioni di Edwin Hubble del 1929 sugli spostamenti verso il rosso di lontane stelle variabili Cefeidi ed è coerente con la maggior parte delle soluzioni delle equazioni di campo della relatività generale di Albert Einstein. Suggerisce anche che, in un lontano passato, l'universo era molto più piccolo e alla fine ha avuto inizio in un evento di tipo Big Bang.

Forze fondamentali (o elementari):
Ci sono quattro forze fondamentali della fisica che si ritiene siano alla base di tutti i fenomeni nell'universo. Elencati in ordine di forza sono: la forza nucleare forte, la forza elettromagnetica, la forza nucleare debole e la forza gravitazionale (o gravità). Si ritiene probabile che, in condizioni di energia estremamente elevata come quelle avvenute vicino all'inizio del Big Bang, le quattro forze fondamentali della natura siano effettivamente unificate in un unico quadro teorico (noto come Teoria della Grande Unificazione).
Secondo la teoria quantistica dei campi, le forze tra le particelle sono mediate da altre particelle e le forze fondamentali possono essere descritte dallo scambio di particelle virtuali portatrici di forza: la forza nucleare forte mediata dai gluoni la forza elettromagnetica dai fotoni la forza nucleare debole da Bosoni W e Z e gravità da ipotetici gravitoni.

Galassia:

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Esempi di tipi di galassie
(Fonte: Australia Telescope Outreach and Education: http://outreach.atnf.csiro.au/
education/senior/cosmicengine/
galassia_formazione.html)
Uno degli elementi costitutivi di base dell'universo, una galassia è un enorme sistema di stelle, resti stellari, gas, polvere e forse un'ipotetica sostanza nota come materia oscura, legati insieme dalla gravità. Le galassie possono avere un diametro compreso tra 1 e 100.000 anni luce e sono tipicamente separate da milioni di anni luce di spazio intergalattico. Sono raggruppati in ammassi, che a loro volta possono formare gruppi più grandi chiamati superammassi e fogli o filamenti. Esistono molti tipi diversi di galassie tra cui la spirale (come la nostra galassia della Via Lattea), ellittica, ad anello, nana, lenticolare e irregolare. Si stima che ci siano oltre cento miliardi di galassie nell'universo osservabile.

Raggi gamma:

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Raggi gamma
(Fonte originale N/A: irradiation.co.uk/types.php)
Una forma di radiazione elettromagnetica prodotta da alcuni tipi di decadimento radioattivo. I raggi gamma hanno la frequenza e l'energia più elevate e la lunghezza d'onda più corta nello spettro elettromagnetico e penetrano nella materia più facilmente delle particelle alfa o delle particelle beta.

Esplosione di raggi gamma:
Un fascio stretto di intensa radiazione elettromagnetica rilasciato durante un evento di supernova, mentre una stella di grande massa in rapida rotazione collassa per formare un buco nero. Sono gli eventi più brillanti noti che si verificano nell'universo e possono durare da millisecondi a diversi minuti (in genere pochi secondi). Il burst iniziale è solitamente seguito da un "afterglow" di lunga durata emesso a lunghezze d'onda maggiori (raggi X, ultravioletti, ottici, infrarossi e radio).

Gas:
Uno stato della materia costituito da un insieme di particelle (molecole, atomi, ioni, elettroni, ecc.) senza una forma o un volume definiti e che si muovono più o meno casualmente. Un gas tende ad avere densità e viscosità relativamente basse rispetto agli stati solido e liquido della materia, si espande e si contrae notevolmente al variare della temperatura o della pressione ("comprimibile") e si diffonde facilmente, diffondendosi e distribuendosi omogeneamente in qualsiasi contenitore.

Teoria della Relatività Generale:

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La relatività generale prevede, tra le altre cose, la flessione gravitazionale della luce da parte di corpi massicci
(Fonte: Centro di ricerca sui viaggi nel tempo: http://www.zamandayolculuk.com/cetinbal/
HTMLdosya1/RelativityFile.htm)
A volte conosciuta come la Teoria della Relatività Generale, questa era la raffinatezza di Albert Einstein (pubblicata nel 1916) della sua precedente Teoria della Relatività Speciale e la molto precedente Legge della Gravitazione Universale di Sir Isaac Newton. La teoria sostiene che l'accelerazione e la gravità sono indistinguibili - il Principio di Equivalenza - e descrive la gravità come una proprietà della geometria (più specificamente una deformazione) dello spazio-tempo. Tra le altre cose, la teoria prevede l'esistenza di buchi neri, un universo in espansione, la dilatazione del tempo, la contrazione della lunghezza, la flessione della luce gravitazionale e la curvatura dello spazio-tempo. Sebbene la fisica classica possa essere considerata una buona approssimazione per scopi quotidiani, le previsioni della relatività generale differiscono significativamente da quelle della fisica classica. Tuttavia, sono stati generalmente accettati nella fisica moderna e sono stati confermati da tutte le osservazioni e gli esperimenti fino ad oggi.

geodetico:

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Una geodetica è il percorso più breve tra due punti nello spazio curvo
(Fonte: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/
Introduzione_alla_relatività_generale)
Il percorso più breve tra due punti nello spazio curvo. Originariamente significava il percorso più breve tra due punti sulla superficie terrestre (vale a dire un segmento di un cerchio massimo) ma, dalla sua applicazione nella relatività generale, è arrivato a significare la generalizzazione della nozione di linea retta applicata a tutte le curve spazi. Nello spazio tridimensionale non curvo, la geodetica è una linea retta. Nella relatività generale, un corpo in caduta libera (sul quale agiscono solo le forze gravitazionali) segue una geodetica nello spazio-tempo quadridimensionale curvo.

Teoria della Grande Unificazione (o Teoria del Campo Unificato):
Conosciuto anche come Grande Unificazione o GUT, questo si riferisce a una qualsiasi delle numerose teorie del campo unificato che prevedono che a energie estremamente elevate (come si è verificato subito dopo il Big Bang), le forze elettromagnetiche, nucleari deboli e nucleari forti sono tutte fuse in un unico campo unificato. Finora, i fisici sono stati solo in grado di fondere l'elettromagnetismo e la forza nucleare debole nella "forza elettrodebole". Oltre la Grande Unificazione, c'è anche la speculazione che potrebbe essere possibile fondere la gravità con le altre tre simmetrie di gauge in una "teoria del tutto".

Gravità (o forza gravitazionale):

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La gravità fa curvare lo spazio-tempo attorno a oggetti massicci
(Fonte: Centro di ricerca sui viaggi nel tempo: http://www.zamandayolculuk.com/cetinbal/
HTMLdosya1/RelativityFile.htm)
La forza di attrazione che esiste tra due masse qualsiasi, siano esse stelle, particelle microscopiche o qualsiasi altro corpo con massa. È di gran lunga la più debole delle quattro forze fondamentali (le altre sono la forza elettromagnetica, la forza nucleare forte e la forza nucleare debole), eppure, poiché è una forza coerente che opera su tutti i corpi con massa, è strumentale nel la formazione di galassie, stelle, pianeti e buchi neri. Fu descritto approssimativamente dalla Legge di Gravitazione Universale di Sir Isaac Newton nel 1687, e più accuratamente descritto dalla Teoria della Relatività Generale di Albert Einstein nel 1916.

Metà vita:
Una misura della velocità di decadimento radioattivo di atomi instabili e radioattivi. È il tempo impiegato dalla metà dei nuclei in un campione radioattivo per disintegrarsi o decadere. L'emivita può variare da una frazione di secondo a miliardi di anni a seconda della sostanza.

Radiazione di Hawking:

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Radiazione di Hawking mentre si creano coppie di particelle vicino a un buco nero
(Fonte: Università di St Andrews: http://www.st-andrews.ac.uk/

ulf/fibra.html)

Particelle subatomiche casuali e senza caratteristiche e radiazioni termiche previste per essere emesse dai buchi neri a causa di effetti quantistici. Per lunghi periodi di tempo, poiché un buco nero perde più materia attraverso la radiazione di quanta ne guadagni con altri mezzi, ci si aspetta che si dissipi, si riduca e alla fine svanisca.

Orizzonte:

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L'orizzonte è il bordo dell'universo osservabile da una particolare posizione
(Fonte: Conferenze U. of Oregon: http://abyss.uoregon.edu/%7Ejs/lectures/early_univ.html)
L'orizzonte dell'universo è molto simile all'orizzonte sulla Terra: è il più lontano che può essere visto da una particolare posizione. Poiché la luce ha una velocità finita e l'universo ha un'età finita, possiamo vedere solo oggetti la cui luce ha avuto il tempo di raggiungerci dal Big Bang, così che l'universo osservabile può essere pensato come una bolla centrata sulla Terra.

Legge di Hubble:
Formulata da Edwin Hubble nel 1929, la legge afferma che lo spostamento verso il rosso della luce proveniente da galassie lontane è proporzionale alla loro distanza, per cui ogni galassia sembra allontanarsi da noi (o da qualsiasi altro punto dell'universo) con una velocità che è direttamente proporzionale alla sua distanza da noi. È considerata la prima base osservativa per un universo in espansione (o l'espansione metrica dello spazio) e la prova più spesso citata a sostegno della teoria del Big Bang, e probabilmente una delle più importanti scoperte cosmologiche mai fatte.

Equilibrio idrostatico:

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Equilibrio idrostatico
(Fonte originale N/A: astro.umass.edu/%7Emyun/
insegnamento/a100/longlecture14.html)
Lo stato in cui la forza di gravità che agisce per schiacciare una stella è esattamente bilanciata dalla pressione termica del suo gas caldo che spinge verso l'esterno. È il motivo per cui le stelle in generale non implodono o esplodono, e spiega anche perché l'atmosfera terrestre non collassa a uno strato molto sottile sul terreno.

Inerzia:
La tendenza naturale (come definita nella Prima legge del movimento di Sir Isaac Newton del 1687) degli oggetti a resistere ai cambiamenti nel loro stato di movimento. Pertanto, un corpo in quiete tende a rimanere in quiete e, una volta messo in moto, un corpo tende a mantenersi in moto a velocità costante in linea retta (o lungo una geodetica in uno spazio curvo) a meno che non sia agito da una forza esterna. Un esempio di forza d'inerzia è la forza centrifuga, che in realtà è solo dovuta a un corpo che cerca di continuare in linea retta mentre è costretto a muoversi lungo un percorso curvo.

Telaio inerziale (o sistema inerziale):
Un quadro di riferimento in cui gli osservatori non sono soggetti ad alcuna forza accelerante. Un sistema inerziale è un sistema di riferimento in cui un corpo rimane fermo o si muove con velocità lineare costante a meno che non agito da forze esterne (come stabilito dalla prima legge del moto di Sir Isaac Newton, Forza = massa × accelerazione). Qualsiasi sistema di riferimento che si muova con velocità costante rispetto a un sistema inerziale è esso stesso un sistema inerziale.

Interferenza:

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Interferenza delle onde nell'esperimento della doppia fenditura di Thomas Young
(Fonte: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Double-slit_experiments)
La capacità di due onde che si incrociano di mescolarsi, rafforzandosi a vicenda dove le creste coincidono e annullandosi a vicenda dove coincidono creste e depressioni, in modo simile al modo in cui le increspature dell'acqua interferiscono tra loro. Ciò si traduce, ad esempio, in uno schema di interferenza di strisce chiare e scure su uno schermo illuminato dalla luce di due sorgenti.

Ione:
Un atomo o una molecola che è stata privata di uno o più dei suoi elettroni orbitanti, conferendogli così una carica elettrica netta positiva. Tecnicamente, un atomo che guadagna un elettrone (dandogli così una carica elettrica netta negativa) è anche un tipo di ione, noto come anione.

Isotopo:
Una possibile forma di un elemento, distinguibile dagli altri isotopi dello stesso elemento per la sua diversa massa, che è causata da un diverso numero di neutroni nel nucleo (il numero di protoni, che dà il numero atomico dell'elemento, deve essere il stesso). Circa il 75% degli isotopi è stabile, mentre alcuni sono instabili o radioattivi e decadranno nel tempo in altri elementi.

Legge di conservazione dell'energia:
Conosciuto anche come Prima Legge della Termodinamica, questo è il principio secondo cui l'energia non può mai essere creata o distrutta, ma solo convertita da una forma all'altra (ad esempio, l'energia chimica della benzina può essere convertita nell'energia del movimento di un'auto). La quantità totale di energia in un sistema isolato (o nell'universo nel suo insieme) rimane quindi costante.

