Unibertsoa

Unibertsoa dagoen materia eta energia guztia eta haien espazioaren eta denboraren batasuna da. Unibertsoaren barruan dauden atomo, molekula, planeta, satelite, planeta nano, izar, galaxia eta galaxien arteko eduki guztia dago. Haren tamaina ezezaguna bada ere, Unibertso behagarriaren tamaina kalkulatzea posible da. Europako Espazio Agentziaren Planck satelitea erabilita 90.680 milioi argi-urte ditu zabaleran, lehen uste zena baino % 0,7 txikiago.

Unibertsoaren lehenengo ereduak Antzinako Grezia eta Indiako filosofoek garatu zuten, eredu geozentrikoa, Lurra Unibertsoaren zentroan ezarriz. Mendeetan zehar ikerketa sakonagoak egin ziren eta Nicolaus Copernicusek eredu heliozentrikoa proposatu zuen, Eguzkia jarrita Unibertsoaren eta Eguzki-sistemaren zentroan. Isaac Newtonek grabitazio unibertsalaren legea garatu zuen Copernicusen, Tycho Braheren eta Johannes Keplerren planeten mugimenduaren legea jarraituz. Behaketak aurrera joan ahala jakin zen gure Eguzki-sistema Esne Bidea izeneko galaxian kokaturik dagoela, eta hau Unibertsoan dagoen galaxietako bat baino ez dela. Pentsatzen da galaxiak modu uniformean sakabanaturik daudela norabide guztietan, eta Unibertsoak ez duela, beraz, ez ertzik ez erdigunerik. XX. mendearen hasieran egindako ikerketek proposatu zuten Unibertsoak hasiera bat izan zuela, eta espantsioan ari dela, geroz eta abiadura handiagoan. Unibertsoaren masa gehiena ezagutzen ez den materia ilun izeneko zerbaitetan dagoela uste da.

Big Bang teoria da gaur egun Unibertsoaren garapena azaltzeko teoria nagusia kosmologian. Teoria horren arabera, espazioa eta denbora orain dela 13.799±21 milioi urte sortu ziren materia kopuru mugatu batekin, Unibertsoaren espansioarekin dentsitatea galduz joan dena. Hasierako espantsioaren ostean, Unibertsoa hoztu zen, lehenengo partikula subatomikoak sortzea baimenduz, eta atomo sinpleak osatuz. Laino erraldoiak batzen hasi ziren grabitazio indarraren eraginez, galaxia, izar eta, orokorrean, ikus dezakegun guztia sortuz. Guregandik 13.799 milioi argi-urtera baino urrunago dauden objektuak ikustea posible da gaur egun, espazioa bera ere hedatu delako. Hori dela eta, gugandik 46.000 milioi argi-urtera dauden objektuak ikustea posible da, sortu zirenean gugandik askoz gertuago zeudelako.

Unibertsoaren amaieraren inguruan hipotesi asko daude, baita Big Bangaren aurretik, aurretik kontzeptua existitzen bazen, egon zenaren inguruan. Hainbat fisikari eta filosofok espekulazioaren eremuan uzten dute hau, inoiz jakitea posible izango ote den zalantzan jarriz. Fisikari batzuek multibertsoaren ideia proposatu dute, gurea izan litezkeen Unibertsoetako bat baino ez dela argudiatuz.

 Definizioa 
Unibertsoa dagoen, noizbait egon den eta etorkizunean egonen den guztiaren batura gisa definitzen da. Gure gaur egungo ulermenaren arabera, Unibertsoa espazio-denbora, energia (erradiazio elektromagnetikoa eta materia barne) eta bata bestearekin harremanetan jartzen dituzten lege fisikoz osaturik dago. Unibertsoak bizi guztia, historia osoa eta, filosofo eta zientzialari batzuen arabera matematika eta logika hartzen ditu barnean.

 Etimologia 
Unibertso hitza frantsesezko univers izenetik dator, latineko unus («bakarra») eta versus («buelta») erroetatik eratorria dena. Latinezko hitza Zizeronek jada erabili zuen gaur egungo hitzaren adiera berean. Batzuetan sinonimo gisa erabiltzen da antzinako grezierazko kosmos izena (); ildo horretatik, Unibertsoa ikertzen duen zientziari kosmologia deitzen zaio.

Sabino Arana Goirik gaudi neologismoaren bidez izendatu zuen unibertsoa, garai hartako garbizaletasunari erantzunez. Izen hori, dirudienez, gau- errotik eratorri zuen (gauza hitzaren errotzat hartzen zuen Aranak) eta -di atzizki ezaguna gehitu zion. Euskaltzaindiaren hiztegian eta beste hainbatetan ageri da.

 Kronologia eta Big Banga 

300px|thumb|Unibertsoaren eboluzioaren irudikapena: Big Banga eta ondorengo hedapena. Eboluzioa irudikatzeko, bi dimentsio espazial (irudiaren sekzioa) eta denbora-dimentsio bat erabili dira.
Ez dugu ezagutzen unibertsoaren osagaien % 96 zertaz egina den; hala ere, materia ikusgaiaren banaketa aztertuta, materia eta energia ilunaren existentzia ondorioztatu dugu, eta unibertsoaren ikuspegi nahiko osatua egin dugu. Gainera, unibertsoa hedatzen ari dela ere jakin ahal izan dugu, eta azken horrek beste ondorio garrantzitsu batera garamatza. Hedapenari atzeraka eragingo bagenio, unibertso behagarria uzkurtu egingo litzateke espazio-denboran, eta bertan den guztia dentsitate eta tenperatura izugarriko egoera batera eramango luke. Big Bangaren teoriaren arabera, egoera hori izango litzateke, hain zuzen ere, gaur egun ikusten dugun unibertsoaren hasiera.

Ez ditugu oraindik ezagutzen hasiera-hasierako uneen gorabeherak, 10-43 segundu unearen aurrekoak. Denbora tarte honi Plancken aroa deitzen zaio, zerotik Planck denbora bat ematera igarotzen den denbora, hain zuzen ere. Orduan, naturaren lau indar oinarrizkoak (grabitatea, nuklear ahula eta bortitza eta elektromagnetikoa) bat eginda zeuden, eta ez dugu egoera hori deskribatzeko teoria egokirik. Beraz, ezin dugu esan nola hasi izen hedapena, alegia, nola gertatu zen Big Bang deitu ohi den leherketa handia; baina ondorengo historiaren lerro nagusiak nahiko ondo ezagutzen ditugula esan daiteke.

Badakigu 10-30 s aurretik hedapenak izugarri abiadura handian gertatu behar izan zuela. Inflazio-aroa deritzon horrek 10-35 s baino ez zuen iraun, baina orduan sortu zen espazio-denborak sobera hartzen du bere barne gaur egungo gure unibertso behagarria, hedapen-tasa 1050 izan zelako.

Tenperatura eta dentsitate izugarriko egoera horretan, lehenengo segundoan zehar gutxi gorabehera, protoiak eta neutroiak sortu ziren. Big Bangaren lehenengo hamar segunduetan quark-aroa, hadroi-aroa, eta leptoi-aroa deitzen diren faseak igaro zituen Unibertsoak. Fotoien talken ondorioz, beren energia masa bihurtuz, lau indarrak ere bereizi egin ziren, eta tenperatura 10.000 milioi graduraino jaitsi zen. Hirugarren minutua bete orduko, tenperatura 1.000 milioi gradura jaitsi zen, eta protoi eta neutroiek elementu arinenen nukleoak sortu zituzten, batez ere hidrogenoa, deuterioa eta helioa. Big Bangeko nukleosintesi gisa ezagutzen den denbora horrek hogei bat minutu iraun zuen.

