Universo

All of space and time and their contents

Para otros usos, consulte Universo (desambiguación) .

Universo

La imagen del campo ultraprofundo del Hubble muestra algunas de las galaxias más remotas visibles con la tecnología actual, cada una de las cuales consta de miles de millones de estrellas. (El área de la imagen aparente es aproximadamente 1/79 de la de una luna llena) [1]
Edad (dentro del modelo Lambda-CDM )	13,799 ± 0,021 mil millones de años [2]
Diámetro	Desconocido. [3] Diámetro del universo observable :8,8 × 10 26  m ( PC de 28,5 G o 93 G ly ) [4]
Masa (materia ordinaria)	Al menos 10 53 kg [5]
Densidad media (incluida la contribución de la energía )	9,9 x 10 −30 g / cm 3 [6]
Temperatura media	2,72548 K (-270,4 ° C o -454,8 ° F ) [7]
Contenidos principales	Ordinario (bariónica) materia (4,9%) La materia oscura (26,8%) La energía oscura (68,3%) [8]
Forma	Plano con un margen de error del 0,4% [9]

El universo ( latín : universus ) es todo el espacio y el tiempo ^[a] y su contenido, ^[10] incluidos los planetas , las estrellas , las galaxias y todas las demás formas de materia y energía . La teoría del Big Bang es la descripción cosmológica predominante del desarrollo del universo. Según esta teoría, el espacio y el tiempo emergieron juntosHace 13,799 ± 0,021 mil millones de años , ^[2] y el universo se ha estado expandiendo desde entonces. Si bien se desconoce el tamaño espacial de todo el universo, ^[3] la ecuación de inflación cósmica indica que debe tener un diámetro mínimo de 23 billones de años luz, ^[11] y es posible medir el tamaño del universo observable , que es aproximadamente 93 mil millones de años luz de diámetro en la actualidad.

Los primeros modelos cosmológicos del universo fueron desarrollados por filósofos griegos e indios antiguos y eran geocéntricos , colocando a la Tierra en el centro. ^{[12] [13]} A lo largo de los siglos, observaciones astronómicas más precisas llevaron a Nicolás Copérnico a desarrollar el modelo heliocéntrico con el Sol en el centro del Sistema Solar . Al desarrollar la ley de la gravitación universal , Isaac Newton se basó en el trabajo de Copérnico y en las leyes del movimiento planetario de Johannes Kepler .y observaciones de Tycho Brahe .

Otras mejoras observacionales llevaron a la comprensión de que el Sol es una de los cientos de miles de millones de estrellas de la Vía Láctea , que es una de los pocos cientos de miles de millones de galaxias del universo. Muchas de las estrellas de una galaxia tienen planetas . A mayor escala , las galaxias se distribuyen uniformemente y son iguales en todas las direcciones, lo que significa que el universo no tiene ni un borde ni un centro. A escalas más pequeñas, las galaxias se distribuyen en cúmulos y supercúmulos que forman inmensos filamentos y vacíos en el espacio, creando una vasta estructura similar a una espuma. ^[14]Los descubrimientos a principios del siglo XX han sugerido que el universo tuvo un comienzo y que el espacio se ha expandido desde entonces ^[15] a un ritmo creciente. ^[dieciséis]

Según la teoría del Big Bang, la energía y la materia inicialmente presentes se han vuelto menos densas a medida que el universo se expandía. Después de una expansión acelerada inicial llamada época inflacionaria en alrededor de ^10-32 segundos, y la separación de las cuatro fuerzas fundamentales conocidas , el universo se enfrió gradualmente y continuó expandiéndose, permitiendo que se formaran las primeras partículas subatómicas y átomos simples . La materia oscura se acumuló gradualmente, formando una estructura similar a una espuma de filamentos y vacíos bajo la influencia de la gravedad . Nubes gigantes de hidrógeno y heliofueron atraídos gradualmente a los lugares donde la materia oscura era más densa , formando las primeras galaxias, estrellas y todo lo demás visto hoy.

Al estudiar el movimiento de las galaxias, se ha descubierto que el universo contiene mucha más materia de la que representan los objetos visibles; estrellas, galaxias, nebulosas y gas interestelar. Esta materia invisible se conoce como materia oscura ^[17] ( oscura significa que hay una amplia gama de fuertes pruebas indirectas de que existe, pero aún no la hemos detectado directamente). El modelo ΛCDM es el modelo del universo más aceptado. Sugiere que sobre69,2% ± 1,2% [2015] de la masa y la energía en el universo es una constante cosmológica (o, en extensiones de ΛCDM, otras formas de energía oscura , como un campo escalar ) que es responsable de la expansión actual del espacio , y sobre25,8% ± 1,1% [2015] es materia oscura. ^[18] La materia ordinaria (' bariónica ') es, por tanto, sólo4,84% ± 0,1% [2015] del universo físico. ^{[18] Las} estrellas, los planetas y las nubes de gas visibles solo forman alrededor del 6% de la materia ordinaria. ^[19]

Hay muchas hipótesis en competencia sobre el destino final del universo y sobre lo que, si acaso, precedió al Big Bang, mientras que otros físicos y filósofos se niegan a especular, dudando de que la información sobre estados anteriores alguna vez sea accesible. Algunos físicos han sugerido varias hipótesis de multiverso , en las que nuestro universo podría ser uno entre muchos universos que también existen. ^{[3] [20] [21]}

Parte de una serie sobre
Cosmología física
Big Bang  · Universo Edad del universo Cronología del universo
Universo temprano Inflación  · Nucleosíntesis Antecedentes Onda gravitacional (GWB) Microondas (CMB)  · Neutrino (CNB)
Expansión  · Futuro Ley de Hubble  · Redshift Expansión métrica del espacio Métrica FLRW  · Ecuaciones de Friedmann Cosmología no homogénea Futuro de un universo en expansión Destino final del universo
Componentes  · Estructura Componentes Modelo Lambda-CDM Energía oscura  · Fluido  oscuro · Materia oscura Estructura Forma del universo Filamento de galaxias  · Formación de galaxias Gran grupo de cuásares Estructura a gran escala Reionización  · Formación de estructuras
Experimentos Iniciativa Agujero Negro (BHI) Bumerang Explorador de fondo cósmico (COBE) Encuesta de energía oscura Proyecto Illustris Observatorio espacial de Planck Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Encuesta 2dF Galaxy Redshift ("2dF") Sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP)
Científicos Aaronson Alfvén Alpher Bharadwaj Copérnico de Sitter Dicke Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hawking Hubble Lemaître Mather Newton Penrose Penzias Frotar Schmidt Smoot Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich Lista de cosmólogos
Historia de la asignatura Descubrimiento de la radiación cósmica de fondo de microondas Historia de la teoría del Big Bang Interpretaciones religiosas de la teoría del Big Bang Cronología de las teorías cosmológicas
Categoría  Portal de astronomía
v t mi

Definición

Reproducir medios

Telescopio espacial Hubble : las galaxias de campo ultraprofundo al campo Legacy se alejan
(video 00:50; 2 de mayo de 2019)

El universo físico se define como todo el espacio y el tiempo ^[a] (denominado colectivamente espacio-tiempo ) y su contenido. ^[10] Dichos contenidos comprenden toda la energía en sus diversas formas, incluida la radiación electromagnética y la materia , y por lo tanto, planetas, lunas , estrellas, galaxias y el contenido del espacio intergaláctico . ^{[22] [23] [24]} El universo también incluye las leyes físicas que influyen en la energía y la materia, como las leyes de conservación , la mecánica clásica y la relatividad.. ^[25]

El universo se define a menudo como "la totalidad de la existencia", o todo lo que existe, todo lo que ha existido y todo lo que existirá. ^[25] De hecho, algunos filósofos y científicos apoyan la inclusión de ideas y conceptos abstractos, como las matemáticas y la lógica, en la definición del universo. ^{[27] [28] [29]} La palabra universo también puede referirse a conceptos como el cosmos , el mundo y la naturaleza . ^{[30] [31]}

Etimología

La palabra universo deriva de la palabra francesa antigua univers , que a su vez deriva de la palabra latina universum . ^[32] La palabra latina fue utilizada por Cicerón y los autores latinos posteriores en muchos de los mismos sentidos en que se utiliza la palabra inglesa moderna . ^[33]

Sinónimos

Un término para el universo entre los filósofos griegos antiguos desde Pitágoras en adelante era τὸ πᾶν ( tò pân ) 'el todo', definido como toda la materia y todo el espacio, y τὸ ὅλον ( tò hólon ) 'todas las cosas', que no necesariamente incluía el vacío. ^{[34] [35]} Otro sinónimo era ὁ κόσμος ( ho kósmos ) que significa 'el mundo , el cosmos '. ^{[36] Los} sinónimos también se encuentran en autores latinos ( totum , mundus , natura ) ^[37]y sobrevivir en idiomas modernos, por ejemplo, las palabras alemanas Das All , Weltall y Natur para universo . Los mismos sinónimos se encuentran en inglés, como todo (como en la teoría del todo ), el cosmos (como en la cosmología ), el mundo (como en la interpretación de los muchos mundos ) y la naturaleza (como en las leyes naturales o la filosofía natural). ). ^[38]

Cronología y Big Bang

Artículos principales: Big Bang y cronología del universo

Cronología de la naturaleza
Esta caja: vista hablar editar
−13 - - −12 - - −11 - - −10 - - −9 - - −8 - - −7 - - −6 - - −5 - - −4 - - −3 - - −2 - - −1 - - 0 -	Edad Oscura Reionización Era dominada por la materia Expansión acelerada Agua Vida unicelular Fotosíntesis Vida multicelular Vertebrados	← Universo más temprano ← Estrellas más tempranas ← Galaxia más temprana ← Quasar / agujero negro ← Omega Centauri ← Galaxia de Andromeda ← Espirales de la Vía Láctea ← Cúmulo de estrellas NGC 188 ← Alfa Centauri ← Tierra / Sistema Solar ← Vida más temprana conocida ← Oxígeno más temprano ← Oxígeno atmosférico ← Reproducción sexual ← Hongos más antiguos ← Animales / plantas más tempranos ← Explosión cámbrica ← Los primeros mamíferos ← Primeros simios / humanos L i f e
(hace mil millones de años )

El modelo predominante para la evolución del universo es la teoría del Big Bang. ^{[39] [40]} El modelo del Big Bang establece que el estado más temprano del universo era extremadamente caliente y denso, y que el universo posteriormente se expandió y enfrió. El modelo se basa en la relatividad general y en supuestos simplificadores como la homogeneidad y la isotropía del espacio. Una versión del modelo con una constante cosmológica (Lambda) y materia oscura fría , conocida como modelo Lambda-CDM, es el modelo más simple que proporciona una descripción razonablemente buena de varias observaciones sobre el universo. El modelo del Big Bang tiene en cuenta observaciones como la correlación de la distancia y el corrimiento al rojo de las galaxias, la relación entre el número de átomos de hidrógeno y helio y el fondo de radiación de microondas.

En este diagrama, el tiempo pasa de izquierda a derecha, por lo que en un momento dado, el universo está representado por una "rebanada" en forma de disco del diagrama.

El estado denso y caliente inicial se denomina época de Planck , un breve período que se extiende desde el tiempo cero hasta una unidad de tiempo de Planck de aproximadamente ^10-43 segundos. Durante la época de Planck, todos los tipos de materia y todos los tipos de energía se concentraron en un estado denso, y se cree que la gravedad, actualmente la más débil de las cuatro fuerzas conocidas, era tan fuerte como las otras fuerzas fundamentales, y todas las fuerzas pueden haberse unificado . Desde la época de Planck, el espacio se ha expandido a su escala actual, con un período muy corto pero intenso de inflación cósmica que se cree que ocurrió dentro de los primeros 10 −32.segundos. ^[41] Esta fue una especie de expansión diferente a las que podemos ver hoy a nuestro alrededor. Los objetos en el espacio no se movieron físicamente; en cambio, la métrica que define el espacio en sí cambió. Aunque los objetos en el espacio-tiempo no pueden moverse más rápido que la velocidad de la luz , esta limitación no se aplica a la métrica que gobierna el espacio-tiempo en sí. Se cree que este período inicial de inflación explica por qué el espacio parece ser muy plano, y mucho más grande de lo que la luz podría viajar desde el comienzo del universo. ^{[ aclaración necesaria ]}

En la primera fracción de segundo de la existencia del universo, las cuatro fuerzas fundamentales se habían separado. A medida que el universo continuaba enfriándose desde su inconcebiblemente caliente estado, varios tipos de partículas subatómicas pudieron formarse en cortos períodos de tiempo conocidos como la época de los quarks , la época de los hadrones y la época de los leptones . Juntas, estas épocas abarcaron menos de 10 segundos de tiempo después del Big Bang. Estas partículas elementales se asociaron de manera estable en combinaciones cada vez más grandes, incluidos protones y neutrones estables , que luego formaron núcleos atómicos más complejos a través de la fusión nuclear.. Este proceso, conocido como nucleosíntesis del Big Bang , solo duró unos 17 minutos y terminó unos 20 minutos después del Big Bang, por lo que solo ocurrieron las reacciones más rápidas y simples. Aproximadamente el 25% de los protones y todos los neutrones del universo, en masa, se convirtieron en helio , con pequeñas cantidades de deuterio (una forma de hidrógeno ) y trazas de litio . Cualquier otro elemento solo se formó en cantidades muy pequeñas. El otro 75% de los protones no se vio afectado, como núcleos de hidrógeno .