Legge di Gravitazione Universale:

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Legge di gravitazione universale di Newton
(Fonte: Note di astronomia: http://www.astronomynotes.com/
gravappl/s3.htm)
Pubblicata da Sir Isaac Newton nel 1687, e talvolta conosciuta anche come Legge di Gravità Universale, questa fu la prima formulazione dell'idea che tutti i corpi con massa si attraggono l'un l'altro attraverso lo spazio. Newton osservò che la forza di gravità tra due oggetti è proporzionale al prodotto delle due masse e inversamente proporzionale al quadrato della distanza tra loro. Sebbene la teoria sia stata da allora sostituita dalla Teoria della Relatività Generale di Albert Einstein, essa prevede i movimenti del Sole, della Luna e dei pianeti con un alto grado di accuratezza e continua ad essere usata come un'eccellente approssimazione degli effetti della gravità per applicazioni quotidiane (la relatività è richiesta solo quando c'è bisogno di estrema precisione, o quando si ha a che fare con la gravitazione di oggetti molto massicci).

Contrazione della lunghezza:

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A velocità relativistiche, lo spazio “si contrae” e il tempo “si dilata”
(Fonte: Centro di ricerca sui viaggi nel tempo: http://www.zamandayolculuk.com/cetinbal/
HTMLdosya1/RelativityFile.htm)
Il fenomeno, previsto dalle Teorie della Relatività Speciale e Generale di Albert Einstein, per cui, dal contesto relativo del sistema di riferimento di un osservatore, lo spazio o la lunghezza sembra diminuire all'aumentare delle velocità relative.

Vita:
Fenomeno difficile e controverso da definire, la vita è generalmente considerata una caratteristica di organismi che esibiscono determinati processi biologici (come reazioni chimiche o altri eventi che determinano una trasformazione), e che sono in grado di crescere attraverso il metabolismo e sono in grado di riproduzione. Anche la capacità di ingerire cibo ed espellere i rifiuti sono talvolta considerati requisiti della vita (ad esempio i batteri sono generalmente considerati vivi, mentre i virus più semplici, che non si nutrono o espellono, non lo sono).
Le due caratteristiche distintive dei sistemi viventi sono talvolta considerate la complessità e l'organizzazione (entropia negativa). Alcuni organismi possono comunicare e molti possono adattarsi al loro ambiente attraverso cambiamenti generati internamente, sebbene questi non siano universalmente considerati prerequisiti per la vita.

Leggero:
Tecnicamente, questo si riferisce alla radiazione elettromagnetica di una lunghezza d'onda visibile all'occhio umano, sebbene nel campo più ampio della fisica, a volte è usato per riferirsi alla radiazione elettromagnetica di tutte le lunghezze d'onda, visibili o meno. Esibisce la "dualità onda-particella" in quanto può comportarsi sia come onde che come particelle (fotoni). La luce viaggia nel vuoto a una velocità costante di circa 300.000 chilometri al secondo.

Anno luce:
Un'unità conveniente per misurare le grandi distanze nell'universo. È la distanza percorsa dalla luce in un anno che, dato che la luce viaggia a 300.000 chilometri al secondo, corrisponde a circa 9.460.000.000.000 chilometri (9,46 trilioni di chilometri).

Campo magnetico:
Il campo di forza che circonda un magnete (allo stesso modo di un campo elettrico è il campo di forza che circonda una carica elettrica). Insieme, i campi magnetico ed elettrico costituiscono il campo elettromagnetico che è alla base della luce e di altre onde elettromagnetiche, e i cambiamenti in uno dei due campi indurranno cambiamenti nell'altro, come indicato dalle Equazioni dell'elettromagnetismo di James Clerk Maxwell.

Monopolo magnetico:
Un'ipotetica particella che è un magnete con un solo polo, e che quindi ha una carica magnetica netta. Sebbene l'esistenza dei monopoli sia indicata sia dalla teoria classica che dalla teoria quantistica (e prevista dalle recenti teorie delle stringhe e dalle teorie della grande unificazione), non ci sono ancora prove osservative per la loro esistenza fisica.

Massa:
Una misura della quantità di materia in un corpo. Può anche essere visto come una misura dell'inerzia di un corpo o della resistenza al cambiamento in movimento, o il grado di accelerazione che un corpo acquisisce quando è soggetto a una forza (i corpi con massa maggiore sono accelerati meno dalla stessa forza e hanno una maggiore inerzia). La massa viene spesso confusa con il peso, che è la forza dell'attrazione gravitazionale sull'oggetto (e quindi quanto è pesante in una particolare situazione gravitazionale), sebbene, nelle situazioni quotidiane, il peso di un oggetto sia proporzionale alla sua massa.

Equivalenza massa-energia:
Il concetto che ogni massa ha un'energia associata e che, al contrario, ogni energia ha una massa associata. Nella Teoria della Relatività Speciale di Einstein, questa relazione è espressa nella famosa formula di equivalenza massa-energia, E = mc 2 , dove E = energia totale, m = massa e c = velocità della luce nel vuoto. Dato che c è un numero molto grande, diventa evidente che la massa è in effetti una forma di energia molto concentrata.

Importa:
Tutto ciò che ha sia massa che volume (cioè occupa spazio). La materia è ciò di cui sono fatti gli atomi e le molecole, ed esiste in quattro stati o fasi: solido, liquido, gas e plasma (sebbene esistano anche altre fasi, come i condensati di Bose-Einstein).

Molecola:

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Esempi di molecole organiche
(Fonte originale N/A: newtraditions.chem.wisc.edu/
FPTS/fbform/fororgf.htm)
Un insieme di atomi incollati insieme da forze elettromagnetiche. Una definizione più formale potrebbe essere: un gruppo elettricamente neutro sufficientemente stabile di almeno due atomi, in una disposizione definita, tenuti insieme da legami chimici molto forti. Una molecola può essere costituita da atomi dello stesso elemento chimico (es. ossigeno: O 2 ) o da elementi diversi (es. acqua: H 2 O). Le molecole organiche sono quelle che includono il carbonio e le altre sono chiamate inorganiche.

Quantità di moto:
Una misura di quanto sforzo è richiesto per fermare un corpo, definita come la massa del corpo moltiplicata per la sua velocità. Pertanto, un corpo grande e pesante (ad esempio un treno) che va relativamente lentamente può avere più slancio rispetto a un corpo più piccolo che va molto veloce (ad esempio un'auto da corsa). La legge di conservazione della quantità di moto stabilisce che la quantità di moto totale di un sistema isolato (quello in cui nessuna forza esterna netta agisce sul sistema) non cambia.

Multiverso (universi paralleli):

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Universi paralleli che compongono un multiverso
(Fonte: Mukto-Mona: http://www.mukto-mona.com/science/
fisica/UniversoParalell2003.pdf)
Un ipotetico insieme di più universi possibili (incluso il nostro) che esistono in parallelo tra loro. Il nostro universo sarebbe quindi solo uno di un enorme numero di universi paralleli separati e distinti, la stragrande maggioranza dei quali sarebbe morta e poco interessante, non avendo un insieme di leggi fisiche che permetterebbero l'emergere di stelle, pianeti e vita.

Neutrino:

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Super-Kamiokande, un osservatorio di neutrini in Giappone
(Fonte: Super-Kamiokande: http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/gallery/index-e.html)
Una particella elementare subatomica senza carica elettrica e massa molto piccola che viaggia molto vicino alla velocità della luce. Sono creati come risultato di alcuni tipi di decadimento radioattivo o reazione nucleare, come il decadimento di un neutrone libero (cioè uno al di fuori di un nucleo) in un protone ed un elettrone. Essendo elettricamente neutri e non influenzati dalla forza nucleare forte o dalla forza elettromagnetica, i neutrini sono in grado di attraversare la materia ordinaria quasi indisturbati e sono quindi estremamente difficili da rilevare, sebbene se creati in grandi quantità siano in grado di far saltare in aria una stella in una supernova .

Neutrone:

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La struttura a quark di un neutrone
(Fonte: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Neutron)
Uno dei due elementi costitutivi principali (insieme al protone) del nucleo al centro di un atomo. I neutroni hanno essenzialmente la stessa massa di un protone (molto leggermente più grande) ma non hanno carica elettrica e sono costituiti da un quark "up" e due quark "down". Il numero di neutroni in un atomo determina l'isotopo di un elemento. Al di fuori di un nucleo, sono instabili e si disintegrano entro una decina di minuti.

Stella di neutroni:
Una stella che si è ridotta sotto la propria gravità durante un evento di supernova, così che la maggior parte del suo materiale è stato compresso solo in neutroni (i protoni e gli elettroni sono stati schiacciati insieme fino a fondersi, lasciando solo neutroni). Le stelle di neutroni sono molto calde, piuttosto piccole (tipicamente da 20 a 30 chilometri di diametro), estremamente dense, hanno una gravità superficiale molto elevata e ruotano molto velocemente. Una pulsar è una specie di stella di neutroni in rapida rotazione altamente magnetizzata.

Le leggi del moto di Newton:
Le tre leggi fisiche, pubblicate da Sir Isaac Newton nel 1687, che costituiscono la base della meccanica classica: 1) un corpo persiste nel suo stato di quiete o di moto uniforme a meno che non sia azionato da una forza esterna sbilanciata 2) la forza è uguale alla massa per l'accelerazione e 3) ad ogni azione corrisponde una reazione uguale e contraria.

Non località:
La capacità piuttosto spettrale degli oggetti nella teoria quantistica di conoscere apparentemente istantaneamente lo stato quantico dell'altro, anche se separati da grandi distanze, in apparente violazione del principio di località (l'idea che gli oggetti distanti non possono avere un'influenza diretta l'uno sull'altro, e che un oggetto è influenzato direttamente solo dall'ambiente circostante).

Fissione nucleare:
Una reazione nucleare in cui il nucleo di un atomo si divide in parti più piccole, spesso producendo neutroni liberi, nuclei più leggeri e fotoni (sotto forma di raggi gamma). Il processo rilascia grandi quantità di energia, sia come radiazione elettromagnetica che come energia cinetica dei frammenti risultanti.

Fusione nucleare:

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Il processo di fusione nucleare al sole
(Fonte: U. di Berkely: http://cse.ssl.berkeley.edu/bmendez/
aa10/2002/note/lec12.html)
La saldatura insieme di due nuclei leggeri per formare un nucleo più pesante, con conseguente liberazione di energia nucleare. Un esempio di questo tipo di reazione nucleare è il legame dei nuclei di idrogeno nel nucleo del Sole per produrre elio. Nelle stelle più grandi e più calde, l'elio stesso può fondersi per produrre elementi più pesanti, un processo che continua nella tavola periodica degli elementi fino al ferro. La fusione di nuclei di ferro ultra-stabili assorbe effettivamente energia anziché rilasciarla, quindi il ferro non si fonde facilmente per creare elementi più pesanti.

Nucleosintesi:

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Fonti di elementi più pesanti (nucleosintesi)
(Fonte: Lezioni della Northern Arizona University: http://www4.nau.edu/meteorite/
Meteorite/Libro-GlossarioN.html)
Il processo di creazione di nuovi nuclei atomici da protoni e neutroni preesistenti mediante un processo di fusione nucleare. Gli stessi nucleoni primordiali (idrogeno ed elio) si sono formati dal plasma di quark-gluoni nei primi minuti dopo il Big Bang, quando si è raffreddato a meno di dieci milioni di gradi, ma la nucleosintesi degli elementi più pesanti (compreso tutto il carbonio, l'ossigeno, ecc. ) si verifica principalmente nel processo di fusione nucleare all'interno di stelle e supernove.

Nucleo:
Lo stretto cluster di nucleoni (protoni con carica positiva e neutroni con carica zero, o solo un singolo protone nel caso dell'idrogeno) al centro di un atomo, contenente oltre il 99,9% della massa dell'atomo. Il nucleo di un atomo tipico è circa 100.000 più piccolo della dimensione totale dell'atomo (a seconda del singolo atomo).

Universo oscillante:
Un modello cosmologico, in cui l'universo subisce una serie potenzialmente infinita di oscillazioni, ciascuna che inizia con un Big Bang e termina con un Big Crunch. Dopo il Big Bang, l'universo si espande per un po' prima che l'attrazione gravitazionale della materia lo faccia collassare e subire un "rimbalzo".

Panspermia:

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Rappresentazione artistica della vita che cade sulla Terra su un meteorite, secondo l'ipotesi della panspermia
(Fonte: Internet Encyclopedia of Science: http://www.daviddarling.info/
enciclopedia/B/ballpans.html)
L'ipotesi che "semi" di vita esistano già in tutto l'universo, e che la vita sulla Terra possa aver avuto origine attraverso questi "semi", guidati da un costante afflusso di cellule o virus che arrivano dallo spazio tramite le comete. È una forma più limitata della relativa ipotesi di esogenesi, che propone anche che la vita sulla Terra sia stata trasferita da altre parti dell'universo, ma non fa previsioni su quanto possa essere diffusa.

Principio di esclusione di Pauli:
Il divieto a due fermioni identici di condividere contemporaneamente lo stesso stato quantistico. Tra le altre implicazioni, impedisce agli elettroni (che sono una specie di fermione) di accumularsi uno sopra l'altro, spiegando così l'esistenza di diversi tipi di atomi e l'intera varietà dell'universo che ci circonda.