Hurrengo urrats garrantzitsua tenperatura 3.000 K-eraino jaitsi zenean gertatu zen, Big Banga gertatu eta 380.000 urtera. Garai horri protoi garaia deitzen zaio. Ordutik aurrera, elektroiak aurrez sortutako nukleoekin elkartu ahal izan ziren, eta pixkanaka atomoak sortu zituzten. Orduan sortu zen hondoko mikrouhin-erradiazioa. Ondoren, unibertsoak hozten eta hedatzen segitu zuen, erradiazioaren eragina oso txikia zen, eta grabitate-indarra nagusitu zen. Izarren sorrera 100.000.000 urtera hasi zen; ziurrenik oso masibo eta argitsuak ziren, eta Unibertsoaren ionizazioaren arduradun izango ziren. Ez zegoen elementurik litioa baino pisutsuagorik eta, beraz, elementu pisutsuagoak izarren nukleosintesiari esker gertatu ziren. Galaxia eta izarren eraketa ez zen hasi mila milioi urte pasa arte, eta, ondoren, Unibertsoak ezagunagoa egiten zaigun itxura hartu arte eboluzionatu du.

9.800 milioi urte igaro ondoren, Unibertsoaren zabalpenaren ondorioz materiaren dentsitatea txikiagoa zen energia ilunaren dentsitatea baino, gaur egungo energia ilunak dominatutako garaia hasiz. Garai hartan Unibertsoaren espantsioa azeleratu zen, energia iluna dela eta.

Esne Bidearen disko fina orain dela 5.000 milioi urte hasi zen eratzen, eta orain dela 4.600 milioi urte, gure Eguzki-sistema.

 Ezaugarri fisikoak 
Funtsezko lau elkarrekintzetatik, grabitazioa da nagusi luzera-eskala astronomikoetan. Grabitatearen ondorioak metagarriak dira; aldiz, karga positiboen eta negatiboen efektuek elkar deuseztatzeko joera dute, eta, ondorioz, elektromagnetismoa nahiko txikia da luzera astronomikoko eskaletan. Gainerako bi elkarrekintzak, indar nuklear ahul eta bortitzak, oso azkar gutxitzen dira distantziarekin; horien eraginak luzera-eskala subatomikoetara mugatzen dira nagusiki.

Badirudi unibertsoak askoz materia gehiago duela antimateria baino, eta asimetria hori, segur aski, CP bortxaketarekin lotuta egongo da. Materiaren eta antimateriaren arteko desoreka horrek gaur egun dagoen materia guztiaren existentziaren zati bat eragiten du; izan ere, materia eta antimateria, Big Bangean berdin ekoitziz gero, erabat deuseztatuko ziren eta fotoiak bakarrik utziko zituzten euren arteko elkarrekintzaren ondorioz. Unibertsoak ere ez du momentu garbirik, ezta angelu-momenturik ere, onartzen diren lege fisikoei jarraitzen diena, unibertsoa mugatua bada. Lege horiek Gaussen legea eta sasi-sentsorearen dibergentziarik eza tentsioa-energia-unea dira.

 Tamaina eta eskualdeak 

Erlatibitatearen teoria orokorraren arabera, litekeena da espazioaren urruneko eskualdeak inoiz ez elkarreragitea gurearekin, ezta unibertsoaren bizitzan ere, argiaren abiadura finituaren eta espazioaren etengabeko hedapenaren ondorioz. Adibidez, litekeena da Lurretik bidalitako irrati-mezuak inoiz ez iristea espazioko eskualde batzuetara, nahiz eta unibertsoa betiko existitu: espazioa argiak zeharkatu dezakeena baino azkarrago zabal daiteke.

Teleskopioekin ikus daitekeen eremu espazialari unibertso behagarria deitzen zaio, behatzailearen kokapenaren araberakoa. Lurraren eta beha daitekeen unibertsoaren ertzaren arteko distantzia 46.000 milioi argi-urtekoa da (14.000 milioi parsec), eta, horren ondorioz, ikus daitekeen unibertsoaren diametroa 93.000 milioi argi-urtekoa da (28.000 milioi parsec). Argiak unibertso behagarriaren ertzetik egin duen distantzia asko hurbiltzen da unibertsoaren adinera, argiaren abiadurarekin biderkatuta, 13.800 milioi argi-urte (4,2 × 109 pc), baina horrek ez du distantzia adierazten une jakin batean, unibertso behagarriaren ertza eta Lurra ordutik urrundu direlako. Konparazio batera, galaxia tipiko baten diametroa 30.000 argi-urtekoa da (9.198 parsec), eta inguruko bi galaxien arteko distantzia tipikoa hiru milioi argi-urtekoa da (919,8 kiloparsec). Adibidez, Esne Bideak 100.000 eta 180.000 argi-urte arteko diametroa du, eta Esne Bidetik hurbilen dagoen galaxia ahizpa, Andromedako galaxia, 2,5 milioi argi-urte inguruan dago.

Unibertso behagarriaren ertzetik harantzago espaziorik ikusi ezin dugunez, ez dakigu unibertsoaren tamaina osoa finitoa edo infinitua den. Kalkuluek iradokitzen dute unibertso osoak, mugatua bada, beha daitekeen unibertsoa baino 250 aldiz handiagoa izan behar duela. Unibertsoaren tamaina osoari buruzko estimazio eztabaidagarri batzuen arabera, finitoa balitz,  megaparsec izango lituzke, Mugarik Gabeko Proposamenaren ebazpenean iradokitzen den bezala.

 Adina eta hedapena 

Astronomoek unibertsoaren adina kalkulatzen dute, Lambda-CDM ereduak unibertsoaren bilakaera zehaztasunez deskribatzen duela onartuz, oso egoera uniforme, bero eta trinko batetik egungo egoerara, eta eredua osatzen duten parametro kosmologikoak neurtuz. Eredu hori teorikoki ondo ulertuta dago eta doitasun handiko behaketa astronomiko berriek babesten dute, hala nola WMAP eta Planckek. Oro har, doitutako behaketen multzoan sartzen dira hondoko mikrouhin erradiazioaren anisotropia, Ia motako supernoben distira/gorriranzko desplazamendua erlazioa eta eskala handiko galaxien multzoa, barioien oszilazio akustikoaren ezaugarria barne. Beste behaketa batzuk, hala nola Hubbleren konstantea, galaxien kumuluen ugaritasuna, grabitazio-lente ahulak eta kumulu globularren aroak, horiekin bat datoz oro har, eta ereduaren egiaztapena ematen dute, baina zehaztasun gutxiagoz neurtzen dira gaur egun. Lambda-CDM eredua zuzena dela onartuta, esperimentu askok hainbat teknika erabiliz egindako parametroen neurketek unibertsoaren adina 13.799 ± 0.021 milioi urteko balio hobea eman zuten 2015ean.

Denborarekin, unibertsoa eta bere edukia eboluzionatu egin dira; adibidez, kuasarren eta galaxien populazio erlatiboa aldatu egin da eta espazioa bera hedatu egin da. Hedapen horren ondorioz, Lurreko zientzialariek 30.000 milioi argi-urtera dagoen galaxia baten argia ikus dezakete, nahiz eta argi horrek 13.000 milioi urte baino ez dituen bidaiatu; horien arteko espazioa bera zabaldu egin da. Hedapen hori bat dator urruneko galaxien argia gorrirantz mugitu dela ikustearekin; igorritako fotoiak uhin-luzera luzeagoetara eta maiztasun baxuagora luzatu dira bidaian zehar. Ia motako supernoben analisiek espazioaren hedapena azeleratzen ari dela adierazten dute.

Zenbat eta materia gehiago egon unibertsoan, orduan eta indartsuagoa izango da materiaren elkarrekiko grabitate-erakarpena. Unibertsoa trinkoegia balitz, grabitate singularitate batean kolapsatuko litzateke berriro. Hala ere, unibertsoak oso materia gutxi izango balu, autograbitatea ahulegia izango litzateke egitura astronomikoak sortzeko, galaxiak edo planetak kasu. Big Bangetik, unibertsoa modu monotonoan hedatu da. Agian ez da harrigarria gure unibertsoak masa-energia dentsitate egokia izatea, metro kubiko bakoitzeko bost protoiren baliokidea, eta horri esker, azken 13.800 milioi urteetan hedatu da, unibertsoa gaur ikusten den bezala osatzeko denbora emanez.