Después de que terminó la nucleosíntesis, el universo entró en un período conocido como la época de los fotones . Durante este período, el universo todavía estaba demasiado caliente para que la materia formara átomos neutros , por lo que contenía un plasma caliente, denso y brumoso de electrones cargados negativamente , neutrinos neutros y núcleos positivos. Después de unos 377.000 años, el universo se había enfriado lo suficiente como para que los electrones y los núcleos pudieran formar los primeros átomos estables . Esto se conoce como recombinación por razones históricas; de hecho, los electrones y los núcleos se combinaron por primera vez. A diferencia del plasma, los átomos neutros son transparentes a muchas longitudes de onda.de luz, por lo que por primera vez el universo también se volvió transparente. Los fotones liberados (" desacoplados ") cuando se formaron estos átomos todavía se pueden ver hoy; forman el fondo cósmico de microondas (CMB).

A medida que el universo se expande, la densidad de energía de la radiación electromagnética disminuye más rápidamente que la de la materia porque la energía de un fotón disminuye con su longitud de onda. Alrededor de los 47.000 años, la densidad de energía de la materia se hizo mayor que la de los fotones y neutrinos , y comenzó a dominar el comportamiento a gran escala del universo. Esto marcó el final de la era dominada por la radiación y el comienzo de la era dominada por la materia .

En las primeras etapas del universo, pequeñas fluctuaciones dentro de la densidad del universo llevaron a que se formaran gradualmente concentraciones de materia oscura . La materia ordinaria, atraída por la gravedad , formó grandes nubes de gas y, finalmente, estrellas y galaxias, donde la materia oscura era más densa, y vacíos donde era menos densa. Después de alrededor de 100 a 300 millones de años, ^{[ cita requerida ] se} formaron las primeras estrellas , conocidas como estrellas de Población III . Probablemente eran muy masivos, luminosos, no metálicos y de corta duración. Fueron los responsables de la progresiva reionizacióndel universo entre aproximadamente 200-500 millones de años y mil millones de años, y también para sembrar el universo con elementos más pesados ​​que el helio, a través de la nucleosíntesis estelar . ^[42] El universo también contiene una energía misteriosa, posiblemente un campo escalar, llamada energía oscura , cuya densidad no cambia con el tiempo. Después de aproximadamente 9,8 mil millones de años, el universo se había expandido lo suficiente como para que la densidad de la materia fuera menor que la densidad de la energía oscura, marcando el comienzo de la actual era dominada por la energía oscura . ^[43] En esta era, la expansión del universo se acelera debido a la energía oscura.

Propiedades físicas

Artículos principales: Universo observable , Edad del Universo y Expansión métrica del espacio.

De las cuatro interacciones fundamentales , la gravitación es la dominante a escalas de longitud astronómica. Los efectos de la gravedad son acumulativos; por el contrario, los efectos de las cargas positivas y negativas tienden a cancelarse entre sí, lo que hace que el electromagnetismo sea relativamente insignificante en escalas de longitud astronómicas. Las dos interacciones restantes, las fuerzas nucleares débiles y fuertes , declinan muy rápidamente con la distancia; sus efectos se limitan principalmente a escalas de longitud subatómica.

El universo parece tener mucha más materia que antimateria , una asimetría posiblemente relacionada con la violación del CP . ^[44] Este desequilibrio entre materia y antimateria es parcialmente responsable de la existencia de toda la materia existente en la actualidad, ya que la materia y la antimateria, si se produjeran por igual en el Big Bang , se habrían aniquilado completamente entre sí y habrían dejado solo fotones como resultado de su interacción. . ^{[45] [46]} El universo tampoco parece tener ni momento neto ni momento angular , lo que sigue las leyes físicas aceptadas si el universo es finito. Estas leyes son la ley de Gaussy la no divergencia del pseudotensor esfuerzo-energía-momento . ^[47]

Escalas espaciales constituyentes del universo observable
Este diagrama muestra la ubicación de la Tierra en el universo a escalas cada vez mayores. Las imágenes, etiquetadas a lo largo de su borde izquierdo, aumentan de tamaño de izquierda a derecha, luego de arriba a abajo.

Tamaño y regiones

Ver también: cosmología observacional

Las señales de televisión transmitidas desde la Tierra nunca llegarán a los bordes de esta imagen.

De acuerdo con la teoría general de la relatividad, es posible que las regiones lejanas del espacio nunca interactúen con la nuestra, incluso durante la vida del universo, debido a la velocidad finita de la luz y la expansión continua del espacio . Por ejemplo, es posible que los mensajes de radio enviados desde la Tierra nunca lleguen a algunas regiones del espacio, incluso si el universo existiera para siempre: el espacio puede expandirse más rápido de lo que la luz puede atravesarlo. ^[48]

La región espacial que se puede observar con telescopios se llama universo observable , que depende de la ubicación del observador. La distancia adecuada —la distancia que se mediría en un momento específico, incluido el presente— entre la Tierra y el borde del universo observable es de 46 mil millones de años luz ^[49] (14 mil millones de parsecs), ^{[50] lo que} hace que el diámetro de el universo observable alrededor de 93 mil millones de años luz (28 mil millones de parsecs). ^[49] La distancia que ha viajado la luz desde el borde del universo observable está muy cerca de la edad del universo multiplicada por la velocidad de la luz, 13.800 millones de años luz (4,2 × 10 ⁹^ pc), pero esto no representa la distancia en un momento dado porque el borde del universo observable y la Tierra se han alejado aún más. ^[51] A modo de comparación, el diámetro de una galaxia típica es de 30.000 años luz (9.198 parsecs ), y la distancia típica entre dos galaxias vecinas es de 3 millones de años luz (919,8 kiloparsecs). ^[52] Como ejemplo, la Vía Láctea tiene aproximadamente 100.000-180.000 años luz de diámetro, ^{[53] [54]} y la galaxia hermana más cercana a la Vía Láctea, la Galaxia de Andrómeda , se encuentra aproximadamente a 2,5 millones de años luz de distancia. . ^[55]

Debido a que no podemos observar el espacio más allá del borde del universo observable, se desconoce si el tamaño del universo en su totalidad es finito o infinito. ^{[3] [56] [57]} Las estimaciones sugieren que todo el universo, si es finito, debe ser más de 250 veces más grande que el universo observable. ^[58] Algunas estimaciones ^{[59] en} disputa para el tamaño total del universo, si son finitas, alcanzan los megaparsecs, como implica una resolución sugerida de la Propuesta Sin Límites. ^{[60] [b]}${\displaystyle 10^{10^{10^{122}}}}$

Edad y expansión

Artículos principales: Edad del universo y expansión métrica del espacio.

Los astrónomos calculan la edad del universo asumiendo que el modelo Lambda-CDM describe con precisión la evolución del Universo desde un estado primordial muy uniforme, caliente y denso a su estado actual y midiendo los parámetros cosmológicos que constituyen el modelo. ^{[ cita requerida ]} Este modelo se entiende bien teóricamente y está respaldado por observaciones astronómicas recientes de alta precisión como WMAP y Planck . ^{[ cita requerida ]} Comúnmente, el conjunto de observaciones ajustadas incluye la anisotropía de fondo de microondas cósmico , la relación brillo / corrimiento al rojo paraSupernovas de tipo Ia y agrupaciones de galaxias a gran escala, incluida la característica de oscilación acústica bariónica . ^{[ cita requerida ]} Otras observaciones, como la constante de Hubble, la abundancia de cúmulos de galaxias, lentes gravitacionales débiles y edades de cúmulos globulares, son generalmente consistentes con estas, proporcionando una verificación del modelo, pero se miden con menos precisión en la actualidad. ^{[ cita requerida ]} Suponiendo que el modelo Lambda-CDM es correcto, las mediciones de los parámetros utilizando una variedad de técnicas mediante numerosos experimentos arrojan un mejor valor de la edad del universo en 2015 de 13.799 ± 0.021 mil millones de años. ^[2]

Los astrónomos han descubierto estrellas en la Vía Láctea que tienen casi 13.600 millones de años.

Con el tiempo, el universo y su contenido han evolucionado; por ejemplo, la población relativa de cuásares y galaxias ha cambiado ^[61] y el espacio mismo se ha expandido . Debido a esta expansión, los científicos en la Tierra pueden observar la luz de una galaxia a 30 mil millones de años luz de distancia a pesar de que esa luz ha viajado solo durante 13 mil millones de años; el mismo espacio entre ellos se ha expandido. Esta expansión es consistente con la observación de que la luz de galaxias distantes se ha corrido al rojo ; los fotones emitidos se han estirado a longitudes de onda más largas y frecuencias más bajas durante su viaje. Análisis de supernovas de tipo Iaindican que la expansión espacial se está acelerando . ^{[62] [63]}

Cuanta más materia hay en el universo, más fuerte es la atracción gravitacional mutua de la materia. Si el universo fuera demasiado denso, volvería a colapsar en una singularidad gravitacional . Sin embargo, si el universo contuviera muy poca materia, entonces la autogravedad sería demasiado débil para que se formaran estructuras astronómicas, como galaxias o planetas. Desde el Big Bang, el universo se ha expandido de manera monótona . Quizás como era de esperar , nuestro universo tiene la densidad de masa-energía justa , equivalente a unos 5 protones por metro cúbico, lo que le ha permitido expandirse durante los últimos 13.800 millones de años, dando tiempo para formar el universo como se observa hoy. ^[64]

Hay fuerzas dinámicas que actúan sobre las partículas del universo que afectan la tasa de expansión. Antes de 1998, se esperaba que la tasa de expansión disminuiría a medida que pasaba el tiempo debido a la influencia de las interacciones gravitacionales en el universo; y, por lo tanto, hay una cantidad observable adicional en el universo llamada parámetro de desaceleración , que la mayoría de los cosmólogos esperaban que fuera positivo y relacionado con la densidad de materia del universo. En 1998, el parámetro de desaceleración fue medido por dos grupos diferentes como negativo, aproximadamente -0.55, lo que técnicamente implica que la segunda derivada del factor de escala cósmico ha sido positiva en los últimos 5-6 mil millones de años. ^{[16] [65]}${\displaystyle {\ddot {a}}}$Sin embargo, esta aceleración no implica que el parámetro de Hubble esté aumentando actualmente; consulte el parámetro de desaceleración para obtener más detalles.

Tiempo espacial

Artículos principales: Spacetime and World line

Ver también: transformación de Lorentz

Los espaciotiempos son las arenas en las que tienen lugar todos los eventos físicos. Los elementos básicos de los espaciotiempos son los eventos . En cualquier espacio-tiempo dado, un evento se define como una posición única en un momento único. Un espacio-tiempo es la unión de todos los eventos (del mismo modo que una línea es la unión de todos sus puntos), formalmente organizados en una multiplicidad . ^[66]

Los eventos, como la materia y la energía, modifican el espacio-tiempo. El espacio-tiempo curvo, por otro lado, obliga a la materia y la energía a comportarse de cierta manera. No tiene sentido considerar uno sin el otro. ^[15]

El universo parece ser un continuo espacio-tiempo suave que consta de tres dimensiones espaciales y una dimensión temporal ( tiempo ) (por lo tanto, un evento en el espacio-tiempo del universo físico puede identificarse mediante un conjunto de cuatro coordenadas: ( x , y , z , t ) ). En promedio, se observa que el espacio es casi plano (con una curvatura cercana a cero), lo que significa que la geometría euclidiana es empíricamente verdadera con alta precisión en la mayor parte del Universo. ^{[67] El} espacio ^- tiempo también parece tener una conexión sencilla topología , en analogía con una esfera, al menos en la escala de longitud del universo observable. Sin embargo, las observaciones actuales no pueden excluir las posibilidades de que el universo tenga más dimensiones (lo cual es postulado por teorías como la teoría de cuerdas ) y que su espacio-tiempo pueda tener una topología global de múltiples conexiones, en analogía con las topologías cilíndricas o toroidales de dos dimensiones. espacios . ^{[68] [69]} El espacio-tiempo del universo se suele interpretar desde una perspectiva euclidiana , en el que el espacio consta de tres dimensiones y el tiempo consta de una dimensión , la " cuarta dimensión ".^[70] Al combinar el espacio y el tiempo en una única variedad llamada espacio de Minkowski , los físicos han simplificado una gran cantidad de teorías físicas , así como han descrito de una manera más uniforme el funcionamiento del universo tanto a nivel supergaláctico como subatómico .