Effetto fotoelettrico:

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Emissione di elettroni da una lastra metallica (effetto fotoelettrico)
(Fonte: Università dell'Arizona settentrionale: http://www4.nau.edu/meteorite/
Meteorite/Libro-GlossarioP.html)
Il fenomeno per cui, quando una superficie metallica è esposta a radiazioni elettromagnetiche al di sopra di una certa frequenza di soglia (tipicamente luce visibile e raggi X), la luce viene assorbita e vengono emessi elettroni. La scoperta dell'effetto è solitamente attribuita a Heinrich Hertz nel 1887, e lo studio di esso (in particolare da Albert Einstein) ha portato a importanti passi nella comprensione della natura quantistica della luce e degli elettroni e nella formulazione del concetto di dualità onda-particella.

Fotone:
Una particella (o quanto) di luce o altra radiazione elettromagnetica, che non ha massa intrinseca e può quindi viaggiare alla velocità della luce. È una particella elementare e l'unità di base della luce e trasporta efficacemente gli effetti della forza elettromagnetica. Il concetto moderno del fotone come esibizione sia delle proprietà delle onde che delle particelle è stato sviluppato gradualmente da Albert Einstein e altri.

Costante di Planck:
La costante di proporzionalità (h) che fornisce la relazione tra l'energia (E) di un fotone e la frequenza (v) dell'onda elettromagnetica ad essa associata nella cosiddetta Relazione di Planck E = hv. È essenzialmente usato per descrivere le dimensioni dei singoli quanti nella meccanica quantistica. Il suo valore dipende dalle unità utilizzate per l'energia e la frequenza, ma è un numero molto piccolo (con l'energia misurata in Joule è dell'ordine di 6,626 × 10 -34 J·s).

Energia di Planck:
L'energia super alta (circa 1,22 × 10 19 GeV) alla quale la gravità diventa paragonabile in forza alle altre forze fondamentali e alla quale gli effetti quantistici della gravità diventano importanti.

Lunghezza Planck:
La scala di lunghezza incredibilmente piccola (circa 1,6 × 10 -35 metri) alla quale la gravità diventa paragonabile in forza alle altre forze fondamentali. È la scala alla quale le idee classiche sulla gravità e sullo spazio-tempo cessano di essere valide e dominano gli effetti quantistici.

Temperatura di Planck:
La temperatura dell'universo a 1 Tempo di Planck dopo il Big Bang, approssimativamente pari a 1,4 × 10 32 °C.

Tempo di Planck:
Il tempo impiegato da un fotone che viaggia alla velocità della luce per attraversare una distanza pari alla lunghezza di Planck. Questo è il "quanto di tempo", la più piccola misura di tempo che abbia un significato, ed è approssimativamente uguale a 10 -43 secondi.

Unità di Planck:
“Unità di misura naturali” (cioè progettate in modo che certe costanti fisiche fondamentali siano normalizzate a 1), dal nome del fisico tedesco Max Planck che per primo le propose nel 1899. Erano un tentativo di eliminare ogni arbitrarietà dal sistema di unità, e per aiutare a semplificare molte equazioni complesse nella fisica moderna. Tra i più importanti ci sono l'Energia di Planck, la Lunghezza di Planck, il Tempo di Planck e la Temperatura di Planck.

Plasma:

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Plasma illustrato con una lampada al plasma
(Fonte: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Plasma_(fisica))
Un gas parzialmente ionizzato di ioni ed elettroni, in cui una certa proporzione di elettroni è libera invece di essere legata ad un atomo o ad una molecola. Ha proprietà abbastanza diverse da quelle di solidi, liquidi o gas ed è talvolta considerato un distinto quarto stato della materia. Un esempio di plasma presente sulla superficie terrestre è il fulmine.

Positrone:
L'antiparticella o antimateria controparte dell'elettrone. Il positrone, quindi, è una particella elementare con una carica elettrica positiva e la stessa massa e lo stesso spin di un elettrone. L'esistenza dei positroni fu postulata per la prima volta nel 1928 da Paul Dirac e definitivamente scoperta da Carl Anderson nel 1932.

Zuppa Primordiale (o Primordiale):
La teoria dell'origine della vita sulla Terra avanzata per primo da Alexander Oparin, per cui una "zuppa" di molecole organiche potrebbe essere creata in un'atmosfera "riducente" priva di ossigeno attraverso l'azione della luce solare, creando i mattoni necessari per l'evoluzione della vita.

Principio di equivalenza:
L'idea che nessun esperimento possa distinguere l'accelerazione dovuta alla gravità dall'accelerazione inerziale dovuta a un cambiamento di velocità (o accelerazione).

Principio di relatività:

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Il principio di relatività dice che le leggi della fisica sono le stesse in tutti i sistemi inerziali
(Fonte originale N/A: sol.sci.uop.edu/%7Ejfalward/
relatività/relatività.html)
L'idea, espressa per la prima volta da Galileo Galilei nel 1632 e nota anche come principio di invarianza, che le leggi fondamentali della fisica siano le stesse in tutti i sistemi inerziali e che, semplicemente osservando l'esito di esperimenti meccanici, non si possa distinguere uno stato di riposo da uno stato di velocità costante. Quindi, tutto il moto uniforme è relativo e non esiste uno stato di quiete assoluto e ben definito.

Onda di probabilità (o funzione d'onda):
Una descrizione della probabilità che una particella in un particolare stato venga misurata per avere una data posizione e quantità di moto. Pertanto, una particella (un elettrone, un fotone o qualsiasi altro tipo di particella), quando non viene misurata o localizzata, assume la forma di un campo o di un'onda di probabili posizioni, alcune delle quali sono più probabili o probabili di altre.

Procarioti ed Eucarioti:

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Diagrammi di una cellula eucariotica e procariotica
(Fonte: Windows to the Universe: http://www.windows2universe.org/earth/
Life/cell_organelles.html)
I procarioti sono organismi primitivi privi di un nucleo cellulare o di altri organelli legati alla membrana. La maggior parte dei procarioti sono unicellulari (sebbene alcuni abbiano stadi multicellulari nei loro cicli vitali) e sono divisi in due domini principali, batteri e archei.
Gli eucarioti, invece, sono organismi le cui cellule contengono un nucleo e sono organizzate in strutture complesse racchiuse all'interno di membrane. La maggior parte degli organismi viventi (inclusi tutti gli animali, le piante, i funghi e i protisti) sono eucarioti.

Protone:

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La struttura a quark di un protone
(Fonte: Wikipedia: http://en.wikipedia.org/wiki/Proton)
Uno dei due elementi costitutivi principali (insieme al neutrone) del nucleo al centro di un atomo. I protoni portano una carica elettrica positiva, uguale e contraria a quella degli elettroni, e sono formati da due quark “up” e un quark “down”. Il numero di protoni nel nucleo di un atomo determina il suo numero atomico e quindi quale elemento chimico rappresenta.

Pulsar:

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Campo magnetico e radiazione di una pulsar
(Fonte: Università dell'Arizona settentrionale: http://www4.nau.edu/meteorite/
Meteorite/Libro-GlossarioP.html)
Una stella di neutroni in rapida rotazione altamente magnetizzata che spazza impulsi regolari di intense radiazioni elettromagnetiche (onde radio) nello spazio come un faro. Gli intervalli tra gli impulsi sono molto regolari, vanno da 1,4 millisecondi a 8,5 secondi a seconda del periodo di rotazione della stella. Una pulsar ha generalmente una massa simile al nostro Sole, ma un diametro di soli 10 chilometri circa.

Quantico:
Il pezzo più piccolo in cui qualcosa può essere diviso in fisica. I fenomeni quantizzati sono limitati a valori discreti piuttosto che a un insieme continuo di valori. Alcuni quanti assumono la forma di particelle elementari, come i fotoni che sono i quanti del campo elettromagnetico. I Quanta sono misurati sulla minuscola scala di Planck dell'ordine di circa 10 -35 metri.

Elettrodinamica quantistica:
A volte abbreviato in QED, è essenzialmente la teoria di come la luce interagisce con la materia. Più specificamente, si occupa delle interazioni tra elettroni, positroni (antielettroni) e fotoni. Spiega quasi tutto del mondo di tutti i giorni, dal motivo per cui il terreno è solido al funzionamento di un laser, dalla chimica del metabolismo al funzionamento dei computer.

Gravità quantistica (o teoria quantistica della gravità):
Una cosiddetta “teoria del tutto” che unisce la Teoria della Relatività Generale (la teoria del molto grande, che descrive una delle forze fondamentali della natura, la gravità) con la teoria dei quanti (la teoria del molto piccolo, che descrive la altre tre forze fondamentali, l'elettromagnetismo, la forza nucleare debole e la forza nucleare forte) in una teoria unificata. Tuttavia, anche i candidati più promettenti, come la teoria delle superstringhe e la gravità quantistica a loop, devono ancora superare importanti problemi formali e concettuali, e questo è ancora un lavoro in corso.

Stato quantistico:
L'insieme di caratteristiche che descrivono la condizione in cui si trova un sistema meccanico quantistico. Può essere descritto da una funzione d'onda o da un insieme completo di numeri quantici (energia, momento angolare, spin, ecc.), sebbene, quando osservato, il sistema sia forzato a uno specifico "autostato" stazionario. Se una particella all'interno di un sistema quantistico (come un elettrone all'interno di un atomo) si sposta da uno stato quantistico a un altro, lo fa istantaneamente e in passaggi discontinui (noti come salti o salti quantici) senza mai trovarsi in uno stato intermedio.

Teoria Quantistica (o Fisica Quantistica o Meccanica Quantistica):
La teoria fisica degli oggetti isolati dall'ambiente circostante.Poiché è molto difficile isolare oggetti di grandi dimensioni, la teoria quantistica (nota anche come meccanica quantistica o fisica quantistica) è essenzialmente una teoria del mondo microscopico degli atomi e dei loro costituenti. Tra i suoi principi fondamentali vi sono il duplice comportamento ondulatorio e particellare della materia e della radiazione (dualità onda-particella) e la previsione delle probabilità in situazioni in cui la fisica classica prevede certezze. La fisica classica fornisce una buona approssimazione alla fisica quantistica per scopi quotidiani, tipicamente in circostanze con un gran numero di particelle.

Tunneling quantistico:

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Tunneling quantistico attraverso una barriera
(Fonte: Conferenze U. of Oregon: http://abyss.uoregon.edu/%7Ejs/ast123/lectures/lec06.html)
L'effetto quantomeccanico in cui le particelle hanno una probabilità finita di attraversare una barriera energetica, o di passare attraverso uno stato energetico normalmente proibito loro dalla fisica classica, a causa dell'aspetto ondulatorio delle particelle. L'onda di probabilità di una particella rappresenta la probabilità di trovare la particella in una certa posizione, e c'è una probabilità finita che la particella si trovi dall'altra parte della barriera.

Quark:
Un tipo di particella elementare che è il costituente principale della materia. I quark non si trovano mai da soli, solo in gruppi di tre all'interno di particelle composite chiamate adroni (come protoni e neutroni). Ci sono sei diversi tipi (o "sapori") di quark - up, down, top, bottom, charm e strange - e ogni sapore è disponibile in tre "colori" - rosso, verde o blu (sebbene non abbiano colore nel normale senso, essendo molto più piccola della lunghezza d'onda della luce visibile). I quark sono le uniche particelle nel modello standard della fisica delle particelle a sperimentare tutte e quattro le forze fondamentali e hanno le proprietà di carica elettrica, carica di colore, spin e massa.

Quasar:

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Quasar PG 0052+251 fotografato dal telescopio spaziale Hubble
(Fonte: Hubble Space Telescope: http://www.spacetelescope.org/
images/html/opo9635a1.html)
Abbreviazione di QUAsi-StellAr Radiosource, un quasar è un nucleo galattico attivo estremamente potente e distante (una regione compatta al centro di una galassia che ha una luminosità molto più alta del normale). Trae la maggior parte della sua energia da materia molto calda che turbina in un buco nero supermassiccio centrale e può generare tanta luce quanto un centinaio di galassie normali da un volume molto più piccolo. È uno degli oggetti più potenti dell'universo e tra le cose più lontane mai viste nello spazio.

Radioattività (decadimento radioattivo):
La disintegrazione di nuclei atomici pesanti instabili in nuclei atomici più leggeri e più stabili, accompagnata nel processo dall'emissione di radiazioni ionizzanti (particelle alfa, particelle beta o raggi gamma). Questo è un processo casuale a livello atomico ma, dato un gran numero di atomi simili, il tasso di decadimento in media è prevedibile ed è solitamente misurato dall'emivita della sostanza.

Spostamento verso il rosso:

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Redshift e blueshift di oggetti in movimento
(Fonte: Note di astronomia: http://www.astronomynotes.com/
luce/s10.htm)
Lo spostamento della radiazione elettromagnetica emessa (come la luce visibile) verso l'estremità rossa meno energetica dello spettro elettromagnetico quando una sorgente luminosa si allontana dall'osservatore. Ciò si verifica quando le lunghezze d'onda della luce si allungano quando un oggetto si allontana (invece di essere schiacciato da un oggetto in avvicinamento), simile al familiare effetto Doppler sulle onde sonore. Tra le altre cose, può essere usato come misura della velocità con cui le galassie in tutto l'universo si stanno allontanando da noi.