Badira indar dinamikoak unibertsoko partikuletan eragiten dutenak eta hedapen-erritmoan eragiten dutenak. 1998 baino lehen, espero zen hedapen-tasak behera egingo zuela denbora igaro ahala, grabitazio-interakzioek unibertsoan duten eraginaren ondorioz; eta, horregatik, badago kopuru gehigarri bat, desazelerazio-parametroa deritzona, kosmologo gehienek positiboa izatea espero zutena eta unibertsoko materia-dentsitatearekin lotuta egongo zena. 1998an, bi talde ezberdinek neurtu zuten desazelerazio-parametroa negatiboa zela, -0,55 inguru, eta horrek teknikoki esan nahi du  eskala kosmikoaren faktoretik eratorritako bigarrena positiboa izan dela azken 5.000-6.000 milioi urteetan. Hala ere, azelerazio horrek ez du esan nahi gaur egun Hubbleren parametroa handitzen ari denik.

 Espazio-denbora 

Espazio-denbora gertaera fisiko guztiak gertatzen diren eszenatokia da. Espazio-denboraren oinarrizko elementuak gertaerak dira. Edozein espaziotan, gertaera bat posizio bakar gisa definitzen da une bakar batean. Espazio bat gertakari guztien batasuna da (lerro bat bere puntu guztien elkarketa den bezala), formalki barietate batean antolatuak. Gertaerek, hala nola materiak eta energiak, espazio-denbora kurbatzen dute. Espazio kurbatuak, bestalde, materia eta energia modu jakin batean jokatzera behartzen ditu. Ez du zentzurik bata bestea gabe kontsideratzeak.

Badirudi unibertsoa espazio-denbora leuneko continuum bat dela, hiru dimentsio espazial eta dimentsio tenporal bat (denbora) dituena (unibertso fisikoaren espazioranzko gertaera bat, beraz, lau koordenatuko multzo baten bidez identifika daiteke: (x, y, z, t). Batez beste, espazioa ia laua dela ikus daiteke (zerotik gertuko kurbadura duena), eta horrek esan nahi du geometria euklidearra enpirikoki oso zehatza dela unibertsoaren zatirik handienean. Badirudi espazio-denborak ere konexio sinpleko espazioko topologia bat duela, esfera batekin analogian, beha daitekeen unibertsoaren luzera-eskalan behintzat. Hala ere, gaur egungo behaketek ezin dute baztertu unibertsoak dimentsio gehiago izateko aukera (kordena bezalako teoriak proposatzen dituztenak) eta bere espazio-denborak topologia global multi-konektatua izatea, espazio bidimentsionaletako topologia zilindrikoekin edo toroidalekin analogian. Unibertsoaren espazio-denbora ikuspegi euklidiar batetik interpretatu ohi da, non espazioak hiru dimentsio dituen eta baten denborak, "laugarren dimentsioak". Espazioa eta denbora Minkowskiren espazioa izeneko barietate bakarrean konbinatzean, fisikariek teoria fisiko ugari sinplifikatu dituzte eta unibertsoaren funtzionamendua modu uniformeagoan deskribatu dute maila supergalaktikoan zein azpiatomikoan.

Espazio-denboraren gertakariak ez daude espazioan eta denboran absolutuki definituta, baizik eta badakigu behatzaile baten mugimenduari buruzkoak direla. Minkowskiren espazioa grabitaterik gabeko unibertsoari hurbiltzen zaio; erlatibitate orokorraren sasi-Riemanniandar barietateek espazio-denbora materiaz eta grabitatez deskribatzen dute.

 Forma 
Erlatibitate orokorrak espazio-denbora nola kurbatzen eta bihurritzen den deskribatzen du, masaren eta energiaren bidez (grabitatea). Unibertsoaren topologiak edo geometriak tokiko geometria unibertso behagarrian zein geometria globala barne hartzen ditu. Kosmologoek espazio-denbora zati jakin batekin lan egiten dute, distantzia kohigikor eta propioak izenekoak. Ikus daitekeen espazioren sekzioa atzerantz doan argi-konoa da, zeruertz kosmologikoa mugatzen duena. Zeruertz kosmologikoa (partikulen horizontea edo argi-horizontea ere deitua) partikulek unibertsoaren aroko behatzailearenganaino bidaiatu ahal izan duten gehieneko distantzia da. Horizonte horrek unibertsoko eskualde behagarrien eta beha-ezinen arteko muga adierazten du. Zerumuga kosmologiko baten existentzia, propietateak eta esanahia eredu kosmologiko zehatzaren mende daude.

Unibertsoaren teoriaren etorkizuneko eboluzioa zehazten duen parametro garrantzitsu bat dentsitatearen parametroa da, Omega (Ω), hau da, unibertsoaren materiaren batez besteko dentsitatea, dentsitate horren balio kritikoarekin zatituta. Horrek hiru geometria posibleetako bat hautatzen du, 1 baino txikiagoa edo handiagoa den kontuan hartuta. Geometria horiei unibertso laua, irekia eta itxia esaten zaie, hurrenez hurren.

Behaketek, Funts Kosmikoaren Esploratzailea (COBE), Wilkinsonen Mikrouhinen Anisotropiaren Zonda (WMAP) eta CMBren Plancken mapak barne, unibertsoak amaigabeko hedadura eta adin finitua dituela iradokitzen dute, Friedmann-Lemaître-Robertson-Walkerren (FLRW) ereduetan deskribatzen den bezala. FLRW eredu horiek, beraz, eredu inflazionistak eta kosmologiaren eredu estandarra babesten dituzte, gaur egun materia eta energia ilunak nagusi diren unibertso laua eta homogeneoa deskribatzen baitute.

 Bizigarritasuna 
Unibertsoa doituta egon liteke; unibertso doituaren hipotesia proposizio hau da: unibertsoan bizia behagarria existitzea ahalbidetzen duten baldintzak oinarrizko konstante fisiko unibertsal batzuk balioen maila oso estuan daudenean bakarrik gerta daitezkeela, halako moldez non oinarrizko konstante bat baino gehiago apur bat desberdina balitz, unibertsoa ez zatekeen oso egokia izango materia, egitura astronomikoak, elementuen aniztasuna edo bizia horrelakoa izateko. Proposamen hori filosofoen, zientzialarien, teologoen eta kreazionismoaren defendatzaileen artean eztabaidatzen da.

 Konposizioa 
Unibertsoa ia erabat energia ilunez, materia ilunez eta materia arruntez osatua dago. Beste eduki batzuk dira erradiazio elektromagnetikoa (unibertsoaren masa-energia osoaren % 0,005 eta % 0,01 artekoa dela kalkulatzen da) eta antimateria.

Materia eta energia mota guztien proportzioak aldatu egin dira unibertsoaren historian zehar. Unibertsoan sortutako erradiazio elektromagnetikoaren guztizko kopurua erdira jaitsi da azken 2.000 milioi urteetan. Gaur egun, materia arrunta, atomoak, izarrak, galaxiak eta bizia barne hartzen dituena, Unibertsoaren edukiaren % 4,9 baino ez da. Materia mota honen egungo dentsitate globala oso txikia da, gutxi gorabehera 4,5 × 10-31 gramo zentimetro kubiko bakoitzeko, hau da, lau metro kubiko bolumen bakoitzeko protoi bakarra. Ez dakigu zein den energiaren eta materia ilunaren izaera. Materia iluna, oraindik identifikatu ez den materia-forma misteriotsua, eduki kosmikoaren % 26,8 da. Energia iluna, espazio hutsaren energia dena eta unibertsoaren hedapenaren azelerazioa eragiten duena, edukiaren gainerako % 68,3 da.