Los eventos del espacio-tiempo no están absolutamente definidos espacial y temporalmente, sino que se sabe que son relativos al movimiento de un observador . El espacio de Minkowski se aproxima al universo sin gravedad ; las variedades pseudo-riemannianas de la relatividad general describen el espacio-tiempo con materia y gravedad.

Forma

Artículo principal: Forma del universo

Las tres posibles opciones para la forma del universo

La relatividad general describe cómo el espacio-tiempo se curva y se dobla por la masa y la energía (gravedad). La topología o geometría del universo incluye tanto la geometría local en el universo observable como la geometría global . Los cosmólogos a menudo trabajan con una porción determinada de espacio- tiempo llamada coordenadas comovidas . La sección del espacio-tiempo que se puede observar es el cono de luz hacia atrás , que delimita el horizonte cosmológico . El horizonte cosmológico (también llamado horizonte de partículas o horizonte de luz) es la distancia máxima desde la cual las partículas pueden haber viajado alobservador en la edad del universo . Este horizonte representa el límite entre las regiones observables y no observables del universo. ^{[71] [72]} La existencia, propiedades y significado de un horizonte cosmológico dependen del modelo cosmológico particular .

Un parámetro importante que determina la evolución futura de la teoría del universo es el parámetro de densidad , Omega (Ω), definido como la densidad de materia promedio del universo dividida por un valor crítico de esa densidad. Esto selecciona una de las tres posibles geometrías dependiendo de si Ω es igual, menor o mayor que 1. Estos se denominan, respectivamente, universos plano, abierto y cerrado. ^[73]

Las observaciones, incluido el Explorador de fondo cósmico (COBE), la sonda de anisotropía de microondas Wilkinson (WMAP) y los mapas de Planck del CMB, sugieren que el universo es infinito en extensión con una edad finita, como lo describe Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) modelos. ^{[74] [68] [75] [76]} Estos modelos FLRW apoyan los modelos inflacionarios y el modelo estándar de cosmología, describiendo un universo plano y homogéneo actualmente dominado por materia oscura y energía oscura . ^{[77] [78]}

Soporte de vida

Artículo principal: Universo afinado

El universo puede estar afinado ; La hipótesis del universo afinado es la proposición de que las condiciones que permiten la existencia de vida observable en el universo solo pueden ocurrir cuando ciertas constantes físicas fundamentales universales se encuentran dentro de un rango muy estrecho de valores, de modo que si alguna de varias constantes fundamentales fuera sólo ligeramente diferente, habría sido poco probable que el universo condujera al establecimiento y desarrollo de la materia , las estructuras astronómicas, la diversidad elemental o la vida tal como se la entiende. ^[79] La proposición se discute entre filósofos , científicos , teólogos y proponentes decreacionismo .

Composición

Ver también: la formación y evolución de galaxias , cúmulos de galaxias , proyecto ilustrísimo y nebulosa

El universo está compuesto casi por completo de energía oscura, materia oscura y materia ordinaria . Otros contenidos son la radiación electromagnética (que se estima que constituye desde el 0,005% hasta cerca del 0,01% de la masa-energía total del universo) y la antimateria . ^{[80] [81] [82]}

Las proporciones de todos los tipos de materia y energía han cambiado a lo largo de la historia del universo. ^[83] La cantidad total de radiación electromagnética generada dentro del universo ha disminuido a la mitad en los últimos 2 mil millones de años. ^{[84] [85]} Hoy en día, la materia ordinaria, que incluye átomos, estrellas, galaxias y vida , representa sólo el 4,9% del contenido del Universo. ^[8] La densidad total actual de este tipo de materia es muy baja, aproximadamente 4,5 × 10 ⁻³¹ gramos por centímetro cúbico, lo que corresponde a una densidad del orden de sólo un protón por cada cuatro metros cúbicos de volumen. ^[6]Se desconoce la naturaleza tanto de la energía oscura como de la materia oscura. La materia oscura, una forma misteriosa de materia que aún no ha sido identificada, representa el 26,8% del contenido cósmico. La energía oscura, que es la energía del espacio vacío y está provocando la aceleración de la expansión del universo, representa el 68,3% restante del contenido. ^{[8] [86] [87]}

La formación de cúmulos y filamentos a gran escala en el modelo de materia oscura fría con energía oscura . Los cuadros muestran la evolución de las estructuras en una caja de 43 millones de parsecs (o 140 millones de años luz) desde el corrimiento al rojo de 30 hasta la época actual (z = 30 superior izquierda a z = 0 inferior derecha).

Un mapa de los supercúmulos y vacíos más cercanos a la Tierra.

La materia, la materia oscura y la energía oscura se distribuyen de manera homogénea por todo el universo en escalas de longitud superiores a los 300 millones de años luz aproximadamente. ^[88] Sin embargo, en escalas de longitud más cortas, la materia tiende a agruparse jerárquicamente; muchos átomos se condensan en estrellas , la mayoría de las estrellas en galaxias, la mayoría de las galaxias en cúmulos, supercúmulos y, finalmente, filamentos galácticos a gran escala . El universo observable contiene hasta 200 mil millones de galaxias ^{[89] [90]} y, en general, tantas como un estimado1 × 10 ²⁴ estrellas ^{[91] [92]} (más estrellas que todos los granos de arena del planeta Tierra ). ^[93] Las galaxias típicas van desde enanas con tan solo diez millones ^[94] (10 ⁷ ) de estrellas hasta gigantes con un billón ^[95] (10 ¹² ) de estrellas. Entre las estructuras más grandes hay vacíos , que suelen tener un diámetro de 10 a 150 Mpc (33 millones a 490 millones al día). La Vía Láctea está en el grupo local de galaxias, que a su vez está en el supercúmulo de Laniakea .^[96] Este supercúmulo se extiende por más de 500 millones de años luz, mientras que el Grupo Local se extiende por más de 10 millones de años luz. ^[97] El Universo también tiene vastas regiones de relativo vacío; el vacío más grande conocido mide 1.800 millones de ly (550 Mpc) de ancho. ^[98]

Comparación del contenido del universo actual con 380.000 años después del Big Bang, medido con datos WMAP de 5 años (desde 2008). ^[99] (Debido a errores de redondeo, la suma de estos números no es 100%). Esto refleja los límites de 2008 de la capacidad de WMAP para definir la materia oscura y la energía oscura.

El universo observable es isotrópico en escalas significativamente más grandes que los supercúmulos, lo que significa que las propiedades estadísticas del universo son las mismas en todas las direcciones que se observan desde la Tierra. El universo está bañado por una radiación de microondas altamente isotrópica que corresponde a un espectro de cuerpo negro en equilibrio térmico de aproximadamente 2.72548 kelvins . ^[7] La hipótesis de que el universo a gran escala es homogéneo e isotrópico se conoce como principio cosmológico . ^[100] Un universo que es a la vez homogéneo e isotrópico se ve igual desde todos los puntos de vista ^[101] y no tiene centro. ^[102]

Energía oscura

Artículo principal: energía oscura

Una explicación de por qué se está acelerando la expansión del universo sigue siendo difícil de alcanzar. A menudo se atribuye a la "energía oscura", una forma desconocida de energía que, según la hipótesis, permea el espacio. ^[103] Sobre la base de la equivalencia masa-energía , la densidad de la energía oscura (~ 7 × 10 ⁻³⁰ g / cm ³ ) es mucho menor que la densidad de la materia ordinaria o la materia oscura dentro de las galaxias. Sin embargo, en la actual era de la energía oscura, domina la masa-energía del universo porque es uniforme en el espacio. ^{[104] [105]}

Dos formas propuestas para la energía oscura son la constante cosmológica , una densidad de energía constante que llena el espacio de manera homogénea, ^[106] y los campos escalares como la quintaesencia o los módulos , cantidades dinámicas cuya densidad de energía puede variar en el tiempo y el espacio. Las contribuciones de los campos escalares que son constantes en el espacio generalmente también se incluyen en la constante cosmológica. La constante cosmológica se puede formular para que sea equivalente a la energía del vacío . Los campos escalares que tengan solo una pequeña cantidad de inhomogeneidad espacial serían difíciles de distinguir de una constante cosmológica.

Materia oscura

Artículo principal: Materia oscura

La materia oscura es un tipo hipotético de materia que es invisible para todo el espectro electromagnético , pero que representa la mayor parte de la materia del universo. La existencia y las propiedades de la materia oscura se infieren de sus efectos gravitacionales sobre la materia visible, la radiación y la estructura a gran escala del universo. Aparte de los neutrinos , una forma de materia oscura caliente , la materia oscura no se ha detectado directamente, lo que la convierte en uno de los mayores misterios de la astrofísica moderna . La materia oscura no emite ni absorbe luz ni ninguna otra radiación electromagnética.en cualquier nivel significativo. Se estima que la materia oscura constituye el 26,8% de la masa-energía total y el 84,5% de la materia total del universo. ^{[86] [107]}

Materia ordinaria

Artículo principal: Materia

El 4,9% restante de la masa-energía del universo es materia ordinaria, es decir, átomos , iones , electrones y los objetos que forman. Esta materia incluye las estrellas , que producen casi toda la luz que vemos de las galaxias, así como el gas interestelar en los medios interestelares e intergalácticos , los planetas y todos los objetos de la vida cotidiana con los que podemos toparnos, tocar o apretar. ^[108]De hecho, la gran mayoría de la materia ordinaria del universo no se ve, ya que las estrellas visibles y el gas dentro de las galaxias y los cúmulos representan menos del 10 por ciento de la contribución de la materia ordinaria a la densidad de masa-energía del universo. ^[109]

La materia ordinaria existe comúnmente en cuatro estados (o fases ): sólido , líquido , gas y plasma . Sin embargo, los avances en las técnicas experimentales han revelado otras fases previamente teóricas, como los condensados ​​de Bose-Einstein y los condensados ​​fermiónicos .

La materia ordinaria está compuesta por dos tipos de partículas elementales : quarks y leptones . ^[110] Por ejemplo, el protón está formado por dos quarks up y un quark down ; el neutrón está formado por dos quarks down y un quark up; y el electrón es una especie de leptón. Un átomo consta de un núcleo atómico , formado por protones y neutrones, y electrones que orbitan el núcleo. Debido a que la mayor parte de la masa de un átomo se concentra en su núcleo, que está formado por bariones , los astrónomos suelen utilizar el término materia bariónica para describir la materia ordinaria, aunque una pequeña fracción de esta "materia bariónica" son electrones.

Poco después del Big Bang , los protones y neutrones primordiales se formaron a partir del plasma de quarks-gluones del universo temprano cuando se enfrió por debajo de los dos billones de grados. Unos minutos más tarde, en un proceso conocido como nucleosíntesis del Big Bang , se formaron núcleos a partir de los protones y neutrones primordiales. Esta nucleosíntesis formó elementos más ligeros, aquellos con números atómicos pequeños hasta litio y berilio , pero la abundancia de elementos más pesados ​​se redujo drásticamente con el aumento del número atómico. Es posible que se haya formado algo de boro en este momento, pero el siguiente elemento más pesado, el carbono, no se formó en cantidades significativas. La nucleosíntesis del Big Bang se apagó después de unos 20 minutos debido a la rápida caída de temperatura y densidad del universo en expansión. La formación posterior de elementos más pesados resultó de la nucleosíntesis estelar y la nucleosíntesis de supernova . ^[111]

Partículas

Modelo estándar de partículas elementales: los 12 fermiones fundamentales y los 4 bosones fundamentales. Los bucles marrones indican qué bosones (rojos) se acoplan a qué fermiones (violeta y verde). Las columnas son tres generaciones de materia (fermiones) y una de fuerzas (bosones). En las tres primeras columnas, dos filas contienen quarks y dos leptones. Las columnas de las dos filas superiores contienen quarks arriba (u) y abajo (d), quarks encanto (c) y extraños (s), quarks superior (t) e inferior (b) y fotón (γ) y gluón (g) , respectivamente. Las columnas de las dos filas inferiores contienen neutrino electrónico (ν _e ) y electrón (e), neutrino muón (ν _μ ) y muón (μ), neutrino tau (ν _τ ) y tau (τ), y Z ⁰ y W ^±portadores de la fuerza débil. La masa, la carga y el giro se enumeran para cada partícula.

