WSZECHŚWIAT

Send

Czym jest wszechświat? To jedno ogromnie obciążone pytanie! Bez względu na to, pod jakim kątem ktoś udzielił odpowiedzi na to pytanie, można było latami odpowiadać na to pytanie i wciąż ledwo zarysować powierzchnię. Pod względem czasu i przestrzeni jest niezmiernie duża (a być może nawet nieskończona) i niezwykle stara jak na ludzkie standardy. Szczegółowy opis jest zatem monumentalnym zadaniem. Ale my w Space Magazine jesteśmy zdeterminowani, aby spróbować!

Czym jest Wszechświat? Krótka odpowiedź brzmi: jest to suma całego istnienia. Jest to całość czasu, przestrzeni, materii i energii, która zaczęła się rozszerzać około 13,8 miliarda lat temu i nadal się rozwija. Nikt nie jest całkowicie pewien, jak wszechstronny jest naprawdę wszechświat i nikt nie jest całkowicie pewien, jak to się skończy. Ale ciągłe badania i badania nauczyły nas wiele w ciągu historii ludzkości.

Definicja:

Termin „Wszechświat” pochodzi od łacińskiego słowa „Universum”, którego użył rzymski mąż stanu Cycero, a następnie autorzy rzymscy, aby odnieść się do świata i kosmosu, jak go znali. Składało się to z Ziemi i wszystkich żyjących na niej stworzeń, a także Księżyca, Słońca, znanych wówczas planet (Merkury, Wenus, Mars, Jowisz, Saturn) i gwiazd.

Termin „kosmos” jest często używany zamiennie z Wszechświatem. Pochodzi od greckiego słowa kosmos, co dosłownie oznacza „świat”. Inne słowa powszechnie używane do zdefiniowania całości istnienia obejmują „Naturę” (wywodzącą się ze słowa germańskiego) natur) oraz angielskie słowo „wszystko”, którego użycia można użyć w terminologii naukowej - tj. „Teoria wszystkiego” (TOE).

Dziś termin ten jest często używany w odniesieniu do wszystkich rzeczy, które istnieją w znanym Wszechświecie - Układu Słonecznego, Drogi Mlecznej oraz wszystkich znanych galaktyk i nadbudówek. W kontekście współczesnej nauki, astronomii i astrofizyki odnosi się to także do całej czasoprzestrzeni, wszystkich form energii (tj. Promieniowania elektromagnetycznego i materii) oraz wiążących je praw fizycznych.

Pochodzenie wszechświata:

Obecny konsensus naukowy jest taki, że Wszechświat rozszerzył się z punktu bardzo wysokiej gęstości materii i energii około 13,8 miliarda lat temu. Teoria ta, znana jako Teoria Wielkiego Wybuchu, nie jest jedynym kosmologicznym modelem wyjaśniającym pochodzenie Wszechświata i jego ewolucję - na przykład istnieje Teoria Stałego Stanu lub Teoria Wszechświata Oscylującego.

Jest jednak najbardziej powszechnie akceptowany i popularny. Wynika to z faktu, że sama teoria Wielkiego Wybuchu jest w stanie wyjaśnić pochodzenie całej znanej materii, prawa fizyki i strukturę Wszechświata na dużą skalę. Uwzględnia także ekspansję Wszechświata, istnienie Kosmicznego Tła Mikrofalowego i szeroki zakres innych zjawisk.

Pracując wstecz od obecnego stanu Wszechświata, naukowcy wysnuli teorię, że musiał on powstać w jednym punkcie nieskończonej gęstości i skończonego czasu, który zaczął się rozszerzać. Po początkowej ekspansji teoria utrzymuje, że Wszechświat ochłodził się wystarczająco, aby umożliwić tworzenie cząstek subatomowych, a później prostych atomów. Gigantyczne chmury tych pierwotnych pierwiastków później zlewały się w grawitacji, tworząc gwiazdy i galaktyki.

Wszystko zaczęło się około 13,8 miliarda lat temu i dlatego uważa się je za epokę Wszechświata. Poprzez testowanie teoretycznych zasad, eksperymenty z akceleratorami cząstek i stanami wysokoenergetycznymi oraz badania astronomiczne, które obserwowały głęboki Wszechświat, naukowcy skonstruowali linię czasu wydarzeń, która rozpoczęła się od Wielkiego Wybuchu i doprowadziła do obecnego stanu kosmicznej ewolucji .

Jednak najwcześniejsze czasy Wszechświata - trwające od około 10^-43 do 10^-11 sekundy po Wielkim Wybuchu - są przedmiotem rozległych spekulacji. Biorąc pod uwagę, że prawa fizyki, jakie znamy, nie mogły istnieć w tym czasie, trudno jest pojąć, jak można rządzić Wszechświatem. Co więcej, eksperymenty, które mogą tworzyć rodzaje zaangażowanych energii, są w powijakach.