Materia, materia iluna eta energia iluna modu homogeneoan banatzen dira unibertso osoan 300 milioi argi-urtetik gorako luzera-eskaletan. Hala ere, luzera-eskala laburragoetan, materia hierarkikoki taldekatzeko joera dago; atomo asko izarretan kondentsatzen dira, izar gehienak galaxietan, galaxia gehienak kumuluetan, superkumuluetan eta, azkenik, eskala handiko filamentu galaktikoetan. Unibertso behagarriak 200.000 milioi galaxia ditu eta, guztira, 1 × 1024 izar daudela kalkulatzen da (Lur planetako harea-ale guztiak baino izar gehiago). Galaxia tipikoak nanoetatik (hamar milioi (107) izarrekin) erraldoietaraino doaz, bilioi bat izarrekin (1012). Egitura handienen artean hutsak daude, 10-150 Mpc-ko diametroa izaten dutenak (33 milioi-490 milioi argi urte). Esne Bidea Talde Lokalean dago, Laniakeako Superkumuluan. Superkumulu horrek 500 milioi argi-urte baino gehiago hartzen ditu, eta Talde Lokalak, berriz, 10 milioi argi-urte baino gehiago. Unibertsoak ere eskualde zabal hutsak ditu; ezagutzen den hutsunerik handienak 1.800 milioi argi urte (550 Mpc) neurtzen du.

Unibertso behagarria isotropikoa da superkumuluak baino eskala nabarmen handiagoetan, eta horrek esan nahi du unibertsoaren propietate estatistikoak berdinak direla Lurretik behatutako norabide guztietan. Unibertsoa oso isotropikoa den mikrouhin-erradiazio batek bustitzen du, eta 2,72548 kelvin inguruko oreka termikoko gorputz beltzaren espektroari dagokio. Eskala handiko unibertsoa homogeneoa eta isotropoa dela dioen hipotesia printzipio kosmologiko gisa ezagutzen da. Unibertso homogeneo eta isotropoak itxura bera du ikuspuntu guztietatik, eta ez du erdigunerik.

 Energia iluna 

Unibertsoaren hedapena zergatik bizkortzen den azaltzea oraindik zaila da. Askotan "energia ilunari" egozten zaio, hau da, hipotesiaren arabera espazioa bustitzen duen energia-forma ezezagunari. Masa-energia baliokidetasunean oinarrituta, energia ilunaren dentsitatea (~ 7 × 10-30 g/cm3) galaxien barruko materia arruntaren edo materia ilunaren dentsitatea baino askoz txikiagoa da. Hala ere, energia ilunaren egungo aroan, unibertsoaren masa-energia nagusitzen da, espazio osoan uniformea delako.

Energia ilunarentzat proposatutako bi forma konstante kosmologikoa, espazioa modu ez-homogeneoan betetzen duen energia-dentsitate konstantea eta kintaesentzia edo moduluak bezalako eremu eskalarrak dira, denboran eta espazioan energia-dentsitatea alda dezaketen kantitate dinamikoak. Espazioan konstanteak diren eremu eskalarren ekarpenak konstante kosmologikoan ere sartzen dira. Konstante kosmologikoa hutsaren energiaren baliokide gisa formulatu daiteke. Eremu eskalarrek inhomogeneotasun espazial txikia baino ez badute, zaila izango litzateke konstante kosmologikotik bereiztea.

 Materia iluna 

Materia iluna espektro elektromagnetiko osoarekiko ikusezina den materia mota hipotetiko bat da, baina unibertsoaren materia gehiena ordezkatzen du. Materia ilunaren existentzia eta propietateak materia ikusgarrian, erradiazioan eta unibertsoaren eskala handiko egituran dituen ondorio grabitatorioetatik ondorioztatzen dira. Neutrinoez gain, materia ilun beroaren forma bat, materia iluna ez da zuzenean hauteman, eta horrek astrofisika modernoaren misterio handienetako bat bihurtzen du. Materia ilunak ez du argirik edo bestelako erradiazio elektromagnetikorik maila esanguratsuan igortzen. Materia iluna masa-energia osoaren % 26,8 eta unibertsoaren materia osoaren % 84,5 dela kalkulatzen da.

 Materia arrunta 

Unibertsoko masa-energiaren gainerako % 4,9 materia arrunta da, hau da, atomoak, ioiak, elektroiak eta horiek osatzen dituzten objektuak. Materia honetan sartzen dira galaxietatik ikusten dugun ia argi guztia sortzen duten izarrak, izarrarteko gasa izarrarteko eta galaxiarteko ingurunean, planetak eta talka egin, ukitu edo estutu ditzakegun eguneroko bizitzako objektu guztiak. Izan ere, unibertsoko materia arruntaren gehiengoa ez da ikusten, galaxien eta kumuluen barruan ikus daitezkeen izarrak eta gasa materia arruntak unibertsoko masa-energia dentsitateari egiten dion ekarpenaren % 10 baino gutxiago baitira.

Materia arrunta lau egoeratan (edo fasetan) egon ohi da: solidoa, likidoa, gasa eta plasma. Hala ere, teknika esperimentalen aurrerapenek aurretik teorikoak ziren beste fase batzuk azaleratu dituzte, hala nola Bose-Einstein kondentsatuak eta kondentsatu fermionikoak.

Materia arrunta oinarrizko bi partikula motaz osatuta dago: quarkak eta leptoiak. Adibidez, protoia bi goi quarkek eta behe quark batek osatzen dute; neutroia bi behe quarkek eta goi quark batek osatzen dute; eta elektroia leptoi mota bat da. Atomo bat protoi eta neutroiez osatutako nukleo atomiko batez eta nukleoaren inguruan orbitatzen duten elektroiz osatuta dago. Atomo baten masa gehiena barioiek osatzen duten nukleoan kontzentratzen denez, astronomoek materia barionikoa terminoa erabili ohi dute materia arrunta deskribatzeko, nahiz eta "materia barioniko" horren frakzio txiki bat elektroiak izan.

Big Bangaren ondoren, jatorrizko protoiak eta neutroiak jatorrizko unibertsoko quark-gluoi plasmatik sortu ziren, bi bilioi graduren azpitik hoztu zirenean. Minutu batzuk geroago, Big Bangaren nukleosintesia izeneko prozesu batean, nukleoak sortu ziren jatorrizko protoi eta neutroietatik abiatuta. Nukleosintesi horrek elementu arinagoak sortu zituen, litio eta berilioraino zenbaki atomiko txikiak zituztenak, baina elementu astunagoen ugaritasuna bat-batean murriztu zen, zenbaki atomikoa handitu zenean. Baliteke garai hartan boro pixka bat sortzea, baina hurrengo elementurik astunena, karbonoa, ez zen kopuru esanguratsuetan sortu. Big Bangaren nukleosintesia 20 minutu ingururen ondoren gelditu zen, hedatzen ari den unibertsoaren tenperaturaren eta dentsitatearen jaitsiera azkarraren ondorioz. Elementu astunagoen ondorengo eraketa izar nukleosintesiaren eta supernoben nukleosintesiaren emaitza izan zen.

 Partikulak 
Materia arrunta eta materiaren gainean eragiten duten indarrak oinarrizko partikulen terminoetan deskriba daitezke. Partikula horiek batzuetan funtsezkotzat jotzen dira, azpiegitura ezezaguna baitute, baina ez dakigu partikula txikiagoek eta are funtsezkoagoek osatzen dituzten. Eredu estandarra interakzio elektromagnetikoez eta elkarrekintza nuklear ahul eta bortitzaz arduratzen den teoria da. Eredu estandarra materia osatzen duten partikulen existentziaren baieztapen esperimentalean oinarritzen da: quarkak eta leptoiak, eta dagozkien "antimateria" dualak, baita interakzioen bitarteko indar-partikulak ere: fotoia, W eta Z bosoiak eta gluoia. Eredu estandarrak berriki aurkitu den Higgs bosoiaren existentzia iragarri zuen, partikulei masa eman diezaiekeen unibertsoaren barruko eremu baten adierazpena den partikula bat. Emaitza esperimental ugari azaltzeko orduan izan duen arrakasta dela eta, Eredu Estandarra "ia guztiaren teoria" gisa hartzen da batzuetan. Hala ere, Eredu Estandarrak ez dio grabitateari lekurik ematen. Ez da lortu partikula indarraren benetako "guztiaren teoria".