Relatività:
La teoria, formulata essenzialmente da Albert Einstein, che tutto il moto deve essere definito relativo a un sistema di riferimento, e che spazio e tempo sono quindi concetti relativi, piuttosto che assoluti. La teoria di Einstein ha due parti principali: la Teoria della Relatività Speciale (o relatività ristretta) che si occupa di oggetti in moto uniforme, e la Teoria della Relatività Generale (o relatività generale) che si occupa di oggetti in accelerazione e gravità.

RNA e DNA:

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Illustrazione e confronto di molecole di RNA e DNA
(Fonte: National Human Genome Research Institute: http://www.genome.gov/Pages/Hyperion/
DIR/VIP/Glossario/Illustrazione/rna.cfm)
L'acido ribonucleico (RNA) è un tipo di molecola a filamento singolo che consiste in una lunga catena di unità nucleotidiche, ciascuna delle quali è costituita da una base azotata, uno zucchero ribosio e un fosfato. L'RNA trasmette l'informazione genetica dal DNA al nucleo delle cellule e controlla alcuni processi chimici nella cellula. Sia il DNA che l'RNA sono considerati elementi costitutivi essenziali della vita.

Seconda Legge della Termodinamica:
L'idea che l'entropia (il disordine microscopico di un corpo) non possa mai diminuire, ma piuttosto tenderà ad aumentare nel tempo. In pratica, ciò si traduce in una inesorabile tendenza all'uniformità e al distacco da schemi e strutture, e significa, ad esempio, che il calore fluisce sempre da un corpo caldo a uno freddo, e che le differenze di temperatura, pressione e densità tendono ad uniformarsi in un sistema fisico isolato (o nell'universo nel suo insieme).

Simultaneità:
L'idea, smentita da Einstein nella sua Teoria della Relatività Speciale, che gli eventi che sembrano accadere nello stesso momento per una persona dovrebbero accadere nello stesso momento per tutti nell'universo.

Singolarità (o Singolarità Gravitazionale):

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Una singolarità gravitazionale è nascosta all'interno di un buco nero
(Fonte: Università dell'Arizona settentrionale: http://www4.nau.edu/meteorite/
Meteorite/Libro-GlossarioS.html)
Una regione dello spazio dove la densità della materia, o la curvatura dello spazio-tempo, diventa infinita e i concetti di spazio e tempo cessano di avere significato. A questo punto, l'intero tessuto delle rotture spazio-temporali e i precetti della Teoria della Relatività Generale di Einstein (e della fisica in generale) crollano e non si applicano più, in modo simile al modo in cui un calcolatore restituisce un errore quando viene chiesto di dividere zero. Secondo la relatività generale, il Big Bang è iniziato con una singolarità, e c'è una singolarità al centro di un buco nero.

Spazio tempo:

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Il percorso seguito da un oggetto sia nello spazio che nel tempo è noto come intervallo spazio-temporale
(Fonte: Wikibooks: http://en.wikibooks.org/wiki/
Relatività_Speciale/Spaziotempo)
Lo spazio-tempo (o lo spaziotempo o il continuum spaziotemporale) è qualsiasi modello matematico che combina spazio e tempo in un unico costrutto. La quarta dimensione del tempo è tradizionalmente considerata di un tipo diverso rispetto alle tre dimensioni dello spazio in quanto può solo andare avanti e non indietro ma, nella teoria della relatività generale di Albert Einstein, spazio e tempo sono visti come essenzialmente la stessa cosa cosa e può quindi essere trattata come un'unica entità.

Teoria della relatività speciale:
La prima grande teoria di Albert Einstein, risalente al 1905, la relatività speciale si basa sul principio di relatività più semplicistico di Galileo e mette in relazione ciò che una persona vede quando guarda un'altra persona che si muove a velocità costante rispetto a loro. “Speciale” indica che la teoria si limita ad osservatori in moto relativo uniforme o costante, una restrizione che Einstein affrontò più avanti nella sua Teoria della Relatività Generale. La teoria incorpora il principio che la velocità della luce è la stessa per tutti gli osservatori inerziali, indipendentemente dallo stato di moto della sorgente. Tra l'altro, rivela che la persona in movimento sembra rimpicciolirsi nella direzione del proprio movimento (contrazione della lunghezza) e il suo tempo rallenta (dilatazione del tempo), effetti che sono sempre più marcati man mano che la velocità si avvicina a quella della luce. La teoria porta anche ad alcuni famosi paradossi come il cosiddetto Time Travel Paradox e il Twin Paradox.

Velocità della luce:

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Il ragionamento usato da Rømer nel 1675 per determinare la velocità della luce
(Fonte originale N/A: phyun5.ucr.edu/%7Ewudka/Physics7/Notes_www/node65.html)
Nel vuoto, la luce viaggia a una velocità di esattamente 299.792.458 metri al secondo, ovvero circa 300.000 chilometri al secondo, velocità che rimane costante indipendentemente dalla velocità della sorgente luminosa o dell'osservatore (uno dei capisaldi della ricerca di Albert Einstein Teoria della Relatività Speciale). È il termine c nella famosa equazione di Einstein E = mc 2 .

Rotazione:

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Rappresentazione artistica dello spin e della carica di un elettrone
(Fonte: Berkeley Lab: http://www.lbl.gov/Science-Articles/
Archivio/sabl/2006/Gen/02-spin-drag.html)
Una proprietà fondamentale delle particelle elementari subatomiche che significa che si comportano come se stessero ruotando o ruotando (anche se in realtà non stanno affatto ruotando). Il concetto non ha un analogo diretto nel mondo di tutti i giorni. Particelle di spin ½ (es. elettroni, positroni, neutrini e quark) costituiscono tutta la materia dell'universo, mentre le particelle con spin intero (0, 1 o 2) danno origine o mediano le forze che operano tra le particelle di materia ( ad esempio fotoni, gluoni, bosoni W e Z).

Stella:

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Il processo di formazione delle stelle
(Fonte originale N/A: ssc.spitzer.caltech.edu/
documenti/compendio/galsci/)
Una palla massiccia e luminosa di gas o plasma, tenuta insieme dalla sua stessa gravità, che reintegra il calore che perde nello spazio per mezzo dell'energia nucleare generata nel suo nucleo. Quasi tutti gli elementi più pesanti dell'idrogeno e dell'elio sono stati creati dai processi di fusione nucleare nelle stelle. Esistono molti tipi diversi di stelle tra cui stelle binarie, protostelle, stelle nane (come la nostra stella più vicina che chiamiamo Sole), supergiganti, supernove, stelle di neutroni, pulsar, quasar, ecc. Si stima che circa 10.000 miliardi di miliardi stelle (10 22 ) nell'universo osservabile.

Universo stazionario:

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In un universo allo stato stazionario, la densità complessiva rimane costante
(Fonte: Luke Mastin (propria grafica)
Un modello cosmologico sviluppato da Fred Hoyle, Thomas Gold e Hermann Bondi nel 1948 come principale alternativa alla teoria standard del Big Bang dell'universo. La teoria dello stato stazionario sostiene che l'universo si sta espandendo ma che nuova materia e nuove galassie vengono continuamente create per mantenere il perfetto principio cosmologico (l'idea che, su larga scala, l'universo è essenzialmente omogeneo e isotropo sia nello spazio che nel tempo) , e quindi non ha né inizio né fine. La teoria era piuttosto popolare negli anni '50 e '60, ma cadde in disgrazia con la scoperta di quasar distanti e radiazioni cosmiche di fondo negli anni '60.

Corda:
Un oggetto con un'estensione spaziale unidimensionale, lunghezza (a differenza di una particella elementare che è zero dimensionale o puntiforme). Secondo la teoria delle stringhe, le diverse particelle fondamentali del modello standard possono essere considerate semplicemente diverse manifestazioni di un oggetto di base, una stringa, con diversi modi vibrazionali. Si pensa che la caratteristica scala di lunghezza delle corde sia dell'ordine della lunghezza di Planck (circa 10 -35 metri, ancora troppo piccola per essere visibile negli attuali laboratori fisici), la scala alla quale si ritiene che gli effetti della gravità quantistica diventino significativi .
La stringa cosmica è un concetto simile ma separato che si riferisce a difetti topologici unidimensionali, estremamente sottili ma immensamente densi, che si ipotizza si siano formati a seguito di cambiamenti di fase subito dopo il Big Bang (analoghi alle imperfezioni che si formano tra i grani di cristallo nei liquidi solidificanti o nelle crepe che si formano quando l'acqua si trasforma in ghiaccio). Secondo alcune teorie, tali stringhe cosmiche sono cresciute con l'espansione dell'universo e sono state strumentali all'accrescimento della materia e alla formazione di ammassi di galassie e strutture su larga scala nell'universo.

Teoria delle stringhe (teoria delle superstringhe):

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Rappresentazione artistica delle entità fondamentali della teoria delle superstringhe di Flavio Robles
(Fonte: Berkeley Lab: http://www.lbl.gov/Publications/Currents/
Archivio/16 giugno-2000.html)
Una teoria che postula che gli ingredienti fondamentali dell'universo siano minuscole stringhe di materia (della minuscola scala della lunghezza di Planck di circa 10 -35 metri) che vibrano in uno spazio-tempo di dieci dimensioni. È considerata una delle teorie della gravità quantistica più promettenti che sperano di unire o unificare la teoria quantistica e la Teoria della relatività generale e si applicano sia a strutture su larga scala che a strutture su scala atomica.
La teoria delle superstringhe (abbreviazione di teoria delle stringhe supersimmetriche) è un perfezionamento della teoria più generale delle stringhe.

Forza nucleare forte:
Conosciuta anche come interazione forte, questa è la forza potente ma a corto raggio che tiene insieme protoni e neutroni nel nucleo di un atomo nonostante la repulsione elettromagnetica delle particelle della stessa carica, oltre a tenere insieme i quark costituenti che comprendono neutroni e protoni. È una delle quattro forze fondamentali della fisica (insieme alla forza gravitazionale, alla forza elettromagnetica e alla forza nucleare debole), e la più potente, essendo 100 volte la forza della forza elettromagnetica, circa 10 13 volte quella di la forza debole e circa 10 38 volte quella della gravità.
La forza è mediata da particelle elementari chiamate gluoni che fanno la spola avanti e indietro tra le particelle su cui si opera e "incollano" le particelle insieme. A differenza delle altre forze, la forza della forza forte tra i quark diventa più forte con la distanza, agendo come un filo elastico infrangibile. Tuttavia, opera solo su una distanza molto piccola (inferiore alla dimensione del nucleo), al di fuori della quale svanisce bruscamente.

Supernova:

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Una sequenza di immagini ultraviolette di un'esplosione di supernova (NASA, 2008)
(Fonte: National Geographic: http://news.nationalgeographic.com/
news/bigphotos/75772723.html)
Un'esplosione catastrofica causata dal crollo di una vecchia stella massiccia che ha esaurito tutto il suo carburante. Per un breve periodo, una tale esplosione potrebbe eclissare un'intera galassia di cento miliardi di stelle ordinarie. Lascia dietro di sé una nube di gas dai colori vivaci chiamata nebulosa e talvolta una stella di neutroni altamente compressa o persino un buco nero.

Sovrapposizione:
La capacità nella teoria quantistica di un oggetto, come un atomo o una particella subatomica, di trovarsi in più di uno stato quantistico contemporaneamente. Ad esempio, un oggetto potrebbe tecnicamente trovarsi in più di un luogo contemporaneamente a causa del carattere ondulatorio delle particelle microscopiche.

Dilatazione del tempo:

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A velocità relativistiche, lo spazio “si contrae” e il tempo “si dilata”
(Fonte: Centro di ricerca sui viaggi nel tempo: http://www.zamandayolculuk.com/cetinbal/
HTMLdosya1/RelativityFile.htm)
Il fenomeno, previsto dalle Teorie della relatività speciale e generale di Albert Einstein, per cui, dal contesto relativo del quadro di riferimento di un osservatore, il tempo di un altro (ad esempio, un orologio identico) sembra scorrere più lentamente. Pertanto, gli orologi in movimento funzionano più lentamente rispetto agli orologi fissi e, più la velocità del movimento si avvicina alla velocità della luce, maggiore è l'effetto. La dilatazione del tempo gravitazionale è un fenomeno correlato, per cui il tempo passa più lentamente quanto maggiore è la distorsione locale dello spazio-tempo dovuta alla gravità (come vicino a un buco nero, per esempio).