Mimo to wiele teorii przeważa nad tym, co wydarzyło się w tej początkowej chwili, z których wiele jest kompatybilnych. Zgodnie z wieloma z tych teorii moment następujący po Wielkim Wybuchu można podzielić na następujące okresy: epokę osobliwości, epokę inflacji i epokę chłodzenia.

Znana również jako Epoka Plancka (lub Era Plancka), Epoka osobliwości była najwcześniej znanym okresem Wszechświata. W tym czasie cała materia została skondensowana w jednym punkcie nieskończonej gęstości i ekstremalnego ciepła. Uważa się, że w tym okresie kwantowe skutki grawitacji zdominowały interakcje fizyczne i że żadne inne siły fizyczne nie miały takiej samej siły jak grawitacja.

Ten okres Plancka rozciąga się od punktu 0 do około 10^-43sekund i jest tak nazwany, ponieważ można go zmierzyć tylko w czasie Plancka. Ze względu na ekstremalne ciepło i gęstość materii stan Wszechświata był bardzo niestabilny. W ten sposób zaczął się rozszerzać i ochładzać, co doprowadziło do manifestacji podstawowych sił fizycznych. Od około 10^-43 drugi i 10^-36, Wszechświat zaczął przekraczać temperatury przejściowe.

To tutaj uważa się, że podstawowe siły rządzące Wszechświatem zaczęły się od siebie oddzielać. Pierwszym krokiem w tym kierunku była siła grawitacji oddzielająca się od sił skrajni, które odpowiadają za silne i słabe siły jądrowe i elektromagnetyzm. Następnie od 10^-36do 10^-32kilka sekund po Wielkim Wybuchu temperatura Wszechświata była wystarczająco niska (10²⁸ K) że elektromagnetyzm i słaba siła jądrowa również były w stanie się rozdzielić.

Wraz z stworzeniem pierwszych podstawowych sił Wszechświata rozpoczęła się Epoka inflacji, trwająca od 10^-32sekund w czasie Plancka do nieznanego punktu. Większość modeli kosmologicznych sugeruje, że Wszechświat w tym momencie został jednorodnie wypełniony gęstością wysokoenergetyczną oraz że niewiarygodnie wysokie temperatury i ciśnienie doprowadziły do szybkiego rozszerzenia i chłodzenia.

Zaczęło się o 10^-37 sekund, gdy przejście fazowe, które spowodowało rozdzielenie sił, doprowadziło również do okresu, w którym Wszechświat rósł wykładniczo. Właśnie w tym momencie wystąpiła baryogeneza, co odnosi się do hipotetycznego zdarzenia, w którym temperatury były tak wysokie, że losowe ruchy cząstek zachodziły przy relatywistycznych prędkościach.

W wyniku tego nieustannie powstawały i niszczały w trakcie zderzeń wszelkiego rodzaju pary cząstka-antycząstka, które, jak się uważa, doprowadziły do przewagi materii nad antymaterią we współczesnym Wszechświecie. Po zatrzymaniu inflacji Wszechświat składał się z plazmy kwarkowo-gluonowej, a także wszystkich innych cząstek elementarnych. Od tego momentu Wszechświat zaczął się ochładzać, a materia zlewała się i formowała.

Gdy Wszechświat nadal zmniejszał swoją gęstość i temperaturę, rozpoczęła się Epoka Chłodzenia. Charakteryzowało się to zmniejszaniem się energii cząstek i kontynuowaniem przemian fazowych, dopóki podstawowe siły fizyki i cząstek elementarnych nie zmieniły się w ich obecną postać. Ponieważ energie cząstek spadłyby do wartości, które można uzyskać w eksperymentach z fizyką cząstek, okres ten podlega mniejszym spekulacjom.

Na przykład naukowcy uważają, że około 10^-11 kilka sekund po Wielkim Wybuchu energia cząstek znacznie spadła. Około 10^-6 sekundy, kwarki i gluony połączone w celu utworzenia barionów, takich jak protony i neutrony, a niewielki nadmiar kwarków nad antykwarkami doprowadził do niewielkiego nadmiaru barionów nad antyariononami.

Ponieważ temperatury nie były wystarczająco wysokie, aby stworzyć nowe pary proton-antyproton (lub pary neutron-anitneutron), natychmiast nastąpiła masowa anihilacja, pozostawiając tylko jedną na 10¹⁰ oryginalnych protonów i neutronów oraz żadnego z ich antycząstek. Podobny proces miał miejsce około 1 sekundy po Wielkim Wybuchu dla elektronów i pozytonów.

Po tych anihilacjach pozostałe protony, neutrony i elektrony nie poruszały się już relatywistycznie, a gęstość energii Wszechświata była zdominowana przez fotony - w mniejszym stopniu - neutrina. Kilka minut po ekspansji rozpoczął się także okres znany jako nukleosynteza Wielkiego Wybuchu.

Dzięki temperaturom spadającym do 1 miliarda Kelwinów i gęstościom energii spadającym do około równoważnika powietrza, neutrony i protony zaczęły się łączyć, tworząc pierwszy deuter Wszechświata (stabilny izotop wodoru) i atomy helu. Jednak większość protonów Wszechświata pozostała nierozłączna jako jądra wodoru.