 Hadroiak 

Hadroia indar bortitzaren bidez elkartuta mantentzen diren quarkez osatutako partikula da. Hadroiak bi familiatan banatzen dira: barioiak (protoiak eta neutroiak bezala), hiru quarkez osatuak, eta mesoiak (pioiak bezala), quark eta antiquark batez osatuak. Hadroien artean, protoiak egonkorrak dira eta nukleo atomikoei lotutako neutroiak egonkorrak. Gainerako hadroiak ezegonkorrak dira baldintza normaletan, eta, beraz, unibertso modernoaren osagai hutsalak dira. Big Bang baino 10-6 segundo geroago, hadroien garaia deritzon aldi batean, unibertsoaren tenperatura jaitsi egin zen, quarkak hadroietan batzea ahalbidetzeko adina, eta unibertsoaren masa hadroiek menderatzen zuten. Hasieran, tenperatura nahikoa altua zen hadroi/antihadroi pareak sortzeko, materia eta antimateria oreka termikoan mantentzen zutenak. Hala ere, unibertsoaren tenperatura jaitsi ahala, hadroi/antihadroi pareak sortzeari utzi zioten. Hadroi eta antihadroi gehienak partikula-antipartikula deuseztatzeko erreakzioetan ezabatu ziren, eta hadroi hondakin txiki bat utzi zen unibertsoak segundo bateko antzinatasuna zuenerako.

 Leptoiak 

Leptoia spin erdiosoa duen oinarrizko partikula da, elkarreragin sendorik ez duena, baina Pauliren bazterketa-printzipioari lotuta dagoena; espezie bereko bi leptoi ez daude aldi berean egoera berean egon daitezkeenak. Bi leptoi mota nagusi daude: leptoi kargatuak (elektroien antzeko leptoiak ere esaten zaie) eta leptoi neutroiak (neutrinoak). Elektroiak egonkorrak dira, eta leptoia kargatua ohikoagoa da unibertsoan; muoiak eta tauak, berriz, partikula ezegonkorrak dira, eta azkar erortzen dira energia handiko talketan gertatu ondoren; adibidez, izpi kosmikoak tartean daudenean edo partikula-azeleragailuetan egiten direnean. Kargatutako leptoiak beste partikula batzuekin konbina daitezke konposatutako hainbat partikula sortzeko, hala nola atomoak eta positronioa. Elektroiak ia kimika osoa gobernatzen du, atomoetan baitago eta propietate kimiko guztiekin zuzenean lotuta baitago. Neutrinoek gutxitan elkarreragiten dute zerbaitekin, eta, beraz, gutxitan ikusten dira. Neutrinoak unibertso osoan zehar dabiltza, baina oso gutxitan eragiten diote materia arruntari.

Leptoien garaia unibertso primitiboaren eboluzioaren garaia izan zen, zeinean leptoiek unibertsoaren masa menperatzen zuten. Big Bang baino segundo bat geroago hasi zen, hadroi eta anti-hadroi gehienak elkarren artean deuseztatu ondoren, garai hadronikoaren amaieran. Leptoien garaian, unibertsoaren tenperatura oraindik leptoi/anti-leptoi pareak sortzeko bezain altua zen, eta, beraz, leptoiak eta anti-leptoiak oreka termikoan zeuden. Big Bang baino hamar segundo geroago, gutxi gorabehera, unibertsoaren tenperatura jaitsi egin zen, eta ez zen leptoi/anti-leptoi parerik sortzen. Leptoi eta antileptoi gehienak deuseztatze-erreakzioetan ezabatu ziren, leptoien hondakin txiki bat utzita. Unibertsoaren masa fotoiek menderatu zuten hurrengo fotoi garaian sartzean.

 Fotoiak 

Fotoi bat argiaren eta erradiazio elektromagnetikoaren gainerako forma guztien kuantua da. Indar elektromagnetikoaren eramailea da, baita fotoi birtualen bidez estatikoa denean ere. Indar horren efektuak erraz ikus daitezke maila mikroskopikoan eta makroskopikoan, fotoiak atseden-masa nulua duelako, eta horrek distantzia luzeko interakzioak ahalbidetzen dituelako. Oinarrizko partikula guztiak bezala, gaur egun fotoiak hobeto azaltzen dira mekanika kuantikoaren bidez, eta uhin-partikula dualtasuna dute, uhinen eta partikulen propietateak erakutsiz.

Fotoien garaia leptoi eta antileptoi gehienak leptoien garaiaren amaieran deuseztatu ondoren hasi zen, Big Bangetik hamar bat segundora. Nukleo atomikoak fotoien garaiko lehen minutuetan gertatutako nukleosintesi-prozesuan sortu ziren. Fotoien gainerako garaian, unibertsoak nukleoz, elektroiz eta fotoiz osatutako plasma trinko eta bero bat zuen. Big Bangetik 380.000 urte ingurura, Unibertsoaren tenperatura jaitsi egin zen nukleoak elektroiekin konbinatu ahal izateraino, atomo neutroak sortzeko. Horren ondorioz, fotoiek materiarekin elkarreraginari utzi zioten eta unibertsoa garden bihurtu zen. Garai horretako gorrirantz oso lerrokatuta dauden fotoiek mikrouhinen hondo kosmikoa osatzen dute. CMBn hauteman zitezkeen tenperatura- eta dentsitate-aldaketa ñimiñoak lehenengo "haziak" izan ziren, eta horietatik abiatuta sortu ziren ondorengo egiturak.

 Modelo kosmologikoak 
 Erlatibitate orokorrean oinarritutako unibertsoaren modeloak 

Erlatibitate orokorra Albert Einsteinek 1915ean argitaratutako grabitazioaren teoria geometrikoa da, eta grabitazioaren egungo deskribapena fisika modernoan. Unibertsoko egungo eredu kosmologikoen oinarria da. Erlatibitate orokorrak Newtonen grabitazio unibertsalaren legea eta erlatibitate berezia orokortzen ditu, eta grabitatearen deskribapen bateratua ematen du, espazioaren eta denboraren ezaugarri geometriko edo espazio-denbora gisa. Bereziki, espazioren kurbadurak zerikusi zuzena du bertan dagoen energiarekin eta edozein materia eta erradiazioren momentuarekin. Erlazioa Einsteinen eremu-ekuazioen bidez zehazten da, ekuazio diferentzial partzialen sistema bat. Erlatibitate orokorrean, materiaren eta energiaren banaketak espazioren geometria zehazten du, zeinak, aldi berean, materiaren azelerazioa deskribatzen duen. Beraz, Einsteinen eremu-ekuazioen soluzioek unibertsoaren bilakaera deskribatzen dute. Materia unibertsoan kantitatearen, motaren eta banaketaren neurketekin konbinatuta, erlatibitate orokorraren ekuazioek unibertsoak denboran izan duen bilakaera deskribatzen dute.

Unibertsoa edonon homogeneoa eta isotropoa dela dioen printzipio kosmologikoaren suposizioarekin, unibertsoa deskribatzen duen eremu-ekuazioen soluzio espezifiko bat Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker-en metrika izeneko tentsore metrikoa da,

non (r, θ, φ) koordenatu sistema esferiko baten ezaugarriak diren. Metrika horrek bi parametro zehaztugabe baino ez ditu. R luzera global adimentsionaleko eskala-faktore batek unibertsoaren tamaina-eskala denboraren arabera deskribatzen du; R-ren gehikuntza unibertsoaren hedapena da. k kurbadura-indize batek geometria deskribatzen du. k indizea honela definitzen da: hurrengo hiru balioetatik bakarra har dezake 0, geometria euklidear lau bati dagokiona; 1, kurbadura positiboko espazio bati dagokiona; edo -1, kurbadura positiboko edo negatiboko espazio bati dagokiona. R-ren balioa, t denboraren arabera, k eta «konstante kosmologikoaren» araberakoa da. Konstante kosmologikoak espazioaren hutsaren energia-dentsitatea adierazten du, eta energia ilunarekin lotuta egon liteke. R denborarekin nola aldatzen den deskribatzen duen ekuazioa Friedmannen ekuazio gisa ezagutzen da, bere asmatzaile Alexander Friedmannen omenez.