Principio di incertezza:

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Esperimento mentale al microscopio di Heisenberg per illustrare gli effetti del principio di indeterminazione
(Fonte originale N/A: kutl.kyushu-u.ac.jp/
seminario/MicroWorld2_E/2Part1_E/
2P14_E/Heisenberg_QM_E.htm)
Il principio della teoria dei quanti, formulato da Werner Heisenberg nel 1926, secondo il quale i valori di certe coppie di variabili non possono essere conosciuti ENTRAMBI esattamente, così che più precisamente si conosce una variabile, meno precisamente si può conoscere l'altra. Ad esempio, se la velocità o la quantità di moto di una particella è nota esattamente, la sua posizione deve rimanere incerta se la sua posizione è nota con certezza, quindi la velocità o la quantità di moto della particella non possono essere note. Formulato in un altro modo, mettendo in relazione le incertezze dell'energia e del tempo, il principio di indeterminazione consente l'esistenza di particelle microscopiche a vita ultrabreve (particelle virtuali) in uno spazio apparentemente vuoto, che lampeggiano brevemente nell'esistenza e si spengono di nuovo.

Universo:

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Mappa dei principali superammassi di galassie in un'area che copre circa il 7% dell'universo osservabile
(Fonte: Daily Galaxy: http://www.dailygalaxy.com/my_weblog/
2008/01/mappa-dell-univ.html)
Tutto ciò che esiste fisicamente, inclusa la totalità dello spazio e del tempo, tutte le forme di materia, energia e quantità di moto, e le leggi e le costanti fisiche che le governano. Di solito si ritiene che l'universo (o il cosmo) abbia avuto inizio circa 13,7 miliardi di anni fa in una singolarità gravitazionale comunemente nota come Big Bang, e da allora si è espansa. Alcuni hanno ipotizzato che questo universo sia solo uno dei tanti universi disconnessi, che sono collettivamente indicati come multiverso.

Dualità onda-particella:
L'idea che la luce (e in effetti tutta la materia e l'energia) sia sia un'onda che una particella, e che a volte si comporti come un'onda ea volte si comporti come una particella. È un concetto centrale della teoria quantistica.

Forza nucleare debole:
Conosciuta anche come interazione debole, è una delle forze sperimentate da protoni e neutroni nel nucleo di un atomo, l'altra è la forza nucleare forte. È una delle quattro forze fondamentali della fisica (insieme alla forza gravitazionale, alla forza elettromagnetica e alla forza nucleare forte). È chiamata forza debole perché è circa 10 13 volte più debole della forza nucleare forte e 10 11 volte più debole della forza elettromagnetica, ed ha anche un raggio d'azione molto corto.
L'interazione debole è mediata dallo scambio di particelle elementari pesanti note come bosoni W e Z. È responsabile del decadimento beta radioattivo (in quanto converte i neutroni in protoni) e della produzione di neutrini.

buco bianco:
L'inversione temporale teorica di un buco nero, che si pone come valida soluzione nella relatività generale. Mentre un buco nero agisce come un vuoto, attirando tutta la materia che attraversa il suo orizzonte degli eventi, un buco bianco funge da fonte che espelle la materia dal suo orizzonte degli eventi.


50 termini spaziali per comprendere l'universo

Il 1° ottobre 2020, segna il 62° compleanno della National Aeronautics and Space Agency, o NASA. L'agenzia è stata fondata nel 1958, lo stesso anno in cui il presidente Dwight D. Eisenhower ha firmato il National Aeronautics and Space Act e un anno dopo che i sovietici hanno lanciato lo Sputnik 1, il primo satellite artificiale del mondo.La NASA è stata progettata fin dall'inizio per spingere i limiti dell'esplorazione spaziale con la ricerca nel settore aerospaziale e aeronautico, nonché con un programma spaziale civile.

Dal mettere impronte sulla luna nel 1969, al lancio di satelliti nello spazio nel 1972 per scattare immagini della superficie terrestre, a una proposta di missione per il 2020 per raccogliere campioni da Marte, la NASA continua ad espandere la nostra comprensione della vastità dello spazio e del cambiamento il modo in cui percepiamo il nostro sistema solare (e tutto ciò che sta al di là di esso). La NASA ha raccolto filmati inimmaginabili, creato resoconti di prima mano dello spazio e promosso ricerche all'avanguardia. Attraverso la creazione di nuove tecnologie e procedure, la NASA ha creato una base di idee che in precedenza erano solo teorie.

Mentre l'agenzia ha forgiato inesorabilmente un percorso verso la scoperta astronomica, la NASA ha anche inventato una serie di tecnologie che usiamo nella nostra vita quotidiana. Questi includono arti artificiali, chirurgia LASIK, migliore filtrazione dell'acqua, telefoni con fotocamera, cibi liofilizzati, memory foam, luci a LED e persino Dust Buster. In effetti, è stato uno scienziato della NASA a inventare la pistola ad acqua Super Soaker. Nel.

#1. Aberrazione della luce

Simile a come le gocce di pioggia colpiscono un finestrino di un'auto in movimento come da un angolo, un'aberrazione della luce è il fenomeno in cui le stelle o altri corpi celesti appaiono dalla Terra leggermente fuori dalla loro vera posizione. Ciò accade a causa del movimento, in particolare, l'interazione del movimento della Terra con la velocità della luce provoca questo fenomeno confuso.

[Nella foto: la linea verticale luminosa e gli altri raggi con linee sbarrate sono aberrazioni causate dal lampo luminoso del brillamento solare in una macchia solare, 2017.]

#2. Alpha Centauri

Alpha Centauri è il nome del sistema stellare più vicino alla Terra. Comprende due stelle principali, Alpha Centauri A e Alpha Centauri B, nonché la più vicina delle tre stelle, Proxima Centauri. Nel 2016, gli astronomi hanno scoperto un pianeta delle dimensioni della Terra in orbita attorno a Proxima Centauri, in seguito chiamato Proxima b. Mentre questo pianeta mostra segni che la vita potrebbe esistere, gli astronomi non sono ancora sicuri di quanto sia abitabile.

[Nella foto: Alpha Centauri (a sinistra) e Beta Centauri (a destra).]

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#3. Galassia di Andromeda

Conosciuta anche come M31, questa galassia è la più vicina alla Via Lattea, dove esiste la Terra. La Galassia di Andromeda ha una struttura simile alla Via Lattea, è a forma di spirale e ha una grande densità di stelle, polvere e gas. A causa della sua vicinanza, è l'unica galassia che può essere vista dalla Terra ad occhio nudo, in particolare nelle notti autunnali e invernali.

Gli asteroidi sono pezzi di roccia o metallo che erano parti di altri piccoli pianeti che si sono staccati a causa di una collisione nello spazio e ora orbitano attorno al sole. Il nome asteroide significa "simile a una stella".” riferendosi alla loro emissione di luce. Gli asteroidi possono essere raggruppati in gruppi orbitali chiamati famiglie e formare una cintura di asteroidi.

#5. baricentro

Un baricentro è la massa centrale comune attorno alla quale orbita un sistema solare. Sebbene sia ormai risaputo che i pianeti orbitano attorno alle stelle, è, infatti, il baricentro attorno al quale orbitano sia le stelle che i pianeti. Il baricentro del nostro sistema solare cambia costantemente posizione in base a dove si trova ciascuno dei pianeti nella sua orbita, che va dall'essere vicino al centro del sole all'essere appena fuori dalla sua superficie.

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La teoria del Big Bang è un modello che descrive l'origine dell'universo. Spiega come l'universo si è espanso da uno stato ad alta densità e alta temperatura nel cosmo che vediamo oggi. Sebbene esistano teorie alternative, questa è la teoria più ampiamente riconosciuta sull'origine dell'universo.

[Nella foto: il telescopio spaziale Hubble ha osservato uno dei più massicci ammassi di galassie conosciuti, RX J1347.5�.]

#7. stella binaria

Le stelle binarie sono sistemi che contengono solo due stelle che orbitano insieme. Insieme, orbitano attorno a un comune centro di massa. Esistono due tipi di stelle binarie: binarie larghe e binarie chiuse. Le binarie larghe orbitano a una distanza significativa l'una dall'altra, facendo sì che abbiano scarso effetto l'una sull'altra. I binari ravvicinati orbitano strettamente e possono effettivamente acquisire materiale l'uno dall'altro.

[Nella foto: una rappresentazione artistica della serie di stelle binarie, J0806.]

#8. Buco nero

Reso famoso dalla teoria della relatività generale di Einstein, un buco nero è il piccolo nucleo denso residuo di una stella morta. Poiché la densità di questo nucleo è più di circa tre volte superiore alla densità del sole, la forte forza di gravità produce un buco nero.

[Nella foto: il concetto artistico di un buco nero supermassiccio.]

#9. nana bruna

Una nana bruna nasce da un collasso di gas e polvere, simile alle stelle. Questo collasso crea una grande quantità di energia che rimane intrappolata in una palla di materiale. L'energia emette luce dall'interno per decine di milioni di anni, diventando più fioca col passare del tempo.

[Nella foto: concetto artistico di una nana bruna con fasce di nuvole.]

#10. Sfera celeste

Una sfera celeste è uno strumento utilizzato nell'astronomia sferica. È una sfera con un ampio raggio che è concentrica con la Terra. Il cielo che circonda la Terra è proiettato sulla sfera, il che è utile per gli astronomi quando cercano di tracciare posizioni in situazioni in cui le distanze non sono importanti.

Oltre ad essere un bellissimo fenomeno raramente visibile dalla Terra, le comete sono sfere ghiacciate di gas, roccia e polvere. Le comete ottengono il loro caratteristico bagliore luminoso emettendo gas mentre la loro orbita passa vicino al sole, a volte anche con una coda luminosa.

[Nella foto: l'Osservatorio nazionale di Kitt Peak in Arizona ha catturato questa immagine della cometa NEAT, 2004.]

#12. Costellazione

Una delle prime cose che impariamo sullo spazio sono le sue numerose costellazioni. Da Orione e la sua cintura alle mitiche Sette Sorelle e il grande e piccolo mestolo, le costellazioni tracciano un gruppo di stelle che formano forme nel cielo. Le costellazioni sono state utilizzate per la prima volta dagli esploratori per mappare la direzione e come strumento per la narrazione.

[Nella foto: una foto dell'Orsa Maggiore scattata al Koke'e State Park alle Hawaii.]

Gh5046 // Wikimedia Commons Mostra di più Mostra di meno

#13. Energia oscura

Come il mistero cosmico evocato dal suo nome, l'energia oscura è difficile da definire. Il modo più semplice per pensarlo è una proprietà dello spazio che rappresenta un universo in espansione. Lo “spazio vuoto” dell'universo potrebbe ancora avere la propria energia oscura. Tuttavia, gli scienziati stanno ancora cercando di definire le proprietà di questa energia oscura che costituisce la maggior parte dell'universo.

[Nella foto: la concezione artistica dell'energia oscura rappresentata dalla griglia viola e la gravità dalla griglia verde in basso.]

#14. Materia oscura

In qualche modo simile all'energia oscura, anche la materia oscura copre un'ampia fetta dell'universo e rimane piuttosto misteriosa per gli scienziati. La differenza principale è che la materia oscura spiega meglio come funzionano insieme i gruppi di oggetti nell'universo. Sebbene gli scienziati abbiano una maggiore comprensione di cosa non sia la materia oscura rispetto a quello che è, una teoria leader postula che la materia oscura sia composta da particelle esotiche come gli assioni o le particelle massicce a interazione debole (WIMPS).

[Nella foto: l'immagine composita mostra la distribuzione della materia oscura, delle galassie e del gas caldo nel nucleo dell'ammasso di galassie Abell 520 in fusione.]

Smithsonian Institution // Wikimedia Commons Mostra di più Mostra di meno

#15. spostamento Doppler

Conosciuto anche come effetto Doppler, lo spostamento Doppler spiega il fenomeno della variazione di frequenza di un'onda in relazione a un osservatore. Questo può essere osservato quando un'ambulanza ti passa davanti e il volume della sirena non corrisponde del tutto alla vicinanza dell'ambulanza a te.

[Nella foto: spostamento Doppler dovuto all'oscillazione stellare causata da un esopianeta.]

NASA/JPL-Caltech // Wikimedia Commons Mostra di più Mostra meno

Un'eclissi si riferisce a un corpo nello spazio che si muove nell'ombra di un altro corpo. Le eclissi possono esistere in due forme: solare e lunare, a seconda dell'orbita della Terra e della luna. Con un'eclissi lunare, la luna si sposta dietro la Terra. Durante un'eclissi solare, la luna orbita tra la Terra e il sole.

[Nella foto: Luna che attraversa la faccia del sole durante un'eclissi solare.]

Durante un equinozio, la Terra sperimenta anche 12 ore diurne e 12 ore notturne. Ciò si verifica due volte l'anno: l'equinozio di marzo segna l'arrivo della primavera nell'emisfero settentrionale e l'autunno nell'emisfero australe. L'equinozio di settembre inaugura l'arrivo dell'autunno al nord e la primavera al sud.

[Nella foto: Cassini cattura l'equinozio su Saturno.]