Po około 379 000 latach elektrony połączyły się z tymi jądrami, tworząc atomy (znowu głównie wodór), podczas gdy promieniowanie oddzieliło się od materii i kontynuowało ekspansję w przestrzeni kosmicznej, w dużej mierze bez przeszkód. Obecnie wiadomo, że promieniowanie to stanowi kosmiczne tło mikrofalowe (CMB), które dziś jest najstarszym światłem we Wszechświecie.

W miarę rozszerzania się CMB stopniowo tracił gęstość i energię i obecnie szacuje się, że ma temperaturę 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) i gęstość energii 0,25 eV / cm³ (lub 4.005 × 10^-14 J / m³; 400–500 fotonów / cm³). CMB można zobaczyć we wszystkich kierunkach w odległości około 13,8 miliarda lat świetlnych, ale szacunki jego rzeczywistej odległości umieszczają go w odległości około 46 miliardów lat świetlnych od centrum Wszechświata.

Ewolucja wszechświata:

W ciągu następnych kilku miliardów lat, nieco gęstsze obszary materii Wszechświata (które były prawie równomiernie rozmieszczone) zaczęły przyciągać się grawitacyjnie. W związku z tym urosły jeszcze bardziej, tworząc chmury gazu, gwiazdy, galaktyki i inne struktury astronomiczne, które obecnie regularnie obserwujemy.

Nazywa się to Epoką Struktury, ponieważ w tym czasie współczesny Wszechświat zaczął się kształtować. Składało się to z widocznej materii rozmieszczonej w strukturach różnej wielkości (tj. Gwiazd i planet do galaktyk, gromad galaktyk i supergromad), w których materia jest skoncentrowana i które są oddzielone ogromnymi przepaściami zawierającymi niewiele galaktyk.

Szczegóły tego procesu zależą od ilości i rodzaju materii we Wszechświecie. Zimna ciemna materia, ciepła ciemna materia, gorąca ciemna materia i barionowa materia to cztery sugerowane typy. Jednak model Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM), w którym cząstki ciemnej materii poruszały się powoli w porównaniu z prędkością światła, jest uważany za standardowy model kosmologii Wielkiego Wybuchu, ponieważ najlepiej pasuje do dostępnych danych .

W tym modelu szacuje się, że zimna ciemna materia stanowi około 23% materii / energii Wszechświata, podczas gdy materia barionowa stanowi około 4,6%. Lambda odnosi się do stałej kosmologicznej, teorii pierwotnie zaproponowanej przez Alberta Einsteina, która próbowała wykazać, że równowaga masy i energii we Wszechświecie pozostaje statyczna.

W tym przypadku wiąże się to z ciemną energią, która służyła do przyspieszenia ekspansji Wszechświata i utrzymania jego wielkoskalowej struktury w dużej mierze jednorodnej. Istnienie ciemnej energii opiera się na wielu liniach dowodów, z których wszystkie wskazują, że wszechświat jest przez nią przeniknięty. Na podstawie obserwacji szacuje się, że 73% Wszechświata składa się z tej energii.

W najwcześniejszych fazach Wszechświata, kiedy cała materia barionowa znajdowała się bliżej przestrzeni, dominowała grawitacja. Jednak po miliardach lat ekspansji rosnąca ilość ciemnej energii sprawiła, że zaczęła dominować interakcje między galaktykami. Wywołało to przyspieszenie, które jest znane jako epoka przyspieszenia kosmicznego.

Kiedy ten okres się zaczął, jest przedmiotem debaty, ale szacuje się, że zaczął się około 8,8 miliarda lat po Wielkim Wybuchu (5 miliardów lat temu). Kosmolodzy opierają się zarówno na mechanice kwantowej, jak i na ogólnej teorii względności Einsteina, aby opisać proces kosmicznej ewolucji, który miał miejsce w tym okresie oraz w dowolnym momencie po epoce inflacji.

Poprzez rygorystyczny proces obserwacji i modelowania naukowcy ustalili, że ten okres ewolucyjny jest zgodny z równaniami pola Einsteina, chociaż prawdziwa natura ciemnej energii pozostaje iluzoryczna. Co więcej, nie ma dobrze obsługiwanych modeli, które byłyby w stanie określić, co miało miejsce we Wszechświecie przed okresem sprzed 10 lat.^-15sekund po Wielkim Wybuchu.

Jednak trwające eksperymenty z wykorzystaniem dużego zderzacza hadronów (LHC) CERN-u mają na celu odtworzenie warunków energetycznych, które istniałyby podczas Wielkiego Wybuchu, co ma również ujawnić fizykę wykraczającą poza sferę Modelu Standardowego.

Jakikolwiek przełom w tej dziedzinie prawdopodobnie doprowadzi do ujednoliconej teorii grawitacji kwantowej, w której naukowcy będą w stanie zrozumieć, w jaki sposób grawitacja wchodzi w interakcje z trzema innymi podstawowymi siłami fizyki - elektromagnetyzmem, słabą siłą jądrową i silną siłą jądrową. To z kolei pomoże nam zrozumieć, co naprawdę wydarzyło się w najwcześniejszych epokach Wszechświata.