R(t) -rako soluzioak k eta Λren araberakoak dira, baina soluzio horien ezaugarri kualitatibo batzuk orokorrak dira. Lehenik eta behin, eta garrantzitsuena dena, unibertsoaren R luzera-eskala konstante mantendu ahal izateko, unibertsoa guztiz isotropikoa izan behar da kurbadura positiboarekin (k = 1), eta dentsitate-balio zehatza izan behar du leku guztietan, Albert Einsteinek lehen aldiz adierazi zuen bezala. Hala ere, oreka hori ezegonkorra da: unibertsoa inhomogeneoa denez eskala txikiagoetan, R denborarekin aldatu egin behar da. R aldatzen denean, unibertsoaren distantzia espazial guztiak batera aldatzen dira; espazioaren beraren hedapen edo uzkurdura globala dago. Horrek azaltzen du galaxiak urruntzen ari direla dirudien behaketa; haien arteko espazioa luzatzen ari da. Espazioaren luzaketak ere bi galaxia 40.000 milioi argi-urteko distantziara egotearen itxurazko paradoxa azaltzen du, nahiz eta puntu beretik duela 13.800 milioi urte abiatu eta inoiz ez diren argiaren abiadura baino azkarrago mugitu.

Bigarrenik, soluzio guztiek iradokitzen dute grabitazio-singularitate bat egon zela iraganean, R zerora iritsi zenean eta materia eta energia infinituki trinkoak zirenean. Ondorio hori zalantzazkoa dela eman dezake, homogeneotasun eta isotropia perfektuaren suposizio zalantzagarrietan oinarritzen delako (printzipio kosmologikoa), eta grabitatearen interakzioa bakarrik delako esanguratsua. Hala ere, Penrose-Hawkingen singularitate-teoremek erakusten dute berezitasun bat egon beharko litzatekeela oso baldintza orokorretarako. Beraz, Einsteinen eremu-ekuazioen arabera, R berehala hazi zen berezitasun horren ondoren (R-k balio txiki eta mugatua zuenean) zegoen egoera imajinaezin bero eta trinko batetik abiatuta; horixe da unibertsoko Big Bangaren ereduaren esentzia. Big Bangaren berezitasuna ulertzeko, grabitatearen teoria kuantiko bat beharko da ziurrenik, oraindik formulatu ez dena.

Hirugarrenik, k kurbadura-indizeak espazio-denboraren batez besteko espazio-kurbaduraren zeinua zehazten du, luzera-eskala aski handietan (mila milioi argi-urtetik gora) batez beste neurtuta. k = 1 bada, kurbadura positiboa da eta unibertsoak bolumen mugatua du. Kurbadura positiboa duen unibertso bat lau dimentsioko espazio batean txertatutako esfera tridimentsional gisa bistaratu ohi da. Aitzitik, k zero edo negatiboa bada, unibertsoak bolumen infinitua du. Kontraintuitiboa irudi dezake unibertso infinitu eta aldi berean infinituki trinko bat une bakar batean sor daitekeela Big Bangean R = 0 denean, baina hori matematikoki iragartzen da k ez denean 1. Analogiaz, plano infinitu batek zero kurbadura baina eremu infinitua du, zilindro infinitu bat norabide batean finitua den bitartean eta toroide bat bietan finitua den bitartean. Unibertso toroidal batek ingurune periodikoko baldintzak dituen unibertso normal bat bezala joka lezake.

Unibertsoaren amaiera oraindik ez da ezagutzen, k kurbadura-indizearen eta «konstante kosmologikoaren» araberakoa baita kritikoki. Unibertsoa behar bezain trinkoa balitz, k berdin +1 izango litzateke, eta horrek esan nahi du unibertso osoan zehar duen batez besteko kurbadura positiboa dela eta unibertsoa Big Crunch batean kolapsatuko dela, ziurrenik unibertso berri bat abiaraziz Big Bounce batean. Aitzitik, unibertsoa nahikoa trinkoa ez balitz, k = 0 edo -1 izango litzateke, eta unibertsoa betiko zabalduko litzateke, hoztu eta azkenik Big Freezera eta unibertsoaren beroak eragindako heriotzara iritsiz. Datu modernoek iradokitzen dute unibertsoaren hedapen-erritmoa ez dela murrizten ari, hasieran espero zen bezala, baizik eta handitzen ari dela; horrek mugarik gabe jarraitzen badu, unibertsoa Big Rip batera irits liteke. Behaketaren ikuspegitik, badirudi unibertsoa laua dela (k = 0), eta dentsitate globala oso hurbil dagoela kolapsoaren eta betiereko hedapenaren arteko balio kritikotik.

 Multibertsoen hipotesia 

Teoria espekulatibo batzuek proposatu dute gure unibertsoa unibertso deskonektatuen multzo bateko bat baino ez dela, kolektiboki multibertsoa deritzona, unibertsoaren definizio mugatuenei aurre egiten diena edo horiek hobetzen dituena. Multibertsoen eredu zientifikoa ez da kontzientziaren plano alternatiboak eta errealitate simulatua kontzeptuen parekoa.

Max Tegmarkek lau zatitan sailkatu zituen zientzialariek fisikaren hainbat arazori erantzuteko iradoki dituzten multibertso motak. Multibertso horien adibide bat unibertso primitiboaren inflazio kaotikoaren eredutik datorrena da. Beste bat mekanika kuantikoaren mundu askoren interpretazioaren ondoriozko multibertsoa da. Interpretazio honetan, mundu paraleloak gainjartze kuantikoaren eta dekoherentziaren antzera sortzen dira, mundu bereizietan egindako uhin-funtzioen egoera guztiekin. Izan ere, mundu askoren interpretazioan multibertsoak uhin unibertsalaren funtzio gisa eboluzionatzen du. Gure multibertsoa sortu zuen Big Bangak multibertso multzo bat sortu bazuen, multzoaren uhin-funtzioa ildo horretan korapilatuta egongo litzateke.

Hain eztabaidagarria ez den baina oraindik oso eztabaidatua den multibertsoaren kategoria, Tegmarken eskeman, I. maila da. Maila honetako multibertsoak "geure unibertsoan" elkarrengandik urrun dauden gertaera espazialek osatzen dituzte. Tegmarkek eta beste batzuek argudiatu dute espazioa infinitua edo nahikoa handia eta uniformea bada, aldi bakoitzean Hubble bolumen osoaren historiaren instantzia berdinak diren Lurrak sortzen direla, kasualitatez besterik ez. Tegmarkek kalkulatu du gure doppelgänger deritzona gugandik 1010115 metrora dagoela (googolplex bat baino bi aldiz handiagoa den funtzio esponentziala). Hala ere, erabilitako argudioak espekulatiboak dira. Gainera, ezinezkoa litzateke zientifikoki egiaztatzea Hubbleren bolumen berdin-berdina dagoela.

Posible da deskonektatutako denbora-espazioak sortzea, eta horietako bakoitza existitzen da, baina ezin du bestearekin elkarreragin. Kontzeptu honen metafora erraz bistaratzen da xaboi-burbuilen multzo bat, non xaboi-burbuila batean bizi diren behatzaileek ezin duten beste xaboi-burbuila batzuenekin elkarreragin, ezta printzipioz ere. Terminologia komun baten arabera, espazio-denboraren "xaboi-burbuila" bakoitza unibertso bat bezala adierazten da, gure espazial partikularra unibertso bezala adierazten den bitartean, gure ilargiari Ilargia deitzen diogun bezala. Denbora-espazio bereizi horien multzoari multibertsoa esaten zaio. Terminologia horrekin, unibertsoak ez daude kausalki elkarri lotuta. Hasiera batean, konektatu gabeko beste unibertsoek espazioren dimentsio eta topologia desberdinak izan ditzakete, materia eta energia forma ezberdinak, eta lege fisiko eta konstante fisiko ezberdinak, nahiz eta aukera horiek espekulatiboak baino ez diren. Beste batzuen ustez, inflazio kaotikoaren zati gisa sortutako burbuila bakoitza unibertso bereizia da, nahiz eta eredu horretan unibertso horiek guztiek jatorri kausala duten.

