• Le particelle fondamentali le loro interazioni possono essere descritte in termini di entità unidimensionali infinitesime: le stringhe (o corde). Queste formano anelli (o cappi) e sono molto più piccoli di particelle come protoni, ma il punto veramente importante è che non sono punti matematici: persino l'elettrone, che in precedenza era considerato un'entità puntiforme, può essere considerato in termini di stringhe. Ciò ha un effetto non trascurabile sulle equazioni, e conduce naturalmente a molti fra i caratteri osservati del mondo delle particelle. L'aspetto più esaltante della teoria delle stringhe è che essa sembra comprendere automaticamente la gravità nella stessa cornice delle altre forze della natura.

  • Lo spostamento verso il rosso cosmologico è una conseguenza del fatto che la luce delle galassie lontane viene dilatata proporzionalmente all'espansione dello spazio nel tempo impiegato dalla luce a giungere fino a noi. Poiché lo spostamento verso il rosso è proporzionale alla distanza, i cosmologi vengono a disporre di un metro per misurare l'universo. Per ragioni storiche gli spostamenti verso il rosso delle galassie vengono descritti ancora oggi in termini di velocità, anche se gli astronomi sanno che non sono causati dal moto attraverso lo spazio.

  • Il processo per mezzo del quale a partire da nuclei di idrogeno, l'elemento più semplice, vengono costruiti i nuclei di elementi più pesanti e la nucleosintesi. I primi passi in questo processo di fusione nucleare furono compiuti nel big bang, quando una grande quantità di idrogeno fu convertita in meglio, ma tutti gli elementi tra i più leggeri sono stati prodotti a partire da idrogeno ed elio all'interno delle stelle, in un processo noto come nucleosintesi stellare. La nucleosintesi del big bang si verificò dopo che l'universo si fu espanso raffreddato al punto da avere una temperatura di 100 miliardi di kelvin. Ciò avvenne un centesimo di secondo circa dopo l'uscita esplosiva da una singolarità, "molto" tempo dopo l'era dell'inflazione.

  • I neutrini solari pongono agli astronomi un grave problema: gli esperimenti di rivelazione eseguiti sulla terra non hanno trovato il numero di neutrini provenienti dal sole previsto dai modelli standard della generazione di energia del sole per mezzo di reazioni di fusione nucleare. Dobbiamo la maggior parte delle scarse informazioni in nostro possesso sui neutrini solari all'entusiasmo di due scienziati, l'astrofisico teorico Bahcall e lo sperimentatore Davis. I neutrini provenienti dal sole furono osservati per la prima volta nel 1956, che alla fine degli anni 50 da un lato non sembrava ci fossero prospettive concrete per poter costruire un rivelatore in grado di osservarli, e dall'altro sembravano privi di senso esperimenti del genere perché "tutti sapevano", sulla base dei modelli solari standard, il numero dei neutrini che si sarebbero trovati.

  • Una grande quantità di prove ha convinto la maggior parte degli astronomi che l'universo ha avuto origine in un momento di tempo ben definito, circa 15 miliardi di anni fa, nella forma di un globo caldissimo, super denso, di irradiazione di energia. Questa ipotesi è nota come il modello del big bang dell'origine dell'universo.Fino agli anni 20 gli astronomi pensavano che l'universo consistesse solo in quella che noi oggi conosciamo come la galassia della Via Lattea e che fosse essenzialmente eterno e immutabile. Le singole stelle potevano percorrere il loro ciclo vitale morire per essere però sostituite da nuove stelle. Il primo chiaro indizio che l'universo potesse evolversi nel tempo fu fornito dalla teoria della relatività generale sviluppata da Einstein, una teoria dello spazio-tempo che offre una descrizione matematica completa dell'universo.

  • Un’importante applicazione del metodo degli ammassi in movimento (parallasse di ammassi in movimento), nel primo decennio del xx secolo, fu la determinazione della distanza dell'ammasso delle ladi, un gruppo di oltre 200 stelle alla distanza di circa 46 parsec. Poiché tutte le stelle dell'ammasso si trovano pressappoco alla stessa distanza da noi, questo fatto permise agli astronomi di calibrare la luminosità di vari tipi di famiglie. L'altra tecnica importante per misurare distanze stellari è, all'apparenza, troppo bizzarra, ma in realtà funziona.

  • Negli anni Trenta l'astrofisico di origine indiana Subrahmanyan Chandrasekhar dimostrò che persino una nana bianca può essere stabile se ha una massa minore di 1,4 masse solari, mentre ogni stella morta più pesante è condannata a contrarsi ulteriormente. Questa scoperta riaccese l'interesse per la teoria dei buchi neri, poiché le stelle di neutroni sono in procinto di trasformarsi in buchi neri. Nonostante sia difficile immaginare come si possa comprimere il Sole fino a poterlo contenere in una sfera di 2,9 km di raggio, si conosceva l'esistenza di stelle di neutroni di massa più o meno pari a quella del Sole e raggio inferiore a una decina di km, cosicché il passo che separava una tale stella da un buco nero era relativamente breve.

  • L'idea di mini-buchi neri sarà popolare all'inizio degli anni 70 da Stephen Hawking, il quale affermò che tali oggetti devono evaporare e infine esplodere in conseguenza dell'emissione di energia nella forma di radiazione di Hawking. I mini buchi neri sono minuscoli buchi neri di dimensioni paragonabili a quelle del nucleo di un atomo e massa pari a 100 milioni di tonnellate, e potrebbero essersi formati durante il big bang ed essere rimasti nell'universo da allora.

  • Il primo passo nella misurazione della scala dell'universo fa uso della triangolazione, la stessa tecnica usata dai topografi sulla Terra, anche se gli astronomi la chiamano con il nome diverso di parallasse. Si può capirne il funzionamento tenendo in mano una matita e guardandola con il braccio disteso. Se si chiude alternativamente l'occhio destro e il sinistro, si vede la matita spostarsi contro lo sfondo. Ciò dipende dal fatto che i nostri occhi vedono la matita spostarsi contro lo sfondo.

  • Si dice buco nero una concentrazione di materia associata a un campo gravitazionale così intenso da far richiudere completamente lo spazio-tempo su se stesso; da un tale campo gravitazionale non potrà più sfuggire nulla, neppure la luce. Questo fenomeno può verificarsi sia nel caso di una quantità relativamente piccola di materia compressa a densità elevatissime (come nell'ipotesi che la Terra fosse compressa fino ad assumere dimensioni di un pisello) sia nel caso di una grandissima quantità di materia a una densità relativamente piccola (come, per esempio, nel caso che una massa qualche milione di volte quella terrestre fosse contenuta in una sfera grande come il nostro sistema solare, con una densità equivalente a quella dell'acqua).

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