Struktura wszechświata:

Rzeczywisty rozmiar, kształt i struktura Wszechświata na dużą skalę były przedmiotem ciągłych badań. Podczas gdy najstarsze światło we Wszechświecie, które można zaobserwować, znajduje się w odległości 13,8 miliarda lat świetlnych (CMB), nie jest to rzeczywisty zasięg Wszechświata. Biorąc pod uwagę, że Wszechświat jest w stanie ekspansji przez miliardy lat i przy prędkościach przekraczających prędkość światła, rzeczywista granica wykracza daleko poza to, co widzimy.

Nasze obecne modele kosmologiczne wskazują, że Wszechświat ma średnicę około 91 miliardów lat świetlnych (28 miliardów parseków). Innymi słowy, obserwowany Wszechświat rozciąga się na zewnątrz od naszego Układu Słonecznego na odległość około 46 miliardów lat świetlnych we wszystkich kierunkach. Jednak biorąc pod uwagę, że krawędź Wszechświata nie jest obserwowalna, nie jest jeszcze jasne, czy Wszechświat rzeczywiście ma krawędź. Z tego co wiemy, to trwa wiecznie!

W obserwowalnym Wszechświecie materia jest dystrybuowana w wysoce uporządkowany sposób. W obrębie galaktyk składa się to z dużych stężeń - tj. Planet, gwiazd i mgławic - przeplatanych dużymi obszarami pustej przestrzeni (tj. Przestrzeń międzyplanetarna i ośrodek międzygwiezdny).

W większych skalach rzeczy są takie same, z galaktykami oddzielonymi objętościami przestrzeni wypełnionej gazem i pyłem. W największej skali, gdzie gromady galaktyk i supergromady istnieją, masz delikatną sieć wielkoskalowych struktur składających się z gęstych włókien materii i gigantycznych kosmicznych pustek.

Pod względem kształtu czasoprzestrzeń może istnieć w jednej z trzech możliwych konfiguracji - dodatnio zakrzywionej, ujemnie zakrzywionej i płaskiej. Możliwości te opierają się na istnieniu co najmniej czterech wymiarów czasoprzestrzeni (współrzędna x, współrzędna y, współrzędna z i czas) i zależą od natury kosmicznej ekspansji oraz od tego, czy Wszechświat jest jest skończony lub nieskończony.

Pozytywnie zakrzywiony (lub zamknięty) Wszechświat przypominałby czterowymiarową sferę, która byłaby skończona w przestrzeni i bez dostrzegalnej krawędzi. Negatywnie zakrzywiony (lub otwarty) Wszechświat wyglądałby jak czterowymiarowe „siodło” i nie miałby granic w przestrzeni lub czasie.

W poprzednim scenariuszu Wszechświat musiałby przestać się rozszerzać z powodu nadmiaru energii. W tym ostatnim zawierałoby zbyt mało energii, aby kiedykolwiek przestać się rozszerzać. W trzecim i ostatnim scenariuszu - płaskim Wszechświecie - istniałaby krytyczna ilość energii, a jej ekspansja zatrzymałaby się dopiero po nieskończonym czasie.

Los wszechświata:

Hipoteza, że Wszechświat miał punkt początkowy, w naturalny sposób rodzi pytania o możliwy punkt końcowy. Jeśli Wszechświat zaczął się jako niewielki punkt o nieskończonej gęstości, który zaczął się rozszerzać, czy to oznacza, że będzie się rozszerzał w nieskończoność? A może któregoś dnia zabraknie mu ekspansywnej siły i zacznie się wycofywać do wewnątrz, aż cała materia zejdzie się w małą kulkę?

Odpowiedzi na to pytanie były głównym przedmiotem zainteresowania kosmologów od czasu debaty o tym, który model Wszechświata był właściwy. Po przyjęciu teorii Wielkiego Wybuchu, ale przed obserwacją ciemnej energii w latach 90. kosmologowie uzgodnili dwa scenariusze jako najbardziej prawdopodobne wyniki dla naszego Wszechświata.

W pierwszym, powszechnie znanym jako scenariusz „wielkiego kryzysu”, Wszechświat osiągnie maksymalny rozmiar, a następnie sam się zapadnie. Będzie to możliwe tylko wtedy, gdy gęstość masy Wszechświata jest większa niż gęstość krytyczna. Innymi słowy, o ile gęstość materii pozostaje na pewnej wartości lub powyżej niej (1-3 × 10^-26 kg materii na m3), Wszechświat ostatecznie się skurczy.

Alternatywnie, gdyby gęstość we Wszechświecie była równa lub niższa od gęstości krytycznej, ekspansja spowolniłaby, ale nigdy się nie zatrzymałaby. W tym scenariuszu, znanym jako „Big Freeze”, Wszechświat trwałby, dopóki formowanie gwiazd ostatecznie nie ustanie wraz z zużyciem całego gazu międzygwiazdowego w każdej galaktyce. Tymczasem wszystkie istniejące gwiazdy wypalą się i staną się białymi karłami, gwiazdami neutronowymi i czarnymi dziurami.