#18. Velocità di fuga

La velocità di fuga è la velocità di cui un oggetto ha bisogno per sfuggire all'attrazione gravitazionale di un pianeta o della luna. Ad esempio, la velocità di fuga di un'astronave per lasciare la superficie della Terra è di circa 25.000 miglia all'ora.

[Nella foto: Luna 1 è stato il primo oggetto creato dall'uomo a raggiungere la velocità di fuga dalla Terra.]

Alexander Mokletsov // Wikimedia Commons Mostra di più Mostra di meno

#19. Esopianeta

Quando i pianeti esistono oltre il nostro sistema solare e orbitano attorno a una stella diversa dal sole, sono chiamati esopianeti. Gli esopianeti sono estremamente difficili da vedere, poiché sono spesso nascosti dal bagliore della stella su cui orbitano. Per questo motivo, il primo esopianeta non è stato riconosciuto fino al 1992.

[Nella foto: la scoperta dell'esopianeta di Keplero.]

#20. paradosso di Fermi

Prende il nome dal fisico italo-americano Enrico Fermi, il paradosso di Fermi è una teoria che utilizza l'analisi statistica per postulare il motivo per cui dobbiamo ancora vedere segni di vita su altri pianeti all'interno della nostra galassia. Il paradosso valuta la probabilità che ci siano pianeti simili alla Terra all'interno della Via Lattea e che probabilmente abbiano la capacità di supportare la vita, ma non sono stati trovati segni di vita, il che significa che è un paradosso.

[Nella foto: Enrico Fermi, fisico italo-americano, ricevette il Premio Nobel per la fisica nel 1938.]

Dipartimento di Energia. Ufficio degli affari pubblici // Wikimedia Commons Mostra di più Mostra di meno

Sappiamo tutti che viviamo nella galassia della Via Lattea, ma cos'è esattamente una galassia? Una galassia è un miscuglio ad ampio raggio di polvere, gas, stelle e vari sistemi solari uniti da una singolare attrazione gravitazionale.

[Nella foto: la galassia a spirale perfettamente pittoresca nota come Messier 81, o M81, appare nitida in questo nuovo composto dei telescopi spaziali Spitzer e Hubble della NASA e del Galaxy Evolution Explorer della NASA.]

#22. Esplosione di raggi gamma

Un lampo gamma è il tipo più violento di esplosione nell'universo. L'esplosione stessa emette più energia in 10 secondi di quanta ne emetterà il sole nel corso della sua vita. Quando succede, è la fonte di luce più brillante nell'universo osservabile. Le prove satellitari suggeriscono che i lampi di raggi gamma sono il risultato del collasso della materia in buchi neri.

[Nella foto: illustrazione di un lampo di raggi gamma.]

NASA/GSFC // Wikimedia Commons Mostra di più Mostra di meno

Basato sulla parola latina per “peso,” la gravità è un fenomeno naturale in cui le cose con massa o energia sono attratte verso il suo centro. La forza di gravità è ciò che ci tiene piantati sulla superficie della Terra e mantiene anche la Terra in orbita attorno al sole.

[Nella foto: Stephen Hawking (al centro) gode di gravità zero durante un volo a bordo di un Boeing 727 modificato.]

Jim Campbell/Aero-News Network // Wikipedia Mostra di più Mostra meno

#24. ipergalassia

Un'ipergalassia è costituita da una grande galassia dominante circondata da varie galassie terziarie più piccole. La Via Lattea e le nostre vicine galassie di Andromeda sono entrambe ipergalassie.

[Nella foto: la Via Lattea, un esempio di ipergalassia.]

Bruno Gilli/ESO // Wikimedia Commons Mostra di più Mostra di meno

#25. Anno luce

Un anno luce è un concetto semplice come suggerisce il nome. È una distanza astronomica che misura la distanza percorsa dalla luce in un anno. Un anno luce equivale approssimativamente a 6 trilioni di miglia.

Bob King // Wikimedia Commons Mostra di più Mostra di meno

#26. Nubi di Magellano

Comprendere le nuvole di Magellano è diventato una fonte propulsiva per comprendere le galassie lontane. Sono costituiti da due galassie irregolari che orbitano attorno alla Via Lattea. In orbita a circa 200.000 anni luce di distanza, le nubi di Magellano sono formate dalla Grande Nube di Magellano e dalla Piccola Nube di Magellano.

[Nella foto: piccola galassia della Nube di Magellano catturata dai Grandi Osservatori della NASA.]

#27. magnitudo

La magnitudo si riferisce a una misurazione matematica per la dimensione o l'estensione di qualcosa rispetto ad altri oggetti simili. In astronomia, la magnitudo è un sistema senza unità utilizzato per misurare i vari gradi di luminosità degli oggetti nel cielo. L'astronomo greco Ipparco introdusse il concetto di magnitudine per classificare le stelle nel 129 a.C., riferendosi alle stelle più luminose del cielo come "prima magnitudine".

[Nella foto: questa è una versione a bassa risoluzione della mappa celeste. La magnitudine soglia è 3.0, quindi la Via Lattea è molto debole.]

Una meteora è un oggetto roccioso o un asteroide che vaporizza quando entra nell'atmosfera terrestre. Sono spesso chiamate "stelle cadenti" e forniscono una bellissima coda luminosa quando entrano nell'atmosfera. La prossima volta che ne vedi uno, assicurati di esprimere un desiderio su una meteora!

[Nella foto: una meteora durante la pioggia di meteoriti delle Leonidi.]

Navicore // Wikimedia Commons Mostra di più Mostra di meno

#29. via Lattea

La casa galattica della Terra, la Via Lattea è una galassia a spirale che ruota costantemente. La Via Lattea contiene un'elevata quantità di polvere e gas avvolti attorno al rigonfiamento galattico centrale. Il rigonfiamento galattico contiene una densa quantità di polvere, gas e stelle. E all'interno di quel rigonfiamento, esiste un grande buco nero (vedi diapositiva n. 8). Il nostro sistema solare si trova a circa 30.000 anni luce dal centro della galassia.

[Nella foto: la Via Lattea catturata dal telescopio spaziale Spitzer della NASA.]

La luna è un corpo celeste che orbita intorno alla Terra e sembra essere l'oggetto più facile da individuare nel cielo notturno. Mentre la luna orbita intorno al nostro pianeta, la vediamo passare attraverso “fasi,” dove in momenti diversi sono visibili diverse proporzioni della superficie della luna. Queste fasi hanno guidato il tempo fin dall'inizio dell'umanità. Il mese di calendario replica approssimativamente l'orbita della luna della Terra.

[Nella foto: il polo nord della Luna assemblato da 18 immagini catturate dal sistema di imaging di Galileo.]

Una nebulosa è una grande nuvola di polvere e gas nello spazio che viene prodotta quando una stella muore. Il gas e la polvere alla fine si aggregano in una massa abbastanza grande da formare la propria gravità. Le nebulose possono anche essere luoghi in cui si formano nuove stelle e sono talvolta chiamate "vivaio di stelle".

[Nella foto: la nebulosa del gabbiano.]

#32. Ipotesi nebulare

L'ipotesi Nebulare è la teoria più ampiamente accettata su come sia nato il nostro sistema solare. La teoria stessa è nata durante la Rivoluzione Scientifica dal XVI al XVIII secolo. L'essenza della teoria afferma che il nostro sistema solare è nato da una nebulosa miliardi di anni fa. La teoria è stata applicata anche a come sono nate tutte le stelle.

[Nella foto: l'ipotesi nebulare di Laplace, 1882.]

Immagini del libro di Internet Archive // ​​Wikimedia Commons Mostra di più Mostra di meno

#33. Stella di neutroni

Le stelle di neutroni sono oggetti piccoli, ma molto densi, nati dalla morte esplosiva di una stella gigante. Le stelle di neutroni possono esistere in due stati. La prima è una pulsar, che emette uno stretto raggio di radiazione. Il secondo è un magnetar, che ha un potente campo magnetico che ha la forza di distorcere gli atomi.

[Nella foto: illustrazione artistica di una "stella di neutroni isolata".]

Casey Reed - Penn State University // Wikimedia Commons Mostra di più Mostra meno

#34. Oort Cloudor

Prende il nome dall'astronomo Jan Oort la cui teoria su una nube comprendente un guscio di oggetti ghiacciati esistente oltre la fascia di Kuiper, o la regione che esiste nel nostro sistema solare oltre Nettuno, potrebbe essere responsabile delle comete a lungo termine visibili dalla Terra (come quella di Halley 8217). Si teorizza che la nuvola comprenda i resti dei materiali del disco dei pianeti e del sole.

[Nella foto: il concetto di questo artista mette in prospettiva le distanze del sistema solare.]

In breve, un'orbita è la traiettoria gravitazionalmente curva di un oggetto nello spazio. In altre parole, un'orbita è il movimento circolare in cui gli oggetti nello spazio viaggiano a causa della forza di gravità. Ad esempio, la luna orbita attorno alla Terra e la Terra orbita attorno al sole con un movimento circolare. Un oggetto che orbita attorno a un altro è chiamato il suo satellite.

[Nella foto: la Stazione Spaziale Internazionale orbita sopra la Terra.]

#36. Parallasse

Misurare usando la parallasse implica stimare la distanza degli oggetti celesti vicini misurando il movimento contro oggetti celesti più distanti. Questo metodo viene spesso utilizzato quando si misurano le distanze delle stelle vicine, chiamato parallasse stellare.

[Nella foto: il concetto artistico di parallasse.]

I quasar sono grandi oggetti distanti nello spazio che sono alimentati da grandi e potenti buchi neri. Tendono a brillare così intensamente che la loro luce eclissa le vecchie galassie in cui esistono. Sono in grado di emettere migliaia di volte più energia di quella emessa dalla Via Lattea.

[Nella foto: il concetto artistico di un quasar.]

#38. gigante rosso

Una gigante rossa è una stella che sta raggiungendo i suoi ultimi giorni e si avvicina alla morte. Se una stella si è trasformata in una gigante rossa, la stella è negli ultimi stati della sua evoluzione stellare e si espande. Il nostro sole alla fine si espanderà e si trasformerà in una gigante rossa, ma non per qualche miliardo di anni.

[Nella foto: l'immagine mostra lo "shock dell'arco" di una stella morente di nome R Hydrae, o R Hya, nella costellazione dell'Idra.]

#39. spostamento verso il rosso

Lo spostamento verso il rosso e lo spostamento verso il blu spiegano come la luce cambia lunghezza d'onda quando gli oggetti nello spazio si avvicinano o si allontanano gli uni dagli altri. Quando un oggetto si allontana da noi, la luce si sposta verso l'estremità rossa dello spettro dei colori. A sua volta, mentre si avvicina, la luce si sposta verso l'estremità blu dello spettro. Insieme allo spostamento verso il blu, lo spostamento verso il rosso è estremamente prezioso per comprendere l'espansione dell'universo.

[Nella foto: immagine di quella che potrebbe essere la galassia più lontana mai vista. La luce delle stelle della piccola galassia è stata allungata in lunghezze d'onda più lunghe, o "spostata verso il rosso", dall'espansione dell'universo.]

#40. Sistema solare

Un sistema solare è un sistema legato gravitazionalmente di un sole e degli oggetti che lo orbitano. Ciò include i corpi che orbitano intorno agli oggetti che orbitano attorno al sole. Ad esempio, il nostro sistema solare contiene il sole, i pianeti che orbitano attorno ad esso, così come le lune e altri oggetti che orbitano loro.

[Nella foto: rappresentazione stilizzata del nostro sistema solare.]

#41. Vento solare

Il vento solare è un vento che trasmette particelle solari e plasma dal sole. Poiché un vento solare trasporta particelle cariche dal sole verso la Terra, potrebbe avere effetti catastrofici per gli abitanti della Terra. Ma non preoccuparti, il campo magnetico terrestre fornisce uno scudo piuttosto robusto contro uno qualsiasi di questi effetti negativi.

[Nella foto: condizioni osservate dalla navicella spaziale Cassini della NASA durante un sorvolo raffigurante il vento solare su Titano.]

#42. Spaghettizzazione

A volte indicato come "effetto noodle", la "spaghettificazione" è quando le forze di marea estreme allungano gli oggetti in modo che siano lunghi e sottili come una pasta. Questo effetto può anche essere causato dall'immensa attrazione gravitazionale di un buco nero.

[Nella foto: illustrazione che mostra cosa farà la spaghettificazione a un astronauta che entra nell'orizzonte degli eventi di un piccolo buco nero.]

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Oltre a fungere da bellissime luci guida nel nostro cielo, le stelle sono oggetti astronomici composti da gas che si unisce con la propria attrazione gravitazionale. La fusione nucleare nel nucleo della stella crea la luce emessa dalle stelle.

[Nella foto: stella della costellazione della lucertola.]