Artículo principal: Física de partículas

La materia ordinaria y las fuerzas que actúan sobre la materia se pueden describir en términos de partículas elementales . ^[112] Estas partículas a veces se describen como fundamentales, ya que tienen una subestructura desconocida, y se desconoce si están compuestas o no de partículas más pequeñas e incluso más fundamentales. ^{[113] [114]} De importancia central es el Modelo Estándar , una teoría que se ocupa de las interacciones electromagnéticas y las interacciones nucleares débiles y fuertes . ^[115] El Modelo Estándar se sustenta en la confirmación experimental de la existencia de partículas que componen la materia: quarksy leptones , y sus correspondientes duales " antimateria ", así como las partículas de fuerza que median las interacciones : el fotón , los bosones W y Z , y el gluón . ^[113] El Modelo Estándar predijo la existencia del bosón de Higgs recientemente descubierto , una partícula que es una manifestación de un campo dentro del universo que puede dotar a las partículas de masa. ^{[116] [117]} Debido a su éxito en explicar una amplia variedad de resultados experimentales, el Modelo Estándar a veces se considera como una "teoría de casi todo". ^[115]Sin embargo, el modelo estándar no se adapta a la gravedad. No se ha logrado una verdadera "teoría de todo" de partículas de fuerza. ^[118]

Hadrones

Artículo principal: Hadron

Un hadrón es una partícula compuesta hecha de quarks que se mantienen unidos por la fuerza fuerte . Los hadrones se clasifican en dos familias: bariones (como protones y neutrones ) formados por tres quarks y mesones (como piones ) formados por un quark y un antiquark . De los hadrones, los protones son estables y los neutrones unidos dentro de los núcleos atómicos son estables. Otros hadrones son inestables en condiciones ordinarias y, por lo tanto, son componentes insignificantes del universo moderno. Aproximadamente de 10 a ⁶ segundos después del Big Bang , durante un período se conoce comoEn la época de los hadrones , la temperatura del universo había caído lo suficiente como para permitir que los quarks se unieran en hadrones, y la masa del universo estaba dominada por hadrones . Inicialmente, la temperatura era lo suficientemente alta como para permitir la formación de pares hadrones / anti-hadrones, que mantenían la materia y la antimateria en equilibrio térmico . Sin embargo, a medida que la temperatura del universo siguió cayendo, dejaron de producirse pares hadrones / anti-hadrones. La mayoría de los hadrones y anti-hadrones fueron luego eliminados en reacciones de aniquilación de partículas y antipartículas , dejando un pequeño residuo de hadrones cuando el universo tenía aproximadamente un segundo de edad. ^{[119] : 244–66}

Leptones

Artículo principal: Lepton

Un leptón es una primaria , media-número entero de espín de las partículas que no experimentan interacciones fuertes pero está sujeto a la principio de exclusión de Pauli ; dos leptones de la misma especie no pueden estar exactamente en el mismo estado al mismo tiempo. ^[120] Existen dos clases principales de leptones: leptones cargados (también conocidos como leptones similares a electrones ) y leptones neutros (más conocidos como neutrinos ). Los electrones son estables y el leptón cargado más común en el universo, mientras que los muones y taus son partículas inestables que se desintegran rápidamente después de producirse en alta energía. collisions, such as those involving cosmic rays or carried out in particle accelerators.^[121][122] Charged leptons can combine with other particles to form various composite particles such as atoms and positronium. The electron governs nearly all of chemistry, as it is found in atoms and is directly tied to all chemical properties. Neutrinos rarely interact with anything, and are consequently rarely observed. Neutrinos stream throughout the universe but rarely interact with normal matter.^[123]

The lepton epoch was the period in the evolution of the early universe in which the leptons dominated the mass of the universe. It started roughly 1 second after the Big Bang, after the majority of hadrons and anti-hadrons annihilated each other at the end of the hadron epoch. During the lepton epoch the temperature of the universe was still high enough to create lepton/anti-lepton pairs, so leptons and anti-leptons were in thermal equilibrium. Approximately 10 seconds after the Big Bang, the temperature of the universe had fallen to the point where lepton/anti-lepton pairs were no longer created.^[124] Most leptons and anti-leptons were then eliminated in annihilationreacciones, dejando un pequeño residuo de leptones. La masa del universo fue dominada por fotones cuando entró en la siguiente época de fotones . ^{[125] [126]}

Fotones

Artículo principal: época de los fotones

Véase también: Photino

A photon is the quantum of light and all other forms of electromagnetic radiation. It is the force carrier for the electromagnetic force, even when static via virtual photons. The effects of this force are easily observable at the microscopic and at the macroscopic level because the photon has zero rest mass; this allows long distance interactions. Like all elementary particles, photons are currently best explained by quantum mechanics and exhibit wave–particle duality, exhibiting properties of waves and of particles.

The photon epoch started after most leptons and anti-leptons were annihilated at the end of the lepton epoch, about 10 seconds after the Big Bang. Atomic nuclei were created in the process of nucleosynthesis which occurred during the first few minutes of the photon epoch. For the remainder of the photon epoch the universe contained a hot dense plasma of nuclei, electrons and photons. About 380,000 years after the Big Bang, the temperature of the Universe fell to the point where nuclei could combine with electrons to create neutral atoms. As a result, photons no longer interacted frequently with matter and the universe became transparent. The highly redshifted photons from this period form the cosmic microwave background. Tiny variations in temperature and density detectable in the CMB were the early "seeds" from which all subsequent structure formation took place.^{[119]: 244–66}

Cosmological models

Model of the universe based on general relativity

Main article: Solutions of the Einstein field equations

See also: Big Bang and Ultimate fate of the universe

General relativity is the geometric theory of gravitation published by Albert Einstein in 1915 and the current description of gravitation in modern physics. It is the basis of current cosmological models of the universe. General relativity generalizes special relativity and Newton's law of universal gravitation, providing a unified description of gravity as a geometric property of space and time, or spacetime. In particular, the curvature of spacetime is directly related to the energy and momentum of whatever matter and radiation are present. The relation is specified by the Einstein field equations, a system of partial differential equations. In general relativity, the distribution of matter and energy determines the geometry of spacetime, which in turn describes the acceleration of matter. Therefore, solutions of the Einstein field equations describe the evolution of the universe. Combined with measurements of the amount, type, and distribution of matter in the universe, the equations of general relativity describe the evolution of the universe over time.^[127]

With the assumption of the cosmological principle that the universe is homogeneous and isotropic everywhere, a specific solution of the field equations that describes the universe is the metric tensor called the Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metric,

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

where (r, θ, φ) correspond to a spherical coordinate system. This metric has only two undetermined parameters. An overall dimensionless length scale factor R describes the size scale of the universe as a function of time; an increase in R is the expansion of the universe.^[128] A curvature index k describes the geometry. The index k is defined so that it can take only one of three values: 0, corresponding to flat Euclidean geometry; 1, corresponding to a space of positive curvature; or −1, corresponding to a space of positive or negative curvature.^[129] The value of R as a function of time t depends upon k and the cosmological constant Λ.^[127] The cosmological constant represents the energy density of the vacuum of space and could be related to dark energy.^[87] The equation describing how R varies with time is known as the Friedmann equation after its inventor, Alexander Friedmann.^[130]

The solutions for R(t) depend on k and Λ, but some qualitative features of such solutions are general. First and most importantly, the length scale R of the universe can remain constant only if the universe is perfectly isotropic with positive curvature (k=1) and has one precise value of density everywhere, as first noted by Albert Einstein.^[127] However, this equilibrium is unstable: because the universe is inhomogeneous on smaller scales, R must change over time. When R changes, all the spatial distances in the universe change in tandem; there is an overall expansion or contraction of space itself. This accounts for the observation that galaxies appear to be flying apart; the space between them is stretching. The stretching of space also accounts for the apparent paradox that two galaxies can be 40 billion light-years apart, although they started from the same point 13.8 billion years ago^[131] and never moved faster than the speed of light.

Second, all solutions suggest that there was a gravitational singularity in the past, when R went to zero and matter and energy were infinitely dense. It may seem that this conclusion is uncertain because it is based on the questionable assumptions of perfect homogeneity and isotropy (the cosmological principle) and that only the gravitational interaction is significant. However, the Penrose–Hawking singularity theorems show that a singularity should exist for very general conditions. Hence, according to Einstein's field equations, R grew rapidly from an unimaginably hot, dense state that existed immediately following this singularity (when R had a small, finite value); this is the essence of the Big Bang model of the universe. Understanding the singularity of the Big Bang likely requires a quantum theory of gravity, which has not yet been formulated.^[132]

Third, the curvature index k determines the sign of the mean spatial curvature of spacetime^[129] averaged over sufficiently large length scales (greater than about a billion light-years). If k=1, the curvature is positive and the universe has a finite volume.^[133] A universe with positive curvature is often visualized as a three-dimensional sphere embedded in a four-dimensional space. Conversely, if k is zero or negative, the universe has an infinite volume.^[133] It may seem counter-intuitive that an infinite and yet infinitely dense universe could be created in a single instant at the Big Bang when R=0, but exactly that is predicted mathematically when k does not equal 1. By analogy, an infinite plane has zero curvature but infinite area, whereas an infinite cylinder is finite in one direction and a torus is finite in both. A toroidal universe could behave like a normal universe with periodic boundary conditions.

The ultimate fate of the universe is still unknown because it depends critically on the curvature index k and the cosmological constant Λ. If the universe were sufficiently dense, k would equal +1, meaning that its average curvature throughout is positive and the universe will eventually recollapse in a Big Crunch,^[134] possibly starting a new universe in a Big Bounce. Conversely, if the universe were insufficiently dense, k would equal 0 or −1 and the universe would expand forever, cooling off and eventually reaching the Big Freeze and the heat death of the universe.^[127] Modern data suggests that the rate of expansion of the universe is not decreasing, as originally expected, but increasing; if this continues indefinitely, the universe may eventually reach a Big Rip. Observationally, the universe appears to be flat (k = 0), with an overall density that is very close to the critical value between recollapse and eternal expansion.^[135]

Multiverse hypothesis

Main articles: Multiverse, Many-worlds interpretation, Bubble universe theory, and Parallel universe (fiction)

See also: Eternal inflation

Some speculative theories have proposed that our universe is but one of a set of disconnected universes, collectively denoted as the multiverse, challenging or enhancing more limited definitions of the universe.^[20][136] Scientific multiverse models are distinct from concepts such as alternate planes of consciousness and simulated reality.

Max Tegmark developed a four-part classification scheme for the different types of multiverses that scientists have suggested in response to various Physics problems. An example of such multiverses is the one resulting from the chaotic inflation model of the early universe.^[137] Another is the multiverse resulting from the many-worlds interpretation of quantum mechanics. In this interpretation, parallel worlds are generated in a manner similar to quantum superposition and decoherence, with all states of the wave functions being realized in separate worlds. Effectively, in the many-worlds interpretation the multiverse evolves as a universal wavefunction. If the Big Bang that created our multiverse created an ensemble of multiverses, the wave function of the ensemble would be entangled in this sense.^[138]

The least controversial, but still highly disputed, category of multiverse in Tegmark's scheme is Level I. The multiverses of this level are composed by distant spacetime events "in our own universe". Tegmark and others^[139] have argued that, if space is infinite, or sufficiently large and uniform, identical instances of the history of Earth's entire Hubble volume occur every so often, simply by chance. Tegmark calculated that our nearest so-called doppelgänger, is 10¹⁰¹¹⁵ metres away from us (a double exponential function larger than a googolplex).^[140][141]Sin embargo, los argumentos utilizados son de naturaleza especulativa. ^[142] Además, sería imposible verificar científicamente la existencia de un volumen de Hubble idéntico.