Bardzo stopniowo zderzenia między czarnymi dziurami powodowałyby gromadzenie się masy w coraz większych czarnych dziurach. Średnia temperatura Wszechświata zbliży się do zera absolutnego, a czarne dziury wyparują po emisji ostatniego promieniowania Hawkinga. Wreszcie entropia Wszechświata wzrósłaby do punktu, w którym nie można by z niego wydobyć zorganizowanej formy energii (scenariusze zwane „śmiercią cieplną”).

Współczesne obserwacje, które obejmują istnienie ciemnej energii i jej wpływ na ekspansję kosmiczną, doprowadziły do wniosku, że coraz więcej obecnie widocznego Wszechświata będzie przekraczać horyzont zdarzeń (tj. CMB, krawędź tego, co możemy zobaczyć) i stać się dla nas niewidzialnymi. Ostateczny wynik tego nie jest obecnie znany, ale „śmierć na skutek upału” jest również uważana za prawdopodobny punkt końcowy w tym scenariuszu.

Inne wyjaśnienia ciemnej energii, zwane teoriami energii fantomowej, sugerują, że ostatecznie gromady galaktyk, gwiazdy, planety, atomy, jądra i sama materia zostaną rozerwane przez stale rosnącą ekspansję. Ten scenariusz jest znany jako „Big Rip”, w którym ekspansja samego Wszechświata w końcu będzie jego zgubą.

Historia studiów:

Ściśle mówiąc, istoty ludzkie kontemplują i badają naturę Wszechświata od czasów prehistorycznych. Jako takie, najwcześniejsze relacje o tym, jak powstał wszechświat, miały charakter mitologiczny i były przekazywane ustnie z pokolenia na pokolenie. W tych opowieściach świat, przestrzeń, czas i całe życie zaczęły się od wydarzenia stworzenia, w którym Bóg lub Bogowie byli odpowiedzialni za stworzenie wszystkiego.

Do czasów starożytnych Babilończyków astronomia zaczęła pojawiać się jako dziedzina badań. Systemy konstelacji i kalendarze astrologiczne przygotowane przez babilońskich uczonych już w 2. tysiącleciu pne będą informować o kosmologicznych i astrologicznych tradycjach kultur na tysiące lat.

W starożytności klasycznej zaczęło pojawiać się pojęcie Wszechświata podyktowane prawami fizyki. Między uczonymi greckimi i indyjskimi wyjaśnienia stworzenia zaczęły mieć charakter filozoficzny, podkreślając przyczynę i skutek, a nie boską wolę. Do najwcześniejszych przykładów należą Thales i Anaksymander, dwóch przedsokratokratycznych greckich uczonych, którzy twierdzili, że wszystko zrodziło się z pierwotnej formy materii.

Do V wieku pne przedsokratyczny filozof Empedokles stał się pierwszym zachodnim uczonym, który zaproponował Wszechświat złożony z czterech żywiołów - ziemi, powietrza, wody i ognia. Ta filozofia stała się bardzo popularna w kręgach zachodnich i była podobna do chińskiego systemu pięciu żywiołów - metalu, drewna, wody, ognia i ziemi - który pojawił się mniej więcej w tym samym czasie.

Dopiero Demokryt, grecki filozof z V / IV wieku pne, zaproponował Wszechświat złożony z niepodzielnych cząstek (atomów). Indyjski filozof Kanada (który mieszkał w VI lub II wieku p.n.e.) posunął tę filozofię dalej, proponując, że światło i ciepło są tą samą substancją w innej formie. Buddyjski filozof z V wieku ne Dignana posunął się jeszcze dalej, proponując, że cała materia składa się z energii.

Pojęcie czasu skończonego było także kluczową cechą religii Abrahamowych - judaizmu, chrześcijaństwa i islamu. Być może zainspirowana zoroastryjską koncepcją Dnia Sądu, wiara, że Wszechświat ma początek i koniec, będzie nadal informować zachodnie koncepcje kosmologii nawet do dnia dzisiejszego.

Między 2. tysiącleciem pne a 2. stuleciem ne astronomia i astrologia rozwijały się i ewoluowały. Oprócz monitorowania prawidłowych ruchów planet i ruchu konstelacji przez Zodiak greccy astronomowie artykułowali także geocentryczny model Wszechświata, w którym Słońce, planety i gwiazdy krążą wokół Ziemi.

Tradycje te najlepiej opisać w traktacie matematyczno-astronomicznym z II wieku n.e. -Almagest, który został napisany przez grecko-egipskiego astronoma Klaudiusza Ptolemaeusa (alias Ptolemeusza). Traktat i przyjęty przez niego model kosmologiczny będą uważane za kanon przez średniowiecznych uczonych europejskich i islamskich przez ponad tysiąc lat.