#44. Ammasso di stelle

Allo stesso modo in cui i pianeti possono essere legati gravitazionalmente al sole, facendoli orbitare attorno ad esso, anche le stelle possono raggrupparsi insieme a causa della gravità. Si possono determinare due tipi di ammassi stellari: ammassi globulari e ammassi aperti. Gli ammassi globulari sono ammassi ristretti di migliaia di stelle più vecchie, mentre gli ammassi aperti sono costituiti da poche centinaia di stelle molto giovani.

#45. Supernova

Una supernova è la più grande esplosione che può essere vista con l'occhio umano. Una supernova si verifica come l'ultimo passo di una stella massiccia morente che emette una luce estremamente brillante. Ciò si verifica nella morte di una stella almeno cinque volte la massa del sole del nostro sistema solare.

[Nella foto: dati combinati da quattro diversi telescopi spaziali per creare una vista a più lunghezze d'onda di una supernova chiamata RCW 86.]

#46. Telescopio

Un telescopio è lo strumento caratteristico degli astronomi per vedere oggetti lontani nello spazio in modo più dettagliato. Oggi i telescopi sono progettati con specchi curvi che raccolgono la luce dal cielo e la concentrano in modo che gli oggetti lontani siano visibili.

[Nella foto: il telescopio spaziale Hubble visto dallo Space Shuttle Atlantis in partenza.]

#47. Teoria della relatività

La teoria della relatività è stata sviluppata da Albert Einstein nel 1905 e comprende sia le teorie della relatività speciale che la relatività generale. La teoria determina che le leggi della fisica sono le stesse per tutti gli osservatori non acceleranti ed è stata monumentale nell'introdurre una struttura per lo spazio e il tempo.

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Le maree sono l'innalzamento e l'abbassamento del livello del mare causati dall'attrazione gravitazionale della luna e del sole. Sono uno dei fenomeni più affidabili al mondo. La differenza tra l'alta e la bassa marea è chiamata intervallo di marea.

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#49. Nana bianca

Una nana bianca è una stella relativamente piccola delle dimensioni di un pianeta molto denso. È essenzialmente una stella che ha esaurito tutto il suo combustibile nucleare dall'interno. Espelle la maggior parte del suo materiale esterno, lasciando un nucleo incandescente che si raffredda nel prossimo miliardo di anni.

[Nella foto: NGC 7293, meglio conosciuta come la nebulosa Helix. Il nucleo della stella è un residuo piccolo, caldo e denso noto come nana bianca.]

#50. Universo

E infine, siamo atterrati nell'universo. Una definizione carica che ha sconcertato gli scienziati per generazioni, un universo contiene miliardi di galassie e ancora più stelle insieme ai loro pianeti, lune, asteroidi, comete, polvere e gas, che esistono tutti vorticosamente nell'enorme cosa che chiamiamo spazio.

[Nella foto: immagini dello spazio profondo mai catturate da Hubble.]

In onore del compleanno della NASA, Stacker ha compilato un elenco di termini chiave di astronomia e astrofisica che sono fuori dal mondo!


Il 97% dell'universo osservabile è per sempre irraggiungibile

Concezione artistica in scala logaritmica dell'universo osservabile con il Sistema Solare al centro, pianeti interni ed esterni, fascia di Kuiper, nube di Oort, Alfa Centauri, braccio di Perseo, galassia della Via Lattea, galassia di Andromeda, galassie vicine, ragnatela cosmica, radiazione cosmica a microonde e Il plasma invisibile del Big Bang sul bordo. Di Pablo Carlos Budassi

L'altro giorno, stavo leggendo un post di Ethan Siegel sul suo eccellente blog, Starts With a Bang, sul fatto che abbia senso considerare l'universo come un cervello gigante. (La risposta breve è no, ma leggi il suo post per i dettagli.) Qualcosa che ha menzionato nel post ha attirato la mia attenzione.

Ma questi singoli grandi gruppi accelereranno l'uno dall'altro grazie all'energia oscura, e quindi non avranno mai l'opportunità di incontrarsi o comunicare tra loro per molto tempo. Ad esempio, se dovessimo inviare segnali oggi, dalla nostra posizione, alla velocità della luce, saremmo in grado di raggiungere solo il 3% delle galassie nel nostro Universo osservabile oggi, il resto è già per sempre fuori dalla nostra portata.

La mia prima reazione quando ho letto questo è stata, davvero? 3%. Sembra terribilmente piccolo.

Quello di cui parla Siegel è un effetto dovuto all'espansione dell'universo. Giusto per essere chiari, "l'espansione dell'universo" non significa che le galassie si stiano espandendo nello spazio da un punto centrale, ma che lo spazio stesso si espande in proporzione ovunque nell'universo. In altre parole, lo spazio sta crescendo, facendo sì che le galassie lontane diventino più lontane, e con lo spazio che cresce nello spazio intermedio, più una galassia è lontana da noi, più velocemente si allontana da noi.

Ciò significa che man mano che ci allontaniamo, il movimento di quelle galassie rispetto a noi, si avvicina sempre di più alla velocità della luce. Oltre una certa distanza, le galassie si allontanano da noi più velocemente della velocità della luce. (Questo non viola la relatività perché quelle galassie, rispetto alla loro struttura locale, non si muovono da nessuna parte vicino alla velocità della luce.) Ciò significa che sono al di fuori del nostro cono di luce, al di fuori della nostra capacità di avere qualsiasi influenza causale su di loro , al di fuori di quella che è chiamata la nostra sfera di Hubble (a volte chiamata volume di Hubble). Nota che potremmo ancora vedere galassie al di fuori del nostro volume di Hubble se una volta si trovavano all'interno della sfera di Hubble.

Quanto è grande la sfera di Hubble? Possiamo calcolarne il raggio dividendo la velocità della luce per la costante di Hubble: H0. H0 è la velocità con cui lo spazio si espande. Di solito è misurato intorno ai 70 chilometri al secondo per mega-parsec, o circa 21 chilometri al secondo per milione di anni luce. In altre parole, per ogni milione di anni luce da noi una galassia, in media, lo spazio tra quella galassia e noi aumenterà di 21 km/s (chilometri al secondo). Quindi, una galassia distante 100 milioni di anni luce si allontana da noi a 2100 km/s (21 X 100) e una galassia distante 200 milioni di anni luce si allontana da noi a 4200 km/s (21 X 200), più o meno qualsiasi movimento che le galassie potrebbero avere rispetto al loro ambiente locale. La velocità della luce è di circa 300.000 km/s. Se prendiamo 300.000 e dividiamo per 21, otteniamo poco più di 14000. Sarebbero 14000 milioni, o un raggio della sfera di Hubble di circa 14 miliardi di anni luce.

(Se sei come me, noterai subito la somiglianza tra il raggio della sfera di Hubble e l'età dell'universo. Quando l'ho notato per la prima volta qualche anno fa, mi sembrava una coincidenza troppo grande, ma ho non sono stato in grado di trovare alcuna relazione descritta in letteratura. Sembra essere una coincidenza, anche se certamente un bizzarro sospetto.)

Ok, quindi la sfera di Hubble ha un raggio di 14 miliardi di anni luce. Secondo articoli di divulgazione scientifica, le galassie più lontane che possiamo vedere sono distanti circa 13,2 miliardi di anni luce e lo sfondo delle microonde cosmiche è distante 13,8 miliardi di anni luce, quindi tutto ciò che possiamo vedere è al sicuro all'interno della sfera di Hubble, giusto?

Sbagliato. Gli articoli di notizie di astronomia riportano quasi universalmente le distanze cosmologiche usando il tempo di viaggio della luce, la quantità di tempo impiegata dalla luce con cui stiamo vedendo un oggetto per viaggiare dall'oggetto a noi. Per una galassia relativamente vicina, diciamo 20-30 milioni di anni luce di distanza, va bene. In questi casi, il tempo di viaggio della luce è abbastanza vicino alla distanza in movimento o “propria”, la distanza tra noi e la galassia remota “in questo momento”, che non fa una vera differenza. Ma quando osserviamo oggetti distanti miliardi di anni luce, inizia a esserci una differenza sempre più significativa tra la distanza corretta e il tempo di viaggio della luce.

Quelle galassie visibili più lontane che sono distanti 13,2 miliardi di anni luce nel tempo di viaggio della luce si trovano a una distanza corretta di oltre 30 miliardi di anni luce. Il fondo cosmico a microonde, la cosa più lontana che possiamo vedere, è lontana 46 miliardi di anni luce. Quindi, a distanze “proprie”, il raggio dell'universo osservabile è di 46 miliardi di anni luce.

Fondamentalmente, il raggio della sfera di Hubble calcolato sopra è anche in unità di distanza corrette. (Il raggio nel tempo di viaggio della luce sarebbe di circa 9 miliardi di anni luce per il pratico calcolatore cosmologico di Ned Wright.)

Possiamo usare il raggio di ciascuna sfera per calcolare i loro volumi. Il volume della sfera di Hubble è di circa 11,5 trilioni di anni luce cubi. Il volume dell'universo osservabile è di circa 408 trilioni di anni luce cubi. 11,5 diviso 408 è 0,00282, ovvero circa il 3%. Siegel sapeva esattamente di cosa stava parlando. (Non che avessi dubbi al riguardo.)

In altre parole, il 97% dell'universo osservabile è già per sempre fuori dalla nostra portata. (Almeno a meno che qualcuno non inventi un azionamento più veloce della luce.)

Vale la pena notare che, mentre l'universo continua ad espandersi, tutti gli ammassi galattici verranno isolati l'uno dall'altro. Nel nostro caso, tra 100-150 miliardi di anni, il gruppo locale di galassie verrà isolato dal resto dell'universo. (Per allora, il gruppo locale sarà collassato in un'unica galassia ellittica.) Saremo ancora in grado di vedere il resto dell'universo, ma sarà sempre più, nell'arco di trilioni di anni, più spostato verso il rosso, e bizzarramente, più tempo dilatato, finché non è più rilevabile. A quel punto, ci saranno solo nane rosse e nane bianche che generano luce, quindi l'universo sarà già un posto piuttosto strano, almeno per i nostri standard attuali.

Se i nostri lontani discendenti riusciranno a colonizzare le galassie in altri ammassi galattici, alla fine saranno tagliati fuori l'uno dall'altro. Se qualche informazione sull'universo circostante sopravvive in quelle ere lontane, potrebbe alla fine essere considerata come una mitologia, qualcosa di non verificabile da quelle civiltà che vivranno trilioni di anni da oggi.


Terminologia per lo spazio vuoto ai margini dell'universo osservabile? - Astronomia


Un modello in scala del sistema Terra-Luna.
Anche per le cose "vicine", c'è molto più spazio vuoto di quanto ci siano cose per riempirlo.


Dimensioni relative dei pianeti terrestri (sopra)
Dimensioni relative dei pianeti gioviani (sotto)

Le posizioni relative dei pianeti. A sinistra, i pianeti interni, verso Giove. A destra, i pianeti esterni e la cometa di Halley. Nel primo diagramma, i pianeti esterni sono così lontani che le loro orbite non possono essere mostrate, mentre nel secondo diagramma, i pianeti interni sono così vicini che le loro orbite non possono essere mostrate. In entrambi i diagrammi, la dimensione effettiva del Sole e dei pianeti sarebbe decine o centinaia di volte più piccola dei punti usati per mostrare le loro posizioni.