 Unibertsoa ulertzeko bide historikoak 
Gizakia gizaki denetik bere ingurua, hau da unibertsoa, ulertzen saiatu da eta horretarako metodo eta teoria ugari asmatu du. Horrela denbora joan ahala diziplina ezberdinak garatu ditu, zeinetako bakoitzak unibertsoaren atal bat aztertzen duen. Existentzia berbera aztertzen duen diziplina filosofia dugu eta existentziaren izateaz kezkatu gabe ikus eta neur litekeen unibertsoaren zatiaren edo unibertso ikusgarriaren obserbazioaren bidez ondorioak lortzen saiatzen diren diziplinei zientzia esaten diegu. Zientzien artean unibertsoaren osotasuna aztertzen duen zientzia fisika dugu. Fisikariek espazio-denbora jarraitua eta haren baitan den materia eta energia deskribatzen ahalegintzen dira matematika eta logikaren bidez. Gainontzeko zientziak ere fisikaren ildotik ikusi, neurtu eta bermatu litekeenaren bidez unibertsoaren atal konkretuak aztertzen dituzte metodo zientifikoaren bidez. Giza aktibitatea aztergai duten zientziei zientzia sozial edo gizarte zientzia deritze eta fisikaren bidez objektu eta ekintzak aztertzen dituzten zientziak zientzia aplikatuak direla esaten da.

Galaxiak eta argizagiak, izaki bizidunak eta materiaren osagai diren atomo eta bestelako oinarrizko partikulak unibertsoaren baitan daude, gauza horiek guztiak filosofiak eta fisika eta gainontzeko zientziek dituzte aztergai.

 Mitologiak 

Kultura askok munduaren eta unibertsoaren jatorria deskribatzen duten istorioak dituzte. Oro har, kulturek uste dute istorio horiek egiazkoak direla. Hala ere, naturaz gaindiko jatorri batean sinesten dutenen artean, kontakizun horiek aplikatzeko moduari buruzko uste desberdin asko daude, unibertsoa orain den bezala zuzenean sortu zuen jainko batetik hasi eta "gurpilak mugimenduan" jarri zuen jainko bateraino (adibidez, Big Bang eta eboluzioa bezalako mekanismoen bidez).

Mitoak aztertzen dituzten etnologoek eta antropologoek hainbat sailkapen-eskema garatu dituzte sorkuntza-kontakizunetan agertzen diren gaietarako. Esate baterako, kontakizun mota batean, mundua arrautza batetik jaio zen: kontakizun horien artean daude Kalevala poema epiko finlandiarra, Panguren istorio txinatarra edo Brahmanda Purana indiarra. Zerikusia duten beste istorio batzuetan, unibertsoa berez zerbait sortzen edo sortzen duen entitate bakar batek sortzen du, hala nola Adi-Buddha Tibeteko budismoaren kontzeptuan, Gaiaren antzinako historia greziarrean (Amalur), Coatlicue jainkosa aztekaren mitoan, Atum jainko egiptoar zaharraren historian eta Abrahamen Jainkoak sortu zuen Hasiera judeokristauaren sorreraren kontakizunean. Beste era bateko istorioetan, unibertsoa jainko maskulino eta femeninoen batasunetik sortzen da, Rangi eta Papa maorien historian bezala. Beste istorio batzuetan, unibertsoa aurretik zeuden materialetatik sortu zen, hala nola hildako jainko baten hilotza –Tiamaten epopeia babilonikoan Enuma Elish-ena edo Ymir erraldoiarena eskandinaviar mitologian– edo material kaotikoetatik, hala nola Izanagi eta Izanamirena japoniar mitologian. Beste istorio batzuetan, unibertsoa funtsezko printzipioetatik dator, hala nola Brahman eta Prakrti, Serers mito sortzailea, edo Taoko yin eta yanga.

 Eredu filosofikoak 
Greziar filosofo presokratikoek eta indiar filosofoek unibertsoko lehen kontzeptu filosofikoetako batzuk garatu zituzten. Lehen filosofo greziarrak ohartu ziren itxurak engainagarriak izan zitezkeela, eta itxuren atzeko errealitatea ulertzen saiatu ziren. Bereziki, materiaren forma aldatzeko gaitasuna behatu zuten (adibidez, izotzetik uretara eta lurrunera), eta filosofo batzuek proposatu zuten munduko material fisiko guztiak funtsezko material bakar baten forma desberdinak direla, edo arkhe. Talesek proposatu zuen material hori ura zela. Talesen ikasle Anaximandrok proposatu zuen apeiron mugagabetik zetorrela dena. Anaximenesek proposatu zuen material nagusia airea zela, bere ezaugarri erakargarri eta higuingarriei esker arkhea hainbat modutan kondentsatu edo disoziatzen baita. Anaxagorasek Nousen printzipioa proposatu zuen, Heraklitok sua proposatu zuen bitartean (eta logosari aipamena egin zion). Enpedoklesek proposatu zuen elementuak lurra, ura, airea eta sua zirela. Bere lau elementuko eredua oso ezaguna egin zen. Pitagorasek bezala, Platonek ere gauza guztiak zenbakiz osatuta zeudela uste zuen, eta Enpedoklesen elementuek solido platonikoen itxura hartzen zuten. Demokritok eta ondorengo beste filosofo batzuek -batez ere Leuziok- proposatu zuten unibertsoa hutsune baten bidez mugitzen diren atomo zatiezinez osatuta dagoela, nahiz eta Aristotelesek ez zuen egingarritzat jotzen, aireak, urak bezala, mugimenduarekiko erresistentzia eskaintzen duelako. Airea berehala amiltzen da hutsune bat betetzera, eta, gainera, erresistentziarik gabe, azkartasun mugagabe batez egingo luke.

Heraklitok betiereko aldaketa defendatzen zuen arren, Parmenides garaikideak errotik iradoki zuen aldaketa oro ilusio bat dela, azpian dagoen benetako errealitatea beti aldaezina eta izaera bakarrekoa dela. Parmenidesek honela izendatu zuen errealitate hori: τὸ ἐν, «Bata». Parmenidesen ideiak sinesgaitza zirudien greziar askorentzat, baina Zenon Elekoa ikasleak paradoxa ospetsu batzuekin egin zien aurre. Aristotelesek paradoxa horiei erantzun zien kontularitza-ahalmen infinitu baten nozioa garatuz, baita infinituki zatigarria den etengabea ere. Denboraren ziklo eternal eta aldaezinek ez bezala, mundua zeruko esferek mugatzen dutela uste zuen, eta izar magnitude metakorra azkenean biderkatzailea baino ez dela.

Kanada filosofo indiarrak, Vaisheshika eskolaren sortzaileak, atomismoaren nozio bat garatu zuen eta argia eta beroa substantzia beraren aldaerak zirela proposatu zuen. V. mendean. Dignāga filosofo atomista budistak proposatu zuen atomoak puntu baten tamainakoak zirela, iraupen gabeak eta energiaz eginak. Materia substantzialaren existentzia ukatu eta mugimendua energia-korronte baten une bateko distiretan zetzala proposatu zuen.

Denbora-amaieraren nozioa hiru erlijio abrahamikoek (judaismoa, kristautasuna eta islama) partekatutako sorkuntzaren doktrinan oinarritu zen. Juan Filopon filosofo kristauak iragan eta etorkizun infinitu baten antzinako nozio greziarraren aurkako argudio filosofikoak aurkeztu zituen. Iragan amaigabe baten aurkako Filoponen argudioak Al-Kindi (Alkindus) lehen filosofo musulmanak, Saadia Gaon (Saadia ben Joseph) filosofo juduak eta Al-Ghazali (Algazel) teologo musulmanak erabili zituzten.