It is possible to conceive of disconnected spacetimes, each existing but unable to interact with one another.^[140][143] An easily visualized metaphor of this concept is a group of separate soap bubbles, in which observers living on one soap bubble cannot interact with those on other soap bubbles, even in principle.^[144] According to one common terminology, each "soap bubble" of spacetime is denoted as a universe, whereas our particular spacetime is denoted as the universe,^[20] just as we call our moon the Moon. The entire collection of these separate spacetimes is denoted as the multiverse.^[20] With this terminology, different universes are not causally connected to each other.^[20] In principle, the other unconnected universes may have different dimensionalities and topologies of spacetime, different forms of matter and energy, and different physical laws and physical constants, although such possibilities are purely speculative.^[20] Others consider each of several bubbles created as part of chaotic inflation to be separate universes, though in this model these universes all share a causal origin.^[20]

Historical conceptions

See also: Cosmology, Timeline of cosmological theories, Nicolaus Copernicus § Copernican system, and Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica § Beginnings of the Scientific Revolution

Historically, there have been many ideas of the cosmos (cosmologies) and its origin (cosmogonies). Theories of an impersonal universe governed by physical laws were first proposed by the Greeks and Indians.^[13] Ancient Chinese philosophy encompassed the notion of the universe including both all of space and all of time.^[145] Over the centuries, improvements in astronomical observations and theories of motion and gravitation led to ever more accurate descriptions of the universe. The modern era of cosmology began with Albert Einstein's 1915 general theory of relativity, which made it possible to quantitatively predict the origin, evolution, and conclusion of the universe as a whole. Most modern, accepted theories of cosmology are based on general relativity and, more specifically, the predicted Big Bang.^[146]

Mythologies

Main articles: Creation myth, Cosmogony, and Religious cosmology

Many cultures have stories describing the origin of the world and universe. Cultures generally regard these stories as having some truth. There are however many differing beliefs in how these stories apply amongst those believing in a supernatural origin, ranging from a god directly creating the universe as it is now to a god just setting the "wheels in motion" (for example via mechanisms such as the big bang and evolution).^[147]

Ethnologists and anthropologists who study myths have developed various classification schemes for the various themes that appear in creation stories.^[148][149] For example, in one type of story, the world is born from a world egg; such stories include the Finnish epic poem Kalevala, the Chinese story of Pangu or the Indian Brahmanda Purana. In related stories, the universe is created by a single entity emanating or producing something by him- or herself, as in the Tibetan Buddhism concept of Adi-Buddha, the ancient Greek story of Gaia (Mother Earth), the Aztec goddess Coatlicue myth, the ancient Egyptian god Atum story, and the Judeo-Christian Genesis creation narrative in which the Abrahamic God created the universe. In another type of story, the universe is created from the union of male and female deities, as in the Maori story of Rangi and Papa. In other stories, the universe is created by crafting it from pre-existing materials, such as the corpse of a dead god—as from Tiamat in the Babylonian epic Enuma Elish or from the giant Ymir in Norse mythology—or from chaotic materials, as in Izanagi and Izanami in Japanese mythology. In other stories, the universe emanates from fundamental principles, such as Brahman and Prakrti, the creation myth of the Serers,^[150] or the yin and yang of the Tao.

Philosophical models

Further information: Cosmology

See also: Pre-Socratic philosophy, Physics (Aristotle), Hindu cosmology, Islamic cosmology, and Philosophy of space and time

The pre-Socratic Greek philosophers and Indian philosophers developed some of the earliest philosophical concepts of the universe.^[13][151] The earliest Greek philosophers noted that appearances can be deceiving, and sought to understand the underlying reality behind the appearances. In particular, they noted the ability of matter to change forms (e.g., ice to water to steam) and several philosophers proposed that all the physical materials in the world are different forms of a single primordial material, or arche. The first to do so was Thales, who proposed this material to be water. Thales' student, Anaximander, proposed that everything came from the limitless apeiron. Anaximenes proposed the primordial material to be air on account of its perceived attractive and repulsive qualities that cause the arche to condense or dissociate into different forms. Anaxagoras proposed the principle of Nous (Mind), while Heraclitus proposed fire (and spoke of logos). Empedocles proposed the elements to be earth, water, air and fire. His four-element model became very popular. Like Pythagoras, Plato believed that all things were composed of number, with Empedocles' elements taking the form of the Platonic solids. Democritus, and later philosophers—most notably Leucippus—proposed that the universe is composed of indivisible atoms moving through a void (vacuum), although Aristotle did not believe that to be feasible because air, like water, offers resistance to motion. Air will immediately rush in to fill a void, and moreover, without resistance, it would do so indefinitely fast.^[13]

Although Heraclitus argued for eternal change, his contemporary Parmenides made the radical suggestion that all change is an illusion, that the true underlying reality is eternally unchanging and of a single nature. Parmenides denoted this reality as τὸ ἐν (The One). Parmenides' idea seemed implausible to many Greeks, but his student Zeno of Elea challenged them with several famous paradoxes. Aristotle responded to these paradoxes by developing the notion of a potential countable infinity, as well as the infinitely divisible continuum. Unlike the eternal and unchanging cycles of time, he believed that the world is bounded by the celestial spheres and that cumulative stellar magnitude is only finitely multiplicative.

The Indian philosopher Kanada, founder of the Vaisheshika school, developed a notion of atomism and proposed that light and heat were varieties of the same substance.^[152] In the 5th century AD, the Buddhist atomist philosopher Dignāga proposed atoms to be point-sized, durationless, and made of energy. They denied the existence of substantial matter and proposed that movement consisted of momentary flashes of a stream of energy.^[153]

The notion of temporal finitism was inspired by the doctrine of creation shared by the three Abrahamic religions: Judaism, Christianity and Islam. The Christian philosopher, John Philoponus, presented the philosophical arguments against the ancient Greek notion of an infinite past and future. Philoponus' arguments against an infinite past were used by the early Muslim philosopher, Al-Kindi (Alkindus); the Jewish philosopher, Saadia Gaon (Saadia ben Joseph); and the Muslim theologian, Al-Ghazali (Algazel).^[154]

Astronomical concepts

Main articles: History of astronomy and Timeline of astronomy

3rd century BCE calculations by Aristarchus on the relative sizes of, from left to right, the Sun, Earth, and Moon, from a 10th-century AD Greek copy.

Astronomical models of the universe were proposed soon after astronomy began with the Babylonian astronomers, who viewed the universe as a flat disk floating in the ocean, and this forms the premise for early Greek maps like those of Anaximander and Hecataeus of Miletus.

Later Greek philosophers, observing the motions of the heavenly bodies, were concerned with developing models of the universe-based more profoundly on empirical evidence. The first coherent model was proposed by Eudoxus of Cnidos. According to Aristotle's physical interpretation of the model, celestial spheres eternally rotate with uniform motion around a stationary Earth. Normal matter is entirely contained within the terrestrial sphere.

De Mundo (composed before 250 BC or between 350 and 200 BC), stated, "Five elements, situated in spheres in five regions, the less being in each case surrounded by the greater—namely, earth surrounded by water, water by air, air by fire, and fire by ether—make up the whole universe".^[155]

This model was also refined by Callippus and after concentric spheres were abandoned, it was brought into nearly perfect agreement with astronomical observations by Ptolemy. The success of such a model is largely due to the mathematical fact that any function (such as the position of a planet) can be decomposed into a set of circular functions (the Fourier modes). Other Greek scientists, such as the Pythagorean philosopher Philolaus, postulated (according to Stobaeus account) that at the center of the universe was a "central fire" around which the Earth, Sun, Moon and planets revolved in uniform circular motion.^[156]

The Greek astronomer Aristarchus of Samos was the first known individual to propose a heliocentric model of the universe. Though the original text has been lost, a reference in Archimedes' book The Sand Reckoner describes Aristarchus's heliocentric model. Archimedes wrote:

You, King Gelon, are aware the universe is the name given by most astronomers to the sphere the center of which is the center of the Earth, while its radius is equal to the straight line between the center of the Sun and the center of the Earth. This is the common account as you have heard from astronomers. But Aristarchus has brought out a book consisting of certain hypotheses, wherein it appears, as a consequence of the assumptions made, that the universe is many times greater than the universe just mentioned. His hypotheses are that the fixed stars and the Sun remain unmoved, that the Earth revolves about the Sun on the circumference of a circle, the Sun lying in the middle of the orbit, and that the sphere of fixed stars, situated about the same center as the Sun, is so great that the circle in which he supposes the Earth to revolve bears such a proportion to the distance of the fixed stars as the center of the sphere bears to its surface

Aristarchus thus believed the stars to be very far away, and saw this as the reason why stellar parallax had not been observed, that is, the stars had not been observed to move relative each other as the Earth moved around the Sun. The stars are in fact much farther away than the distance that was generally assumed in ancient times, which is why stellar parallax is only detectable with precision instruments. The geocentric model, consistent with planetary parallax, was assumed to be an explanation for the unobservability of the parallel phenomenon, stellar parallax. The rejection of the heliocentric view was apparently quite strong, as the following passage from Plutarch suggests (On the Apparent Face in the Orb of the Moon):

Cleanthes [a contemporary of Aristarchus and head of the Stoics] thought it was the duty of the Greeks to indict Aristarchus of Samos on the charge of impiety for putting in motion the Hearth of the Universe [i.e. the Earth], ... supposing the heaven to remain at rest and the Earth to revolve in an oblique circle, while it rotates, at the same time, about its own axis

Flammarion engraving, Paris 1888

The only other astronomer from antiquity known by name who supported Aristarchus's heliocentric model was Seleucus of Seleucia, a Hellenistic astronomer who lived a century after Aristarchus.^{[157][158][159]} According to Plutarch, Seleucus was the first to prove the heliocentric system through reasoning, but it is not known what arguments he used. Seleucus' arguments for a heliocentric cosmology were probably related to the phenomenon of tides.^[160] According to Strabo (1.1.9), Seleucus was the first to state that the tides are due to the attraction of the Moon, and that the height of the tides depends on the Moon's position relative to the Sun.^[161] Alternatively, he may have proved heliocentricity by determining the constants of a geometric model for it, and by developing methods to compute planetary positions using this model, like what Nicolaus Copernicus later did in the 16th century.^[162] During the Middle Ages, heliocentric models were also proposed by the Indian astronomer Aryabhata,^[163] and by the Persian astronomers Albumasar^[164] and Al-Sijzi.^[165]

Model of the Copernican Universe by Thomas Digges in 1576, with the amendment that the stars are no longer confined to a sphere, but spread uniformly throughout the space surrounding the planets.

The Aristotelian model was accepted in the Western world for roughly two millennia, until Copernicus revived Aristarchus's perspective that the astronomical data could be explained more plausibly if the Earth rotated on its axis and if the Sun were placed at the center of the universe.

In the center rests the Sun. For who would place this lamp of a very beautiful temple in another or better place than this wherefrom it can illuminate everything at the same time?

— Nicolaus Copernicus, in Chapter 10, Book 1 of De Revolutionibus Orbium Coelestrum (1543)

As noted by Copernicus himself, the notion that the Earth rotates is very old, dating at least to Philolaus (c. 450 BC), Heraclides Ponticus (c. 350 BC) and Ecphantus the Pythagorean. Roughly a century before Copernicus, the Christian scholar Nicholas of Cusa also proposed that the Earth rotates on its axis in his book, On Learned Ignorance (1440).^[166] Al-Sijzi^[167] also proposed that the Earth rotates on its axis. Empirical evidence for the Earth's rotation on its axis, using the phenomenon of comets, was given by Tusi (1201–1274) and Ali Qushji (1403–1474).^[168]

This cosmology was accepted by Isaac Newton, Christiaan Huygens and later scientists.^[169] Edmund Halley (1720)^[170] and Jean-Philippe de Chéseaux (1744)^[171] noted independently that the assumption of an infinite space filled uniformly with stars would lead to the prediction that the nighttime sky would be as bright as the Sun itself; this became known as Olbers' paradox in the 19th century.^[172] Newton believed that an infinite space uniformly filled with matter would cause infinite forces and instabilities causing the matter to be crushed inwards under its own gravity.^[169] This instability was clarified in 1902 by the Jeans instability criterion.^[173] One solution to these paradoxes is the Charlier Universe, in which the matter is arranged hierarchically (systems of orbiting bodies that are themselves orbiting in a larger system, ad infinitum) in a fractal way such that the universe has a negligibly small overall density; such a cosmological model had also been proposed earlier in 1761 by Johann Heinrich Lambert.^[52][174] A significant astronomical advance of the 18th century was the realization by Thomas Wright, Immanuel Kant and others of nebulae.^[170]

In 1919, when the Hooker Telescope was completed, the prevailing view still was that the universe consisted entirely of the Milky Way Galaxy. Using the Hooker Telescope, Edwin Hubble identified Cepheid variables in several spiral nebulae and in 1922–1923 proved conclusively that Andromeda Nebula and Triangulum among others, were entire galaxies outside our own, thus proving that universe consists of a multitude of galaxies.^[175]

The modern era of physical cosmology began in 1917, when Albert Einstein first applied his general theory of relativity to model the structure and dynamics of the universe.^[176]

Map of the observable universe with some of the notable astronomical objects known today. The scale of length increases exponentially toward the right. Celestial bodies are shown enlarged in size to be able to understand their shapes.