Ai confini del sistema solare
Questo termina il conteggio dei pianeti principali, ma non l'inventario del nostro sistema solare. Leggermente oltre l'orbita di Nettuno, centinaia di migliaia o milioni di piccoli frammenti di ghiaccio, in ogni caso meno di un quinto di pollice di diametro e per lo più più piccoli dei fiocchi di neve nel nostro modello, si muovono lentamente in vaste orbite, fino a due cento miglia di raggio sul nostro modello in scala mezzo miliardesimo, o cento milioni di milioni di miglia nel raggio effettivo. Questi sono gli oggetti della fascia di Kuiper (KBO), di cui il primo scoperto, Plutone, è l'unico a cui è attualmente riconosciuto lo status planetario, sebbene il suo status di pianeta e quello di altri oggetti di dimensioni simili siano oggetto di accesi dibattiti ora che sappiamo che Plutone non è l'unico occupante di questa parte più esterna del sistema planetario.
Due secoli fa, una domanda simile esisteva nel Sistema Solare interno. Tra le orbite di Marte e Giove si trovano centinaia di migliaia di piccoli corpi, gli asteroidi, che sarebbero semplici granelli di sabbia, o più comunemente microscopici granelli di polvere, nel nostro modello. Quando fu trovata Cerere, la prima scoperta, si presumeva fosse un pianeta. Ma presto furono trovati Pallas e poi Vesta, e nel giro di pochi anni, molti altri, e divenne presto ovvio che poteva non essere ragionevole chiamare tutti questi oggetti pianeti così furono retrocessi a planetoidi, cioè oggetti simili ai pianeti ( ma di dimensioni sufficientemente piccole da mettere in dubbio il loro status planetario), o asteroidi, cioè oggetti così piccoli che, a distanze planetarie, sembrano stelle, anche al telescopio mentre i pianeti "reali", sebbene semplici punti se visti senza un telescopio, mostrano piccoli dischi, se visti con uno.
Se la scoperta di Plutone fosse stata seguita rapidamente dalla scoperta di oggetti simili come lo è stata la scoperta di Cerere, avremmo potuto decidere presto di retrocedere Plutone dallo stato planetario. Ma sono trascorsi più di cinquant'anni tra la scoperta di Plutone e il successivo KBO scoperto, durante i quali lo status di Plutone come pianeta divenne più o meno saldamente radicato nella mente degli astronomi e del pubblico in generale, e quindi la questione del suo status è ancora una questione di opinione molto varia.
La maggior parte dei KBO si muove intorno al Sole in orbite che sono più circolari, nella stessa direzione dei pianeti e quasi sullo stesso piano. Ma ci sono decine o centinaia di miliardi di altri oggetti che si muovono intorno al Sole, ben oltre la struttura a disco che contiene la maggior parte dei KBO. La stragrande maggioranza di questi corpi ha solo poche miglia di diametro e sarebbe rappresentata da microscopici granelli di ghiaccio nel nostro modello, ma nonostante le loro piccole dimensioni, possono occasionalmente apparire più grandi, nel nostro cielo notturno, del Sole o della Luna! Ciò si verifica quando uno di questi frammenti spaziali si sposta dalla sua posizione normale, ben oltre l'orbita di Plutone, all'interno dell'orbita di Giove Quando l'oggetto ghiacciato si avvicina al Sole, il suo calore vaporizza alcuni dei suoi ghiacci e i gas risultanti fluiscono nello spazio in tutte le direzioni, formando una sfera di gas rarefatta di decine di migliaia di miglia di diametro - la "testa" o "coma" della "cometa". Allo stesso tempo il Vento Solare, una brezza incredibilmente sottile (troppo evanescente per rappresentare in alcun modo nel nostro modello) che soffia via dal Sole a centinaia di miglia al secondo spinge i gas che fluiscono lontano dai corpi ghiacciati, spostando i gas verso l'esterno , sempre più veloci, fino a formare una striscia luminosa, che si estende dal Sole, verso lo spazio interstellare. È questa "coda" che dà il nome alle comete ("cometa" è basato su un termine greco che significa "stella pelosa"), e la loro grande dimensione apparente anche se il granello di ghiaccio che è il vero corpo fisico che si muove intorno al Sole è troppo piccola per essere vista, la coda può estendersi per decine o centinaia di milioni di miglia, e se la cometa passa vicino alla Terra, la coda può estendersi fino a metà cielo, in circostanze eccezionali.
Per molto tempo, l'origine delle comete è stata un mistero, ma ora siamo praticamente certi che rappresentino frammenti residui della formazione del Sistema Solare esterno, proiettati nella vastità dello spazio dalle interazioni gravitazionali con i grandi pianeti che giacciono lì, fino a riempire una regione di quasi il dieci-venti percento del percorso dal Sole alle stelle vicine con una distribuzione sferica di corpi incredibilmente piccoli, ma incredibilmente numerosi, ciascuno dei quali ruota intorno al Sole in un'orbita perfettamente stabile, nel assenza di influenze esterne, ma così tante, con così tanti diversi tipi di orbite, che i numeri usati per descrivere le orbite possono essere quasi qualsiasi insieme di numeri casuali che non violano le leggi del moto orbitale.
Ora, è stato appena affermato che questi corpi "riempiono" una regione di circa il dieci-venti percento del percorso dal Sole alle stelle vicine. Ma quanto è grande quella regione e quanto bene la riempiono? La risposta è, molto, molto grande, e non molto. Poiché le distanze dalle stelle più vicine sono misurate in decine di milioni di milioni di miglia, e anche in un modello che è mezzo miliardo di volte più piccolo della realtà, le stelle più vicine si troverebbero a più di cinquantamila miglia di distanza. Quindi la regione della nuvola di Oort, come viene chiamata, ha forse un diametro compreso tra dieci e ventimila miglia, nel nostro modello, e persino centinaia di miliardi di microscopici frammenti di ghiaccio sarebbero sparsi così sottili che sarebbe praticamente impossibile vederli, anche se erano notevolmente più grandi. Di conseguenza, questo limite esterno del Sistema Solare, sebbene quasi certamente come descritto qui, non è mai stato osservato, ed è difficile immaginare un modo per osservarlo, tranne per il fatto che la sua esistenza è quasi certamente richiesta, per spieghiamo cosa osserviamo, quando capita che uno degli abitanti di quella vasta regione ci passi vicino, e la stella che ci lega tutti ad essa con la sua influenza gravitazionale, il Sole.

Il regno delle stelle
Al di là del Sistema Solare, a decine di migliaia e più miglia da noi, nel nostro modello, e centinaia di milioni di milioni di miglia nella vastità dello spazio reale, si trovano le stelle. Ognuna delle stelle che vediamo nei nostri cieli è un Sole, come il nostro. La maggior parte sono più piccoli e più deboli del nostro Sole, ma quasi tutti visti senza ausilio ottico sono più grandi e più luminosi e, in alcuni casi, molto più grandi e più luminosi del Sole. Polaris, per esempio, appare come una stella molto debole a coloro che vivono nei cieli luminosi della città (che è, ovviamente, la maggior parte delle persone nel mondo). Questo è in parte perché è relativamente lontano, rispetto alle stelle più vicine, e in parte perché tutti le stelle sono lontane, in ogni normale concezione della distanza. La stella più vicina che conosciamo, Proxima Centauri, è duecentocinquantamila volte più lontana del Sole, o nel nostro modello in scala, cinquantamila miglia. Altre stelle sono sparse nella vastità dello spazio a distanze simili o maggiori l'una dall'altra, così che i vicini più prossimi di ogni stella sono a decine di migliaia di miglia di distanza nel nostro modello, e centinaia di milioni di milioni di miglia di distanza, nello spazio.

I punti all'estrema sinistra e destra rappresentano le posizioni del Sole e di Alpha Centauri, la stella più vicina al Sole. Se questo diagramma fosse fedele alla scala, l'orbita di Plutone sarebbe dieci volte più piccola del punto usato per mostrare la posizione del Sole. Per quanto vasto e vuoto sia il Sistema Solare, lo spazio tra le stelle è quasi infinitamente più vasto e vuoto.

Poiché le distanze delle stelle sono così vaste, non possiamo aspettarci di usare miglia per descriverle e per molto tempo, un anno luce (la distanza che la luce, viaggiando a 186.400 miglia o 300.000 chilometri al secondo percorre in un anno) è stata considerata un'unità di distanza conveniente.
All'interno del Sistema Solare, di solito non ci preoccupiamo delle "unità di luce" per misurare le distanze, poiché la grande velocità della luce le consente di attraversare le distanze tra i pianeti, per quanto vaste siano, in tempi relativamente brevi. Ci vuole solo un secondo o giù di lì perché la luce raggiunga la Terra dalla Luna, solo pochi minuti per raggiungerci dal Sole e dai pianeti più vicini, e solo poche ore perché ci raggiunga dai pianeti più lontani. Ma quando facciamo passi da gigante verso l'esterno e ci perdiamo nella vastità dello spazio stellare, i tempi di viaggio della luce diventano anni, poi decenni, poi secoli e millenni, perché ci sono stelle, come Rigel in Orione e Canopo in Carina, la cui la luce impiega migliaia di anni per raggiungerci. Queste stelle sono tra le stelle più luminose che conosciamo, decine e centinaia di migliaia di volte più luminose del Sole, ma sono così lontane che nel nostro cielo notturno sono solo puntini, che brillano debolmente nell'oscurità degli spazi vuoti che si trovano tra loro e il Sole.
Per centinaia di anni luce in tutte le direzioni e migliaia di anni luce in altre direzioni, le stelle sono sparse, quasi a caso, nello spazio stellare. Anche se a diversi anni luce di distanza, le vaste distanze attraverso le quali sono dispersi consente al loro numero totale di aumentare, man mano che ci spostiamo sempre più nello spazio, finché decine o centinaia di milioni di deboli puntini di luce riempiono le immagini a lunga esposizione del cielo.

Una porzione della Via Lattea -- "miliardi e miliardi" di stelle, nuvole di gas incandescente e polvere oscura.
(John P. Gleason, Immagini celesti, apod)

Questa pagina è basata sulla lezione introduttiva per la mia lezione di lezione. La parte sopra rappresenta una versione ragionevolmente completa della maggior parte della discussione presentata in classe, ma c'è molto di più che non ho ancora trovato il tempo di presentare adeguatamente in questa o nelle pagine seguenti. Le brevissime note di seguito rappresentano il resto della lezione introduttiva e verranno approfondite il prima possibile:

Poiché le stelle sono così lontane, usare miglia o chilometri o persino unità astronomiche per discutere le loro distanze richiede numeri incomprensibilmente grandi. Quindi inventiamo nuove unità. L'unità più utile per le lezioni introduttive è l'Anno Luce (LY).
La luce va a 186.400 miglia/sec, o 300.000 km/sec o, poiché ci sono 31.000.000 sec/anno, circa 6 trilioni di miglia (o circa 10 trilioni di km) in un anno. Questo lo rende un buon metro di paragone per distanze stellari.
La stella più vicina oltre al Sole è alfa Centauri, che dista poco più di 4 anni luce. Polaris è a diverse centinaia di anni luce di distanza. Rigel, in Orione, a circa 2000 anni luce di distanza. La maggior parte delle stelle nel cielo notturno sono a poche decine o centinaia di anni luce di distanza, anche se pochissime distano solo poche LY, o migliaia di LY.
ANNI LUCE sono belli perché sono facili da capire E perché quando guardiamo nello spazio guardiamo indietro nel tempo. Vediamo il Sole com'era 8 minuti e 20 secondi fa. Vediamo Giove com'era da qualche parte tra 35 minuti e 50 minuti fa, a seconda che sia dalla nostra parte del Sole e relativamente vicino, o dall'altra parte del Sole e più lontano.
Se guardi una stella, la vedi com'era esattamente tanti anni fa quanto la sua distanza in LY. NORMALMENTE, questo non fa differenza nell'aspetto della stella. Le stelle non cambiano molto, in tempi brevi rispetto a milioni o miliardi di anni. Ma a volte può fare la differenza.
QUESTO È PARTICOLARMENTE VERO se guardiamo a cose MOLTO lontane, come le GALASSIE. A causa dell'espansione dell'Universo, la maggior parte delle galassie si sta allontanando da noi e ora sono più lontane di quanto non fossero quando è stata emessa la luce da cui le vediamo. Di solito tutto ciò significa che li vediamo come erano in passato, invece di come sono ora, e i problemi causati dall'espansione dell'Universo sono minori (questo è particolarmente vero per le galassie a meno di un miliardo di anni luce di distanza) . Tuttavia, una delle galassie mostrate in un'immagine nell'Atlante Celeste è un "quasar" che vediamo com'era nel molto passato remoto (in effetti, com'era in un momento prima che si formasse il nostro Sistema Solare). All'epoca in cui questo quasar emetteva la luce che ora ci raggiunge, si trovava a circa 5 miliardi di anni luce di distanza. Ma la luce che ha emesso ha impiegato oltre 10 miliardi di anni per raggiungerci, perché lo spazio tra il quasar e noi si è espanso di quasi 5 miliardi di anni luce durante il tempo impiegato dalla luce per arrivare qui. In altre parole, lo vediamo quando era a soli 5 miliardi di anni luce di distanza, ma come lo era 10 miliardi di anni fa. Avvertimento: stanno arrivando concetti ancora più sbalorditivi. Durante tutto il tempo in cui la sua luce veniva verso di noi, lo spazio tra noi e il quasar si stava rapidamente espandendo e, di conseguenza, il quasar si trova ora a oltre 17 miliardi di anni luce di distanza. A quella distanza molto grande, c'è così tanto spazio tra lui e noi che l'espansione cumulativa di tutto quello spazio è più veloce della velocità della luce. Quindi nessuna luce che ora lo lascia ci raggiungerà mai, e sebbene possiamo vedere il quasar com'era 10 miliardi di anni fa (usando la luce che ci raggiunge proprio ora), non lo vedremo mai com'è adesso. Questo introduce il concetto di "orizzonte cosmico", oltre il quale non si può mai vedere nulla, e di "Universo osservabile", che possiamo vedere com'era una volta (cioè quando veniva emessa la luce che ora arriva qui), e il riposo dell'Universo, che non possiamo mai vedere ed è quasi certamente migliaia di volte (se non milioni o miliardi di volte) più grande dell'"Universo osservabile". (L'astronomia tende a far sembrare il mondo di tutti i giorni molto, molto piccolo. Ma così facendo espande la nostra visione di un'infinità di infiniti.)


Guarda il video: Caccia Ai Confini Dello Spazio, I Misteri dellUniverso Documentario 2016 (Gennaio 2022).