Jednak nawet przed rewolucją naukową (około XVI do XVIII wieku) istnieli astronomowie, którzy zaproponowali heliocentryczny model Wszechświata - w którym Ziemia, planety i gwiazdy krążyły wokół Słońca. Należą do nich grecki astronom Arystarch z Samos (ok. 310 - 230 p.n.e.) oraz hellenistyczny astronom i filozof Seleucus z Seleucji (190 - 150 p.n.e.).

W średniowieczu filozofowie i uczeni indyjscy, perscy i arabscy utrzymywali i rozszerzali swoją wiedzę na temat astronomii klasycznej. Oprócz utrzymywania przy życiu idei ptolemejskich i nie-arystotelesowskich, zaproponowali także idee rewolucyjne, takie jak obrót Ziemi. Niektórzy uczeni - na przykład indyjski astronom Aryabhata i perscy astronomowie Albumasar i Al-Sijzi - nawet zaawansowane wersje heliocentrycznego wszechświata.

W XVI wieku Mikołaj Kopernik zaproponował najbardziej kompletną koncepcję wszechświata heliocentrycznego, rozwiązując utrzymujące się problemy matematyczne z teorią. Jego pomysły zostały po raz pierwszy wyrażone w 40-stronicowym manuskrypcie zatytułowanym Commentariolus („Mały komentarz”), w którym opisano model heliocentryczny oparty na siedmiu ogólnych zasadach. Te siedem zasad stanowiło, że:

Nie wszystkie ciała niebieskie obracają się wokół jednego punktu
Centrum Ziemi jest centrum kuli księżycowej - orbity księżyca wokół Ziemi; wszystkie kule obracają się wokół Słońca, które znajduje się w pobliżu środka Wszechświata
Odległość między Ziemią a Słońcem jest nieznacznym ułamkiem odległości Ziemi od Słońca do gwiazd, więc w gwiazdach nie obserwuje się paralaksy
Gwiazdy są nieruchome - ich pozorny dzienny ruch jest spowodowany codzienną rotacją Ziemi
Ziemia porusza się w kuli wokół Słońca, powodując pozorną roczną migrację Słońca
Ziemia ma więcej niż jeden ruch
Ruch orbitalny Ziemi wokół Słońca powoduje pozorną odwrotność w kierunku ruchów planet.

Bardziej kompleksowe podejście do jego pomysłów wydano w 1532 r., Kiedy Kopernik ukończył swoje dzieło magnum - De revolutionibus orbium coelestium (O obrotach sfer niebieskich). Przedstawił w nim swoje siedem głównych argumentów, ale w bardziej szczegółowej formie i ze szczegółowymi obliczeniami na ich poparcie. Ze względu na obawy przed prześladowaniami i odwetem ten tom ukazał się dopiero po jego śmierci w 1542 r.

Jego pomysły zostaną dopracowane przez matematyków, astronomów i wynalazców Galileusza Galileusza z XVI / XVII wieku. Korzystając z własnego teleskopu, Galileusz dokonał zarejestrowanych obserwacji Księżyca, Słońca i Jowisza, które pokazały wady geocentrycznego modelu Wszechświata, jednocześnie wykazując wewnętrzną spójność modelu Kopernika.

Jego obserwacje zostały opublikowane w kilku różnych tomach na początku XVII wieku. Jego obserwacje kraterowanej powierzchni Księżyca oraz obserwacje Jowisza i jego największych księżyców zostały szczegółowo opisane w 1610 r. Sidereus Nuncius (Starry Messenger), podczas gdy jego obserwacje były plamami słonecznymi zostały opisane w Na plamach obserwowanych na słońcu (1610).

Galileusz zapisał również swoje obserwacje dotyczące Drogi Mlecznej w Starry Messenger, który wcześniej uważany był za mglisty. Zamiast tego Galileusz odkrył, że było to mnóstwo gwiazd upakowanych tak gęsto, że z daleka wyglądały jak chmury, ale w rzeczywistości były to gwiazdy znajdujące się znacznie dalej, niż wcześniej sądzono.

W 1632 r. Galileusz w końcu zajął się „wielką debatą” w swoim traktacieDialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Dialog dotyczący dwóch głównych systemów światowych), w której opowiadał się za modelem heliocentrycznym nad geocentrycznym. Wykorzystując własne obserwacje teleskopowe, nowoczesną fizykę i rygorystyczną logikę, argumenty Galileusza skutecznie podważyły podstawy systemu Arystotelesa i Ptolemeusza dla rosnącej i otwartej publiczności.

Johannes Kepler rozwinął ten model dalej swoją teorią eliptycznych orbit planet. W połączeniu z dokładnymi tabelami przewidującymi pozycje planet, model Kopernika został skutecznie udowodniony. Od połowy XVII wieku mało było astronomów, którzy nie byli Kopernikami.