See also

• Chronology of the universe
• Cosmic Calendar (scaled down timeline)
• Cosmic latte
• Cosmos
• Detailed logarithmic timeline
• Earth's location in the universe
• False vacuum
• Future of an expanding universe
• Galaxy And Mass Assembly survey
• Heat death of the universe
• History of the center of the Universe
• Illustris project
• Multiverse (set theory) (Hyperverse, Megaverse or Omniverse)
• Non-standard cosmology
• Nucleocosmochronology
• Panspermia
• Rare Earth hypothesis
• Religious cosmology
• Space and survival
• Terasecond and longer
• Timeline of the early universe
• Timeline of the far future
• Timeline of the near future
• Zero-energy universe

References

Footnotes

1. According to modern physics, particularly the theory of relativity, space and time are intrinsically linked as spacetime.
2. Although listed in megaparsecs by the cited source, this number is so vast that its digits would remain virtually unchanged for all intents and purposes regardless of which conventional units it is listed in, whether it to be nanometres or gigaparsecs, as the differences would disappear into the error.

Citations

1. "Hubble sees galaxies galore". spacetelescope.org. Retrieved April 30, 2017.
2. Planck Collaboration (2016). "Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters". Astronomy & Astrophysics. 594: A13, Table 4. arXiv:1502.01589. Bibcode:2016A&A...594A..13P. doi:10.1051/0004-6361/201525830. S2CID 119262962.
3. Greene, Brian (2011). The Hidden Reality. Alfred A. Knopf.
4. Bars, Itzhak; Terning, John (November 2009). Extra Dimensions in Space and Time. Springer. pp. 27–. ISBN 978-0-387-77637-8. Retrieved May 1, 2011.
5. Davies, Paul (2006). The Goldilocks Enigma. First Mariner Books. p. 43ff. ISBN 978-0-618-59226-5.
6. NASA/WMAP Science Team (January 24, 2014). "Universe 101: What is the Universe Made Of?". NASA. Retrieved February 17, 2015.
7. Fixsen, D.J. (2009). "The Temperature of the Cosmic Microwave Background". The Astrophysical Journal. 707 (2): 916–20. arXiv:0911.1955. Bibcode:2009ApJ...707..916F. doi:10.1088/0004-637X/707/2/916. S2CID 119217397.
8. "First Planck results: the universe is still weird and interesting". Matthew Francis. Ars technica. March 21, 2013. Retrieved August 21, 2015.
9. NASA/WMAP Science Team (January 24, 2014). "Universe 101: Will the Universe expand forever?". NASA. Retrieved April 16, 2015.
10. Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (1998). Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. ISBN 978-0-03-006228-5. The totality of all space and time; all that is, has been, and will be.
11. Siegel, Ethan (July 14, 2018). "Ask Ethan: How Large Is The Entire, Unobservable Universe?". Forbes.
12. Dold-Samplonius, Yvonne (2002). From China to Paris: 2000 Years Transmission of Mathematical Ideas. Franz Steiner Verlag.
13. Glick, Thomas F.; Livesey, Steven; Wallis, Faith. Medieval Science Technology and Medicine: An Encyclopedia. Routledge.
14. Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (July 23, 2013). An Introduction to Modern Astrophysics (International ed.). Pearson. pp. 1173–74. ISBN 978-1-292-02293-2.
15. Hawking, Stephen (1988). A Brief History of Time. Bantam Books. p. 43. ISBN 978-0-553-05340-1.
16. "The Nobel Prize in Physics 2011". Retrieved April 16, 2015.
17. Redd, Nola. "What is Dark Matter?". Space.com. Retrieved February 1, 2018.
18. Planck 2015 results, table 9
19. Persic, Massimo; Salucci, Paolo (September 1, 1992). "The baryon content of the Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 258 (1): 14P–18P. arXiv:astro-ph/0502178. Bibcode:1992MNRAS.258P..14P. doi:10.1093/mnras/258.1.14P. ISSN 0035-8711. S2CID 17945298.
20. Ellis, George F.R.; U. Kirchner; W.R. Stoeger (2004). "Multiverses and physical cosmology". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 347 (3): 921–36. arXiv:astro-ph/0305292. Bibcode:2004MNRAS.347..921E. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07261.x. S2CID 119028830.
21. Palmer, Jason. (August 3, 2011) BBC News – 'Multiverse' theory suggested by microwave background. Retrieved November 28, 2011.
22. "Universe". Encyclopaedia Britannica online. Encyclopaedia Britannica Inc. 2012. Retrieved February 17, 2018.
23. "Universe". Merriam-Webster Dictionary. Retrieved September 21, 2012.
24. "Universe". Dictionary.com. Retrieved September 21, 2012.
25. Schreuder, Duco A. (December 3, 2014). Vision and Visual Perception. Archway Publishing. p. 135. ISBN 978-1-4808-1294-9.
26. Mermin, N. David (2004). "Could Feynman Have Said This?". Physics Today. 57 (5): 10. Bibcode:2004PhT....57e..10M. doi:10.1063/1.1768652.
27. Tegmark, Max (2008). "The Mathematical Universe". Foundations of Physics. 38 (2): 101–50. arXiv:0704.0646. Bibcode:2008FoPh...38..101T. doi:10.1007/s10701-007-9186-9. S2CID 9890455. A short version of which is available at Fixsen, D. J. (2007). "Shut up and calculate". arXiv:0709.4024 [physics.pop-ph]. in reference to David Mermin's famous quote "shut up and calculate!"^[26]
28. Holt, Jim (2012). Why Does the World Exist?. Liveright Publishing. p. 308.
29. Ferris, Timothy (1997). The Whole Shebang: A State-of-the-Universe(s) Report. Simon & Schuster. p. 400.
30. Copan, Paul; William Lane Craig (2004). Creation Out of Nothing: A Biblical, Philosophical, and Scientific Exploration. Baker Academic. p. 220. ISBN 978-0-8010-2733-8.
31. Bolonkin, Alexander (November 2011). Universe, Human Immortality and Future Human Evaluation. Elsevier. pp. 3–. ISBN 978-0-12-415801-6.
32. The Compact Edition of the Oxford English Dictionary, volume II, Oxford: Oxford University Press, 1971, p. 3518.
33. Lewis, C.T. and Short, S (1879) A Latin Dictionary, Oxford University Press, ISBN 0-19-864201-6, pp. 1933, 1977–1978.
34. Liddell; Scott. "A Greek-English Lexicon". πᾶς
35. Liddell; Scott. "A Greek-English Lexicon". ὅλος
36. Liddell; Scott. "Un léxico griego-inglés" . κόσμος
37. Lewis, CT; Corto, S (1879). Un diccionario latino . Prensa de la Universidad de Oxford. págs.  1175 , 1189–90, 1881–82. ISBN 978-0-19-864201-5.
38. La edición compacta del Oxford English Dictionary . II . Oxford: Prensa de la Universidad de Oxford. 1971. págs.  569, 909, 1900, 3821-22 . ISBN 978-0-19-861117-2.
39. Seda, Joseph (2009). Horizontes de la cosmología . Templeton Pressr. pag. 208.
40. Singh, Simon (2005). Big Bang: The Origin of the Universe. Harper Perennial. p. 560. Bibcode:2004biba.book.....S.
41. C. Sivaram (1986). "Evolution of the Universe through the Planck epoch". Astrophysics and Space Science. 125 (1): 189–99. Bibcode:1986Ap&SS.125..189S. doi:10.1007/BF00643984. S2CID 123344693.
42. Larson, Richard B. & Bromm, Volker (March 2002). "The First Stars in the Universe". Scientific American.
43. Ryden, Barbara, "Introduction to Cosmology", 2006, eqn. 6.33
44. "Antimatter". Particle Physics and Astronomy Research Council. October 28, 2003. Archived from the original on March 7, 2004. Retrieved August 10, 2006.
45. Adamson, Allan (October 19, 2017). "Universe Should Not Actually Exist: Big Bang Produced Equal Amounts Of Matter And Antimatter". TechTimes.com. Retrieved October 26, 2017.
46. Smorra C.; et al. (October 20, 2017). "A parts-per-billion measurement of the antiproton magnetic moment" (PDF). Nature. 550 (7676): 371–74. Bibcode:2017Natur.550..371S. doi:10.1038/nature24048. PMID 29052625. S2CID 205260736.
47. Landau & Lifshitz (1975, p. 361): "It is interesting to note that in a closed space the total electric charge must be zero. Namely, every closed surface in a finite space encloses on each side of itself a finite region of space. Therefore the flux of the electric field through this surface is equal, on the one hand, to the total charge located in the interior of the surface, and on the other hand to the total charge outside of it, with opposite sign. Consequently, the sum of the charges on the two sides of the surface is zero."
48. Kaku, Michio (March 11, 2008). Physics of the Impossible: A Scientific Exploration into the World of Phasers, Force Fields, Teleportation, and Time Travel. Knopf Doubleday Publishing Group. pp. 202–. ISBN 978-0-385-52544-2.
49. Bars, Itzhak; Terning, John (October 19, 2018). Extra Dimensions in Space and Time. Springer. pp. 27–. ISBN 978-0-387-77637-8. Retrieved October 19, 2018.
50. "WolframAlpha". Retrieved October 19, 2018.
51. Crockett, Christopher (February 20, 2013). "What is a light-year?". EarthSky.
52. Rindler, p. 196.
53. Christian, Eric; Samar, Safi-Harb. "How large is the Milky Way?". Archived from the original on February 2, 1999. Retrieved November 28, 2007.
54. Hall, Shannon (May 4, 2015). "Size of the Milky Way Upgraded, Solving Galaxy Puzzle". Space.com. Retrieved June 9, 2015.
55. I. Ribas; C. Jordi; F. Vilardell; E.L. Fitzpatrick; R.W. Hilditch; F. Edward Guinan (2005). "First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy". Astrophysical Journal. 635 (1): L37–L40. arXiv:astro-ph/0511045. Bibcode:2005ApJ...635L..37R. doi:10.1086/499161. S2CID 119522151.
    McConnachie, A.W.; Irwin, M.J.; Ferguson, A.M.N.; Ibata, R.A.; Lewis, G.F.; Tanvir, N. (2005). "Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 356 (4): 979–97. arXiv:astro-ph/0410489. Bibcode:2005MNRAS.356..979M. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x.
56. "How can space travel faster than the speed of light?". Vannesa Janek. Universe Today. February 20, 2015. Retrieved June 6, 2015.
57. "Is faster-than-light travel or communication possible? Section: Expansion of the Universe". Philip Gibbs. 1997. Archived from the original on March 10, 2010. Retrieved June 6, 2015.
58. M. Vardanyan, R. Trotta, J. Silk (January 28, 2011). "Applications of Bayesian model averaging to the curvature and size of the Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 413 (1): L91–L95. arXiv:1101.5476. Bibcode:2011MNRAS.413L..91V. doi:10.1111/j.1745-3933.2011.01040.x. S2CID 2616287.
59. Schreiber, Urs (June 6, 2008). "Urban Myths in Contemporary Cosmology". The n-Category Café. University of Texas at Austin. Retrieved June 1, 2020.
60. Don N. Page (2007). "Susskind's Challenge to the Hartle-Hawking No-Boundary Proposal and Possible Resolutions". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2007 (1): 004. arXiv:hep-th/0610199. Bibcode:2007JCAP...01..004P. doi:10.1088/1475-7516/2007/01/004. S2CID 17403084.
61. Berardelli, Phil (March 25, 2010). "Galaxy Collisions Give Birth to Quasars". Science News.
62. Riess, Adam G .; Filippenko; Challis; Clocchiatti; Diercks; Garnavich; Gilliland; Hogan; Jha; Kirshner; Leibundgut; Phillips; Reiss; Schmidt; Schommer; Herrero; Spyromilio; Stubbs; Suntzeff; Tonry (1998). "Evidencia de observación de supernovas para un universo en aceleración y una constante cosmológica". Revista astronómica . 116 (3): 1009–38. arXiv : astro-ph / 9805201 . Código Bibliográfico : 1998AJ .... 116.1009R . doi : 10.1086 / 300499 . S2CID 15640044 . 
63. Perlmutter, S.; Aldering; Goldhaber; Knop; Nugent; Castro; Deustua; Fabbro; Goobar; Groom; Hook; Kim; Kim; Lee; Nunes; Pain; Pennypacker; Quimby; Lidman; Ellis; Irwin; McMahon; Ruiz‐Lapuente; Walton; Schaefer; Boyle; Filippenko; Matheson; Fruchter; et al. (1999). "Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae". Astrophysical Journal. 517 (2): 565–86. arXiv:astro-ph/9812133. Bibcode:1999ApJ...517..565P. doi:10.1086/307221. S2CID 118910636.
64. Carroll, Sean; Kaku, Michio (2014). "End of the Universe". How the Universe Works. Discovery Channel.
65. Overbye, Dennis (October 11, 2003). "A 'Cosmic Jerk' That Reversed the Universe". New York Times.
66. Schutz, Bernard (May 31, 2009). A First Course in General Relativity (2 ed.). Cambridge University Press. pp. 142, 171. ISBN 978-0-521-88705-2.
67. WMAP Mission: Results – Age of the Universe. Map.gsfc.nasa.gov. Retrieved November 28, 2011.
68. Luminet, Jean-Pierre; Weeks, Jeffrey R.; Riazuelo, Alain; Lehoucq, Roland; Uzan, Jean-Philippe (October 9, 2003). "Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background". Nature (Submitted manuscript). 425 (6958): 593–95. arXiv:astro-ph/0310253. Bibcode:2003Natur.425..593L. doi:10.1038/nature01944. PMID 14534579. S2CID 4380713.
69. Luminet, Jean-Pierre; Roukema, Boudewijn F. (1999). "Topology of the Universe: Theory and Observations". Proceedings of Cosmology School held at Cargese, Corsica, August 1998. arXiv:astro-ph/9901364. Bibcode:1999ASIC..541..117L.
70. Brill, Dieter; Jacobsen, Ted (2006). "Spacetime and Euclidean geometry". General Relativity and Gravitation. 38 (4): 643–51. arXiv:gr-qc/0407022. Bibcode:2006GReGr..38..643B. CiteSeerX 10.1.1.338.7953. doi:10.1007/s10714-006-0254-9. S2CID 119067072.
71. Edward Robert Harrison (2000). Cosmology: the science of the universe. Cambridge University Press. pp. 447–. ISBN 978-0-521-66148-5. Retrieved May 1, 2011.
72. Liddle, Andrew R.; David Hilary Lyth (April 13, 2000). Cosmological inflation and large-scale structure. Cambridge University Press. pp. 24–. ISBN 978-0-521-57598-0. Retrieved May 1, 2011.
73. "What is the Ultimate Fate of the Universe?". National Aeronautics and Space Administration. NASA. Retrieved August 23, 2015.