 Eredu astronomikoak 

 Antzinaroa 
Unibertsoko eredu astronomikoak astronomiari ekin eta gutxira proposatu ziren astronomo babilondarrekin, zeintzuek unibertsoa ozeanoan flotatzen zuen disko lautzat hartzen baitzuten, eta hori da Greziako lehen mapetako premisa, Anaximandrok eta Hekateo Miletokoak egindakoak kasu.

Ondorengo filosofo greziarrak, zeruko gorputzen mugimenduak behatzean, ebidentzia enpirikoan sakonago oinarritutako unibertsoaren ereduak garatzeaz arduratu ziren. Lehen eredu koherentea Eudoxo Knidoskoak proposatu zuen. Aristotelesen ereduaren interpretazio fisikoaren arabera, zeruko esferak mugimendu uniformez biratzen dira beti Lur mugiezin baten inguruan. Materia normala erabat sartuta dago lurreko esferan.

De Mundo (K.a. 250. urtea baino lehen idatzia) lanak honela zioen: "Bost elementuk osatzen dute unibertso osoa, esferetan bost eskualdetan kokatuak, kasu bakoitzean txikiena nagusiaz inguraturik egonik -hau da, urak inguratzen duen lurra, aireak inguratzen duena, aireak, suak eta suak eterrak."

Eredu hori ere Kalipok hobetu zuen, eta, esfera zentrokideak alde batera utzi ondoren, Ptolomeok ia erabateko komunztaduran jarri zuen behaketa astronomikoekin. Eredu honen arrakasta, neurri handi batean, edozein funtzio (hala nola planeta baten posizioa) funtzio zirkularren multzo batean (Fourieren moduak) deskonposa daitekeelako egitate matematikoari zor zaio. Beste zientzialari greziar batzuek, Filolao filosofo pitagorikoak kasu, (Estobeoren kontakizunaren arabera) unibertsoaren erdian "su zentral" bat zegoela esan zuten, zeinaren inguruan Lurra, Eguzkia, Ilargia eta planetak mugimendu zirkular uniformean biratzen ziren.

Aristarko Samoskoa astronomo greziarra izan zen unibertsoaren eredu heliozentrikoa proposatu zuen lehen pertsona ezaguna. Jatorrizko testua galdu egin bada ere, Arkimedesen Psammites liburuan Aristarkoren eredu heliozentrikoa deskribatzen da. Honela idatzi zuen Arkimedesek:

Aristarkok, beraz, uste zuen izarrak oso urrun zeudela, eta uste zuen horregatik ez zela ikusi izar paralaxia, hau da, ez zela ikusi izarrak bata bestearekiko mugitzen zirela Lurra Eguzkiaren inguruan mugitzen zen bezala. Izan ere, izarrak antzinaroan uste zen distantzia baino askoz urrunago daude, eta, beraz, izar paralaxia doitasun-instrumentuekin bakarrik detekta daiteke. Eredu geozentrikoa, paralaxi planetarioarekin bat datorrena, fenomeno paraleloaren, izar paralajearen, behaezintasunaren azalpen gisa onartu zen. Ikuspuntu heliozentrikoaren aurkako jarrera nahiko gogorra izan zen, Plutarkoren hurrengo pasarteak iradokitzen duen bezala:

Aristarkoren eredu heliozentrikoaren alde egin zuen antzinako beste astronomo bakarra Seleuko Seleuziakoa izan zen, Aristarko baino mende bat geroago bizi izan zen astronomo helenistikoa. Plutarkoren arabera, Seleuko izan zen sistema heliozentrikoa arrazoibidearen bidez frogatu zuen lehena, baina ez dakigu zein argudio erabili zituen. Seleukok kosmologia heliozentrikoaren alde emandako argudioak, ziur asko, mareen fenomenoarekin lotuta zeuden. Estrabonen arabera (1.1.9), Seleuko izan zen lehena esaten itsasaldiak Ilargiaren erakarpenaren ondorio direla, eta mareen altuera Ilargiak Eguzkiarekiko duen posizioaren araberakoa dela. Beste aukera bat heliozentrifikotasuna frogatzea da, eredu geometriko baten konstanteak zehaztuz eta eredu hori erabiliz planeten posizioak kalkulatzeko metodoak garatuz, geroago Nikolas Kopernikok XVI. mendean egin zuen bezala. Erdi Aroan, Aryabhata astronomo indiarrak eta Albumasar eta Al-Sijzi astronomo persiarrek ere eredu heliozentrikoak proposatu zituzten.

 Aro Modernoa 
Eredu aristotelikoa bi mila urte inguruz onartua izan zen mendebaldeko munduan, Kopernikok Aristarkoren perspektiba berreskuratu zuen arte, hau da, datu astronomikoak modu onargarriagoan azal zitezkeela Lurra bere ardatzaren gainean biratuz gero eta Eguzkia unibertsoaren erdian kokatuz gero.

Kopernikok berak adierazi zuen bezala, Lurra mugitzen delako ideia oso zaharra zen, Antzinako Greziarrek jada hori eztabaidatu baitzuten. Koperniko baino mende bat lehenago, Nikolas Cusakoa aditu kristauak Lurrak bere ardatzean bira egitea proposatu zuen Ezjakintasunaren jakituna (1440) liburuan. Al-Sijzik Lurrak bere ardatzean bira egitea ere proposatu zuen. Tusik (1201-1274) eta Ali Qushjik (1403-1474) Lurraren errotazioaren froga enpirikoak aurkeztu zituzten beren ardatzean, kometen fenomenoa erabiliz.

Kosmologia hau Isaac Newton, Christiaan Huygens eta ondorengo zientzialariek onartu zuten. Edmund Halleyk (1720) eta Jean-Philippe de Chéseauxek (1744) modu independentean ikusi zuten modu uniformean izarrez betetako espazio infinitu baten usteak gaueko zerua Eguzkia bera bezain distiratsua izango zela iragartzera eramango zuela; hau XIX. mendeko Olbersen paradoxa bezala ezagutu zen. Newtonek uste zuen materiaz uniformeki betetako espazio infinitu batek indar eta ezegonkortasun amaigabeak eragingo zituela, materia bere grabitateak berak barrurantz zanpatuko zuena. Ezegonkortasun hori 1902an argitu zuen Jeansen ezegonkortasun-irizpideak. Paradoxa hauetarako irtenbideetako bat Charlierren Unibertsoa da, non materia hierarkikoki kokatuta dagoen (sistema handiago batean orbitan dauden gorputzen sistemak, ad infinitum) modu fraktalean, eta, beraz, unibertsoak dentsitate global hutsala du; eredu kosmologiko hau ere 1761ean proposatu zuen Johann Heinrich Lambertek. XVIII. mendeko aurrerapen astronomiko garrantzitsu bat Thomas Wright, Immanuel Kant eta beste batzuek nebulosak egiaztatu izana izan zen.

 Gaur egun 
1919an, Hooker teleskopioa osatu zenean, iritzi nagusia zen unibertso osoa Esne Bideak osatzen zuela. Hooker teleskopioa erabiliz, Edwin Hubblek hainbat kiribil lainotsuetan zefear aldagaiak identifikatu zituen eta, 1922-1923an, modu eztabaidaezinean frogatu zuen Andromeda eta Triangeluko nebulosa, besteak beste, galaxia osoak zirela guretik kanpo, unibertsoa galaxia ugariz osatuta dagoela frogatuz.

Kosmologia fisikoaren aro modernoa 1917an hasi zen, Albert Einsteinek lehen aldiz erlatibitatearen teoria orokorra aplikatu zuenean unibertsoaren egitura eta dinamika modelatzeko.

 Erreferentziak 
Artikulu honetan cc-by-sa-3.0 lizentziapean dagoen ZT Hiztegi Berria erabili da. Lan hau Elhuyar Fundazioak argitaratu du.

 Ikus, gainera 

 Kanpo estekak 
 Unibertsoaren jatorriari buruzko erreportajea, Argia aldizkaria.

Kategoria:Astronomia
Kategoria:Fisika
Kategoria:Filosofia
Kategoria:Ingurumenak
Kategoria:Sistema astronomiko dinamikoak
Kategoria:Astronomiako kontzeptuak