Kolejny wielki wkład przyniósł Sir Isaac Newton (1642/43 - 1727), który dzięki pracy z Prawami Ruchu Planetarnego Keplera opracował teorię Uniwersalnej Grawitacji. W 1687 r. Opublikował swój słynny traktat Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica („Mathematical Principles of Natural Philosophy”), które wyszczególniły jego Trzy prawa ruchu. Przepisy te stanowiły, że:

Patrząc w bezwładnej ramce odniesienia, obiekt pozostaje w spoczynku lub nadal porusza się ze stałą prędkością, chyba że działa na niego siła zewnętrzna.
Suma wektorowa sił zewnętrznych (F) na obiekcie jest równa masie (m) tego obiektu pomnożonego przez wektor przyspieszenia (a) obiektu. W postaci matematycznej wyraża się to jako: F =mza
Kiedy jedno ciało wywiera siłę na drugie ciało, drugie ciało jednocześnie wywiera siłę równą wielkości i przeciwną w kierunku na pierwsze ciało.

Razem te prawa opisały związek między jakimkolwiek przedmiotem, działającymi na niego siłami i wynikającym z niego ruchem, kładąc tym samym fundament pod mechanikę klasyczną. Prawa pozwoliły również Newtonowi obliczyć masę każdej planety, obliczyć spłaszczenie Ziemi na biegunach i wybrzuszenie na równiku oraz sposób, w jaki grawitacyjne przyciąganie Słońca i Księżyca tworzy przypływy Ziemi.

Jego podobna do rachunku metoda analizy geometrycznej była również w stanie uwzględnić prędkość dźwięku w powietrzu (w oparciu o prawo Boyle'a), precesję równonocy - która, jak wykazał, była wynikiem przyciągania Księżyca do Ziemi - i określiła orbity komet. Tom ten miałby głęboki wpływ na nauki, a jego zasady pozostaną kanoniczne przez następne 200 lat.

Kolejne ważne odkrycie miało miejsce w 1755 r., Kiedy Immanuel Kant zaproponował, że Droga Mleczna była dużą kolekcją gwiazd utrzymywanych razem przez wzajemną grawitację. Podobnie jak Układ Słoneczny, ta kolekcja gwiazd obracałaby się i spłaszczała jak dysk, z Układem Słonecznym w niej osadzonym.

Astronom William Herschel próbował w rzeczywistości wytyczyć kształt Drogi Mlecznej w 1785 roku, ale nie zdawał sobie sprawy, że duże części galaktyki są zasłonięte gazem i pyłem, który ukrywa jej prawdziwy kształt. Kolejny wielki skok w badaniach nad Wszechświatem i prawami, które nim rządzą, nastąpił dopiero w XX wieku wraz z rozwojem teorii względności szczególnej i ogólnej Einsteina.

Przełomowe teorie Einsteina o przestrzeni i czasie (podsumowane po prostu jako E = mc²) były częściowo wynikiem jego prób rozwiązania praw mechaniki Newtona z prawami elektromagnetyzmu (które charakteryzują równania Maxwella i prawo siły Lorentza). W końcu Einstein rozwiązałby niespójność między tymi dwoma dziedzinami, proponując specjalną teorię względności w swoim artykule z 1905 r .:O elektrodynamice ruchomych ciał“.

Zasadniczo, teoria ta głosiła, że prędkość światła jest taka sama we wszystkich inercyjnych ramach odniesienia. Zerwało to z uprzednio utrzymanym konsensusem, że światło przemieszczające się przez poruszające się medium będzie ciągnięte przez to medium, co oznaczało, że prędkość światła jest sumą jego prędkości przez średni plus prędkość z to medium. Teoria ta doprowadziła do wielu problemów, które okazały się nie do pokonania przed teorią Einsteina.

Specjalna teoria względności nie tylko pogodziła równania Maxwella dla elektryczności i magnetyzmu z prawami mechaniki, ale także uprościła obliczenia matematyczne, eliminując obce wyjaśnienia używane przez innych naukowców. Sprawiło to, że istnienie ośrodka stało się całkowicie zbyteczne, zgodne z bezpośrednio obserwowaną prędkością światła i uwzględniało obserwowane aberracje.

W latach 1907–1911 Einstein zaczął rozważać, w jaki sposób można zastosować specjalną teorię względności do pól grawitacyjnych - tak zwaną teorię ogólnej teorii względności. Kulminacją tego była publikacja „O wpływie grawitacji na propagację światła„, W którym przewidywał, że czas jest związany z obserwatorem i zależy od jego pozycji w polu grawitacyjnym.

Rozwinął także tzw. Zasadę równoważności, która stwierdza, że masa grawitacyjna jest identyczna z masą bezwładności. Einstein przewidział także zjawisko dylatacji czasu grawitacyjnego - gdy dwóch obserwatorów usytuowanych w różnych odległościach od grawitacyjnej masy dostrzega różnicę w ilości czasu między dwoma zdarzeniami. Innym dużym przerostem jego teorii było istnienie Czarnych Dziur i rozszerzającego się Wszechświata.