74. Will the Universe expand forever?, WMAP website at NASA.
75. Roukema, Boudewijn; Buliński, Zbigniew; Szaniewska, Agnieszka; Gaudin, Nicolas E. (2008). "A test of the Poincare dodecahedral space topology hypothesis with the WMAP CMB data". Astronomy and Astrophysics. 482 (3): 747–53. arXiv:0801.0006. Bibcode:2008A&A...482..747L. doi:10.1051/0004-6361:20078777. S2CID 1616362.
76. Aurich, Ralf; Lustig, S.; Steiner, F.; Then, H. (2004). "Hyperbolic Universes with a Horned Topology and the CMB Anisotropy". Classical and Quantum Gravity. 21 (21): 4901–26. arXiv:astro-ph/0403597. Bibcode:2004CQGra..21.4901A. doi:10.1088/0264-9381/21/21/010. S2CID 17619026.
77. Planck Collaboration (2014). "Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters". Astronomy & Astrophysics. 571: A16. arXiv:1303.5076. Bibcode:2014A&A...571A..16P. doi:10.1051/0004-6361/201321591. S2CID 118349591.
78. "Planck reveals 'almost perfect' universe". Michael Banks. Physics World. March 21, 2013. Retrieved March 21, 2013.
79. Isaak, Mark, ed. (2005). "CI301: The Anthropic Principle". Index to Creationist Claims. TalkOrigins Archive. Retrieved October 31, 2007.
80. Fritzsche, Hellmut. "electromagnetic radiation | physics". Encyclopædia Britannica. p. 1. Retrieved July 26, 2015.
81. "Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology" (PDF). Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology. University of California Riverside. Archived from the original (PDF) on September 5, 2015. Retrieved July 26, 2015.
82. "Physics – for the 21st Century". www.learner.org. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Annenberg Learner. Archived from the original on September 7, 2015. Retrieved July 27, 2015.
83. "Dark matter – A history shapes by dark force". Timothy Ferris. National Geographic. 2015. Retrieved December 29, 2015.
84. Redd, SPACE.com, Nola Taylor. "It's Official: The Universe Is Dying Slowly". Scientific American. Retrieved August 11, 2015.
85. Parr, Will; et al. "RIP Universe – Your Time Is Coming… Slowly | Video". Space.com. Retrieved August 20, 2015.
86. Sean Carroll, Ph.D., Caltech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2 p. 46, Accessed October 7, 2013, "...dark matter: An invisible, essentially collisionless component of matter that makes up about 25 percent of the energy density of the universe... it's a different kind of particle... something not yet observed in the laboratory..."
87. Peebles, P.J. E. & Ratra, Bharat (2003). "The cosmological constant and dark energy". Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. S2CID 118961123.
88. Mandolesi, N.; Calzolari, P.; Cortiglioni, S.; Delpino, F.; Sironi, G.; Inzani, P.; Deamici, G.; Solheim, J.-E.; Berger, L.; Partridge, R.B.; Martenis, P.L.; Sangree, C.H.; Harvey, R.C. (1986). "Large-scale homogeneity of the universe measured by the microwave background". Nature. 319 (6056): 751–53. Bibcode:1986Natur.319..751M. doi:10.1038/319751a0. S2CID 4349689.
89. "New Horizons spacecraft answers the question: How dark is space?". phys.org. Retrieved January 15, 2021.
90. Howell, Elizabeth (March 20, 2018). "How Many Galaxies Are There?". Space.com. Retrieved March 5, 2021.
91. Staff (2019). "How Many Stars Are There In The Universe?". European Space Agency. Retrieved September 21, 2019.
92. Marov, Mikhail Ya. (2015). "The Structure of the Universe". The Fundamentals of Modern Astrophysics. pp. 279–294. doi:10.1007/978-1-4614-8730-2_10. ISBN 978-1-4614-8729-6.
93. Mackie, Glen (February 1, 2002). "To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand". Centre for Astrophysics and Supercomputing. Retrieved January 28, 2017.
94. "Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy". European Southern Observatory Press Release. ESO: 12. May 3, 2000. Bibcode:2000eso..pres...12. Retrieved January 3, 2007.
95. "Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View". NASA. February 28, 2006. Retrieved January 3, 2007.
96. Gibney, Elizabeth (September 3, 2014). "Earth's new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea'". Nature. doi:10.1038/nature.2014.15819. S2CID 124323774. Retrieved August 21, 2015.
97. "Local Group". Fraser Cain. Universe Today. May 4, 2009. Archived from the original on June 21, 2018. Retrieved August 21, 2015.
98. Devlin, Hannah; Correspondent, Science (April 20, 2015). "Astronomers discover largest known structure in the universe is ... a big hole". The Guardian.
99. "Content of the Universe – WMAP 9yr Pie Chart". wmap.gsfc.nasa.gov. Retrieved July 26, 2015.
100. Rindler, p. 202.
101. Liddle, Andrew (2003). An Introduction to Modern Cosmology (2nd ed.). John Wiley & Sons. ISBN 978-0-470-84835-7.. p. 2.
102. Livio, Mario (2001). The Accelerating Universe: Infinite Expansion, the Cosmological Constant, and the Beauty of the Cosmos. John Wiley and Sons. p. 53. ISBN 978-0-471-43714-7. Retrieved March 31, 2012.
103. Peebles, P.J.E. & Ratra, Bharat (2003). "The cosmological constant and dark energy". Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. S2CID 118961123.
104. Steinhardt, Paul J .; Turok, Neil (2006). "Por qué la constante cosmológica es pequeña y positiva". Ciencia . 312 (5777): 1180–83. arXiv : astro-ph / 0605173 . Código Bibliográfico : 2006Sci ... 312.1180S . doi : 10.1126 / science.1126231 . PMID 16675662 . S2CID 14178620 .  
105. "Energía oscura" . Hiperfísica . Archivado desde el original el 27 de mayo de 2013 . Consultado el 4 de enero de 2014 .
106. Carroll, Sean (2001). "The cosmological constant". Living Reviews in Relativity. 4 (1): 1. arXiv:astro-ph/0004075. Bibcode:2001LRR.....4....1C. doi:10.12942/lrr-2001-1. PMC 5256042. PMID 28179856. Archived from the original on October 13, 2006. Retrieved September 28, 2006.
107. "Planck captures portrait of the young universe, revealing earliest light". University of Cambridge. March 21, 2013. Retrieved March 21, 2013.
108. P. Davies (1992). The New Physics: A Synthesis. Cambridge University Press. p. 1. ISBN 978-0-521-43831-5.
109. Persic, Massimo; Salucci, Paolo (September 1, 1992). "The baryon content of the universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 258 (1): 14P–18P. arXiv:astro-ph/0502178. Bibcode:1992MNRAS.258P..14P. doi:10.1093/mnras/258.1.14P. ISSN 0035-8711. S2CID 17945298.
110. G. 't Hooft (1997). In search of the ultimate building blocks. Cambridge University Press. p. 6. ISBN 978-0-521-57883-7.
111. Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. The University of Chicago Press. pp. 362–435. ISBN 978-0-226-10953-4.
112. Veltman, Martinus (2003). Facts and Mysteries in Elementary Particle Physics. World Scientific. ISBN 978-981-238-149-1.
113. Braibant, Sylvie; Giacomelli, Giorgio; Spurio, Maurizio (2012). Particles and Fundamental Interactions: An Introduction to Particle Physics (2nd ed.). Springer. pp. 1–3. ISBN 978-94-007-2463-1.
114. Close, Frank (2012). Particle Physics: A Very Short Introduction. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-280434-1.
115. R. Oerter (2006). The Theory of Almost Everything: The Standard Model, the Unsung Triumph of Modern Physics (Kindle ed.). Penguin Group. p. 2. ISBN 978-0-13-236678-6.
116. Onyisi, P. (October 23, 2012). "Higgs boson FAQ". University of Texas ATLAS group. Retrieved January 8, 2013.
117. Strassler, M. (October 12, 2012). "The Higgs FAQ 2.0". ProfMattStrassler.com. Retrieved January 8, 2013. [Q] Why do particle physicists care so much about the Higgs particle?
     [A] Well, actually, they don't. What they really care about is the Higgs field, because it is so important. [emphasis in original]
118. Weinberg, Steven (April 20, 2011). Dreams of a Final Theory: The Scientist's Search for the Ultimate Laws of Nature. Knopf Doubleday Publishing Group. ISBN 978-0-307-78786-6.
119. Allday, Jonathan (2002). Quarks, Leptons and the Big Bang (Second ed.). IOP Publishing. ISBN 978-0-7503-0806-9.
120. "Lepton (physics)". Encyclopædia Britannica. Retrieved September 29, 2010.
121. Harari, H. (1977). "Beyond charm". In Balian, R.; Llewellyn-Smith, C.H. (eds.). Weak and Electromagnetic Interactions at High Energy, Les Houches, France, Jul 5 – Aug 14, 1976. Les Houches Summer School Proceedings. 29. North-Holland. p. 613.
122. Harari H. (1977). "Three generations of quarks and leptons" (PDF). In E. van Goeler; Weinstein R. (eds.). Proceedings of the XII Rencontre de Moriond. p. 170. SLAC-PUB-1974.
123. "Experiment confirms famous physics model" (Press release). MIT News Office. April 18, 2007.
124. "Thermal history of the universe and early growth of density fluctuations" (PDF). Guinevere Kauffmann. Max Planck Institute for Astrophysics. Retrieved January 6, 2016.
125. "Primeros minutos" . Eric Chaisson . Centro Smithsonian de Astrofísica de Harvard . Consultado el 6 de enero de 2016 .
126. "Cronología del Big Bang" . La física del Universo . Consultado el 6 de enero de 2016 .
127. Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (1998). "25-2". Introducción a la astronomía y la astrofísica (4ª ed.). Editorial Saunders College. ISBN 978-0-03-006228-5.
128. Raine y Thomas (2001 , p. 12)
129. Raine y Thomas (2001 , p. 66)
130. Friedmann A. (1922). "Über die Krümmung des Raumes" (PDF). Zeitschrift für Physik. 10 (1): 377–86. Bibcode:1922ZPhy...10..377F. doi:10.1007/BF01332580. S2CID 125190902.
131. "Cosmic Detectives". The European Space Agency (ESA). April 2, 2013. Retrieved April 15, 2013.
132. Raine & Thomas (2001, pp. 122–23)
133. Raine & Thomas (2001, p. 70)
134. Raine & Thomas (2001, p. 84)
135. Raine & Thomas (2001, pp. 88, 110–13)
136. Munitz MK (1959). "One Universe or Many?". Journal of the History of Ideas. 12 (2): 231–55. doi:10.2307/2707516. JSTOR 2707516.
137. Linde A. (1986). "Eternal chaotic inflation". Mod. Phys. Lett. A. 1 (2): 81–85. Bibcode:1986MPLA....1...81L. doi:10.1142/S0217732386000129.
     Linde A. (1986). "Eternally existing self-reproducing chaotic inflationary Universe" (PDF). Phys. Lett. B. 175 (4): 395–400. Bibcode:1986PhLB..175..395L. doi:10.1016/0370-2693(86)90611-8. Retrieved March 17, 2011.
138. Everett, Hugh (1957). "Relative State Formulation of Quantum Mechanics". Reviews of Modern Physics. 29 (3): 454–62. Bibcode:1957RvMP...29..454E. doi:10.1103/RevModPhys.29.454. S2CID 17178479.
139. Jaume Garriga, Alexander Vilenkin (2007). "Many Worlds in One". Physical Review D. 64 (4). arXiv:gr-qc/0102010v2. doi:10.1103/PhysRevD.64.043511. S2CID 119000743.
140. Tegmark M. (2003). "Parallel universes. Not just a staple of science fiction, other universes are a direct implication of cosmological observations". Scientific American. 288 (5): 40–51. arXiv:astro-ph/0302131. Bibcode:2003SciAm.288e..40T. doi:10.1038/scientificamerican0503-40. PMID 12701329.
141. Tegmark, Max (2003). J. D. Barrow; P.C.W. Davies; C.L. Harper (eds.). "Parallel Universes". Scientific American: "Science and Ultimate Reality: From Quantum to Cosmos", Honoring John Wheeler's 90th Birthday. 288 (5): 40–51. arXiv:astro-ph/0302131. Bibcode:2003SciAm.288e..40T. doi:10.1038/scientificamerican0503-40. PMID 12701329.
142. Francisco José Soler Gil, Manuel Alfonseca (2013). "About the Infinite Repetition of Histories in Space". THEORIA. An International Journal for Theory, History and Foundations of Science. 29 (3): 361. arXiv:1301.5295. doi:10.1387/theoria.9951. hdl:10486/664735. S2CID 52996408.
143. Ellis G. F (2011). "Does the Multiverse Really Exist?". Scientific American. 305 (2): 38–43. Bibcode:2011SciAm.305a..38E. doi:10.1038/scientificamerican0811-38. PMID 21827123.
144. Moskowitz, Clara (August 12, 2011). "Weird! Our Universe May Be a 'Multiverse,' Scientists Say". livescience.
145. Gernet, J. (1993–1994). "Space and time: Science and religion in the encounter between China and Europe". Chinese Science. 11. pp. 93–102.
146. Blandford R. D. (2015). "A century of general relativity: Astrophysics and cosmology". Science. 347 (6226): 1103–08. Bibcode:2015Sci...347.1103B. doi:10.1126/science.aaa4033. PMID 25745165. S2CID 30364122.
147. Leeming, David A. (2010). Creation Myths of the World. ABC-CLIO. p. xvii. ISBN 978-1-59884-174-9. In common usage the word 'myth' refers to narratives or beliefs that are untrue or merely fanciful; the stories that make up national or ethnic mythologies describe characters and events that common sense and experience tell us are impossible. Nevertheless, all cultures celebrate such myths and attribute to them various degrees of literal or symbolic truth.
148. Eliade, Mircea (1964). Myth and Reality (Religious Traditions of the World). Allen & Unwin. ISBN 978-0-04-291001-7.
149. Leonard, Scott A.; McClure, Michael (2004). Myth and Knowing: An Introduction to World Mythology (1st ed.). McGraw-Hill. ISBN 978-0-7674-1957-4.
150. (Henry Gravrand, "La civilisation Sereer -Pangool") [in] Universität Frankfurt am Main, Frobenius-Institut, Deutsche Gesellschaft für Kulturmorphologie, Frobenius Gesellschaft, "Paideuma: Mitteilungen zur Kulturkunde, Volumes 43–44", F. Steiner (1997), pp. 144–45, ISBN 3-515-02842-0
151. B. Young, Louise. The Unfinished Universe. Oxford University Press. p. 21.
152. Will Durant, Our Oriental Heritage:

     "Two systems of Hindu thought propound physical theories suggestively similar to those of Greece. Kanada, founder of the Vaisheshika philosophy, held that the world is composed of atoms as many in kind as the various elements. The Jains more nearly approximated to Democritus by teaching that all atoms were of the same kind, producing different effects by diverse modes of combinations. Kanada believed light and heat to be varieties of the same substance; Udayana taught that all heat comes from the Sun; and Vachaspati, like Newton, interpreted light as composed of minute particles emitted by substances and striking the eye."

153. Stcherbatsky, F. Th. (1930, 1962), Buddhist Logic, Volume 1, p. 19, Dover, New York:

     "The Buddhists denied the existence of substantial matter altogether. Movement consists for them of moments, it is a staccato movement, momentary flashes of a stream of energy... "Everything is evanescent",... says the Buddhist, because there is no stuff... Both systems [Sānkhya, and later Indian Buddhism] share in common a tendency to push the analysis of existence up to its minutest, last elements which are imagined as absolute qualities, or things possessing only one unique quality. They are called "qualities" (guna-dharma) in both systems in the sense of absolute qualities, a kind of atomic, or intra-atomic, energies of which the empirical things are composed. Both systems, therefore, agree in denying the objective reality of the categories of Substance and Quality,... and of the relation of Inference uniting them. There is in Sānkhya philosophy no separate existence of qualities. What we call quality is but a particular manifestation of a subtle entity. To every new unit of quality corresponds a subtle quantum of matter which is called guna, "quality", but represents a subtle substantive entity. The same applies to early Buddhism where all qualities are substantive... or, more precisely, dynamic entities, although they are also called dharmas ('qualities')."

154. Donald Wayne Viney (1985). "The Cosmological Argument". Charles Hartshorne and the Existence of God. SUNY Press. pp. 65–68. ISBN 978-0-87395-907-0.
155. Aristotle; Forster, E. S.; Dobson, J. F. (1914). De Mundo. Oxford: The Clarendon Press. p. 2.
156. Boyer, C. (1968) A History of Mathematics. Wiley, p. 54.
157. Neugebauer, Otto E. (1945). "The History of Ancient Astronomy Problems and Methods". Journal of Near Eastern Studies. 4 (1): 166–173. doi:10.1086/370729. JSTOR 595168. S2CID 162347339. the Chaldaean Seleucus from Seleucia
158. Sarton, George (1955). "Chaldaean Astronomy of the Last Three Centuries B. C". Journal of the American Oriental Society. 75 (3): 166–73 (169). doi:10.2307/595168. JSTOR 595168. the heliocentrical astronomy invented by Aristarchos of Samos and still defended a century later by Seleucos the Babylonian
159. William P. D. Wightman (1951, 1953), The Growth of Scientific Ideas, Yale University Press p. 38, where Wightman calls him Seleukos the Chaldean.
160. Lucio Russo, Flussi e riflussi, Feltrinelli, Milano, 2003, ISBN 88-07-10349-4.
161. Bartel (1987, p. 527)
162. Bartel (1987, pp. 527–29)
163. Bartel (1987, pp. 529–34)
164. Bartel (1987, pp. 534–7)
165. Nasr, Seyyed H. (1993) [1964]. An Introduction to Islamic Cosmological Doctrines (2nd ed.). 1st edition by Harvard University Press, 2nd edition by State University of New York Press. pp. 135–36. ISBN 978-0-7914-1515-3.
166. Misner, Thorne and Wheeler, p. 754.
167. Ālī, Ema Ākabara. Science in the Quran. 1. Malik Library. p. 218.
168. Ragep, F. Jamil (2001), "Tusi and Copernicus: The Earth's Motion in Context", Science in Context, 14 (1–2): 145–63, doi:10.1017/s0269889701000060, S2CID 145372613
169. Misner, Thorne and Wheeler, pp. 755–56.
170. Misner, Thorne and Wheeler, p. 756.
171. de Cheseaux JPL (1744). Traité de la Comète. Lausanne. pp. 223ff.. Reprinted as Appendix II in Dickson FP (1969). The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought. Cambridge, MA: M.I.T. Press. ISBN 978-0-262-54003-2.
172. Olbers HWM (1826). "Unknown title". Bode's Jahrbuch. 111.. Reprinted as Appendix I in Dickson FP (1969). The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought. Cambridge, MA: M.I.T. Press. ISBN 978-0-262-54003-2.
173. Jeans, J. H. (1902). "The Stability of a Spherical Nebula". Philosophical Transactions of the Royal Society A. 199 (312–320): 1–53. Bibcode:1902RSPTA.199....1J. doi:10.1098/rsta.1902.0012. JSTOR 90845.
174. Misner, Thorne and Wheeler, p. 757.
175. Sharov, Aleksandr Sergeevich; Novikov, Igor Dmitrievich (1993). Edwin Hubble, the discoverer of the big bang universe. Cambridge University Press. p. 34. ISBN 978-0-521-41617-7. Retrieved December 31, 2011.
176. Einstein, A (1917). "Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie". Preussische Akademie der Wissenschaften, Sitzungsberichte. 1917. (part 1): 142–52.

Bibliography

• Bartel, Leendert van der Waerden (1987). "The Heliocentric System in Greek, Persian and Hindu Astronomy". Annals of the New York Academy of Sciences. 500 (1): 525–45. Bibcode:1987NYASA.500..525V. doi:10.1111/j.1749-6632.1987.tb37224.x. S2CID 222087224.
• Landau L, Lifshitz E (1975). The Classical Theory of Fields (Course of Theoretical Physics). 2 (revised 4th English ed.). New York: Pergamon Press. pp. 358–97. ISBN 978-0-08-018176-9.
• Liddell, H. G. & Scott, R. (1968). A Greek-English Lexicon. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-864214-5.
• Misner; C.W.; Thorne; Kip; Wheeler; J.A. (1973). Gravitation. San Francisco: W. H. Freeman. pp. 703–816. ISBN 978-0-7167-0344-0.
• Raine, D. J.; Thomas, E. G. (2001). An Introduction to the Science of Cosmology. Institute of Physics Publishing.
• Rindler, W. (1977). Essential Relativity: Special, General, and Cosmological. New York: Springer Verlag. pp. 193–244. ISBN 978-0-387-10090-6.
• Rees, Martin, ed. (2012). Smithsonian Universe (2nd ed.). London: Dorling Kindersley. ISBN 978-0-7566-9841-6.

External links

Universeat Wikipedia's sister projects

• Definitions from Wiktionary
• Media from Wikimedia Commons
• News from Wikinews
• Quotations from Wikiquote
• Texts from Wikisource
• Textbooks from Wikibooks
• Resources from Wikiversity

Listen to this article
(4 parts, 1 hour and 13 minutes)

These audio files were created from a revision of this article dated 13 June 2012 (2012-06-13), and do not reflect subsequent edits.

(Audio help · More spoken articles)

• NASA/IPAC Extragalactic Database (NED) / (NED-Distances).
• There are about 1082 atoms in the observable universe – LiveScience, July 2021.
• This is why we will never know everything about our universe – Forbes, May 2019.

• Stars portal
• Spaceflight portal
• Solar System portal
• Science portal