W 1915 r., Kilka miesięcy po opublikowaniu przez Einsteina teorii ogólnej teorii względności, niemiecki fizyk i astronom Karl Schwarzschild znalazł rozwiązanie równań pola Einsteina, opisujących pole grawitacyjne punktu i masy sferycznej. To rozwiązanie, zwane teraz promieniem Schwarzschilda, opisuje punkt, w którym masa kuli jest tak ściśnięta, że prędkość ucieczki z powierzchni równa się prędkości światła.

W 1931 r. Indyjsko-amerykański astrofizyk Subrahmanyan Chandrasekhar obliczył, korzystając ze specjalnej teorii względności, że nieobrotowe ciało zdegenerowanej elektronowo materii powyżej pewnej ograniczającej masy zapadnie się samoistnie. W 1939 roku Robert Oppenheimer i inni zgodzili się z analizą Chandrasekhara, twierdząc, że gwiazdy neutronowe powyżej określonego limitu zapadną się w czarne dziury.

Inną konsekwencją ogólnej teorii względności było przewidywanie, że Wszechświat był w stanie rozszerzania się lub kurczenia. W 1929 roku Edwin Hubble potwierdził, że tak było. At the time, this appeared to disprove Einstein’s theory of a Cosmological Constant, which was a force which “held back gravity” to ensure that the distribution of matter in the Universe remained uniform over time.

To this, Edwin Hubble demonstrated using redshift measurements that galaxies were moving away from the Milky Way. What’s more, he showed that the galaxies that were farther from Earth appeared to be receding faster – a phenomena that would come to be known as Hubble’s Law. Hubble attempted to constrain the value of the expansion factor – which he estimated at 500 km/sec per Megaparsec of space (which has since been revised).

And then in 1931, Georges Lemaitre, a Belgian physicist and Roman Catholic priest, articulated an idea that would give rise to the Big Bang Theory. After confirming independently that the Universe was in a state of expansion, he suggested that the current expansion of the Universe meant that the father back in time one went, the smaller the Universe would be.

In other words, at some point in the past, the entire mass of the Universe would have been concentrated on a single point. These discoveries triggered a debate between physicists throughout the 1920s and 30s, with the majority advocating that the Universe was in a steady state (i.e. the Steady State Theory). In this model, new matter is continuously created as the Universe expands, thus preserving the uniformity and density of matter over time.

After World War II, the debate came to a head between proponents of the Steady State Model and proponents of the Big Bang Theory – which was growing in popularity. Eventually, the observational evidence began to favor the Big Bang over the Steady State, which included the discovery and confirmation of the CMB in 1965. Since that time, astronomers and cosmologists have sought to resolve theoretical problems arising from this model.

In the 1960s, for example, Dark Matter (originally proposed in 1932 by Jan Oort) was proposed as an explanation for the apparent “missing mass” of the Universe. In addition, papers submitted by Stephen Hawking and other physicists showed that singularities were an inevitable initial condition of general relativity and a Big Bang model of cosmology.

In 1981, physicist Alan Guth theorized a period of rapid cosmic expansion (aka. the “Inflation” Epoch) that resolved other theoretical problems. The 1990s also saw the rise of Dark Energy as an attempt to resolve outstanding issues in cosmology. In addition to providing an explanation as to the Universe’s missing mass (along with Dark Matter) it also provided an explanation as to why the Universe is still accelerating, and offered a resolution to Einstein’s Cosmological Constant.

Significant progress has been made in our study of the Universe thanks to advances in telescopes, satellites, and computer simulations. These have allowed astronomers and cosmologists to see farther into the Universe (and hence, farther back in time). This has in turn helped them to gain a better understanding of its true age, and make more precise calculations of its matter-energy density.

The introduction of space telescopes – such as the Cosmic Background Explorer (COBE), the Hubble Space Telescope, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) and the Planck Observatory – has also been of immeasurable value. These have not only allowed for deeper views of the cosmos, but allowed astronomers to test theoretical models to observations.

For example, in June of 2016, NASA announced findings that indicate that the Universe is expanding even faster than previously thought. Based on new data provided by the Hubble Space Telescope (which was then compared to data from the WMAP and the Planck Observatory) it appeared that the Hubble Constant was 5% to 9% greater than expected.

Next-generation telescopes like the James Webb Space Telescope (JWST) and ground-based telescopes like the Extremely Large Telescope (ELT) are also expected to allow for additional breakthroughs in our understanding of the Universe in the coming years and decades.

Without a doubt, the Universe is beyond the reckoning of our minds. Our best estimates say hat it is unfathomably vast, but for all we know, it could very well extend to infinity. What’s more, its age in almost impossible to contemplate in strictly human terms. In the end, our understanding of it is nothing less than the result of thousands of years of constant and progressive study.

And in spite of that, we’ve only really begun to scratch the surface of the grand enigma that it is the Universe. Perhaps some day we will be able to see to the edge of it (assuming it has one) and be able to resolve the most fundamental questions about how all things in the Universe interact. Until that time, all we can do is measure what we don’t know by what we do, and keep exploring!

To speed you on your way, here is a list of topics we hope you will enjoy and that will answer your questions. Good luck with your exploration!