ВСЕЛЕНАТА

Send

Какво е Вселената? Това е един изключително натоварен въпрос! Независимо под какъв ъгъл човек е отговорил на този въпрос, човек може да прекара години в отговор на този въпрос и все още едва да надраска повърхността. По отношение на времето и пространството, той е невероятно голям (и вероятно дори безкраен) и невероятно стар от човешките стандарти. Описването му подробно е следователно монументална задача. Но ние тук от Space Magazine сме решени да опитаме!

И така, какво е Вселената? Е, краткият отговор е, че това е сумата от цялото съществуване. Това е цялото време, пространство, материя и енергия, които започнаха да се разширяват преди около 13,8 милиарда години и оттогава продължават да се разширяват. Никой не е напълно сигурен колко наистина е Вселената и никой не е напълно сигурен как ще свърши всичко. Но текущите изследвания и проучвания ни научиха много на хода на човешката история.

Определение:

Терминът "Вселената" произлиза от латинската дума "universum", която е използвана от римския държавник Цицерон и по-късно римски автори за обозначаване на света и Космоса, както са го знаели. Това се състоеше от Земята и всички живи същества, които живееха в нея, както и Луната, Слънцето, известните тогава планети (Меркурий, Венера, Марс, Юпитер, Сатурн) и звездите.

Терминът „космос“ често се използва взаимозаменяемо с Вселената. Той произлиза от гръцката дума Kosmos, което буквално означава „светът“. Други думи, които обикновено се използват за определяне на цялото съществуване, включват „Природа“ (произлиза от германската дума Natur) и английската дума „всичко“, която се използва, може да се види в научната терминология - т.е. „Теория на всичко“ (TOE).

Днес този термин често се използва за означаване на всички неща, които съществуват в известната Вселена - Слънчевата система, Млечния път и всички известни галактики и надстройки. В контекста на съвременната наука, астрономията и астрофизиката, тя също така се отнася до цялото космическо време, всички форми на енергия (т.е. електромагнитно излъчване и материя) и физическите закони, които ги свързват.

Произход на Вселената:

Настоящият научен консенсус е, че Вселената се разшири от точка на свръхвисока материя и енергийна плътност преди около 13,8 милиарда години. Тази теория, известна като теорията за големия взрив, не е единственият космологичен модел за обяснение на произхода на Вселената и нейната еволюция - например съществува теорията за устойчивото състояние или теорията за колебанията на Вселената.

Той обаче е най-широко приет и популярен. Това се дължи на факта, че само теорията за Големия взрив е в състояние да обясни произхода на цялата известна материя, законите на физиката и мащабната структура на Вселената. Той също така обяснява разширяването на Вселената, съществуването на космическия микровълнов фон и широк спектър от други явления.

Работейки назад от сегашното състояние на Вселената, учените са теоретизирали, че тя трябва да е възникнала в една точка с безкрайна плътност и крайно време, която започва да се разширява. След първоначалното разширяване теорията поддържа, че Вселената се охлажда достатъчно, за да позволи образуването на субатомни частици, а по-късно и прости атоми. Гигантски облаци от тези първични елементи по-късно се слеят чрез гравитацията и образуват звезди и галактики.

Всичко това започна преди около 13,8 милиарда години и по този начин се счита за епохата на Вселената. Чрез тестване на теоретични принципи, експерименти с участието на ускорители на частици и високоенергийни състояния и астрономически проучвания, които наблюдават дълбоката Вселена, учените са изградили времева линия на събитията, започнали с Големия взрив и са довели до сегашното състояние на космическата еволюция ,

Въпреки това, най-ранните времена на Вселената - с продължителност приблизително 10^-43 до 10^-11 секунди след Големия взрив - са обект на широки спекулации. Като се има предвид, че законите на физиката, каквито ги познаваме, не биха могли да съществуват по това време, е трудно да разберем как би могла да се управлява Вселената. Нещо повече, експериментите, които могат да създадат видовете енергия, са в начален стадий.

И все пак много теории преобладават за това, което се е случило в този първоначален момент във времето, много от които са съвместими. В съответствие с много от тези теории моментът след Големия взрив може да бъде разбит на следните времеви периоди: епоха на сингулярността, епоха на надуване и епоха на охлаждане.

Известна още като епохата на Планк (или епохата на Планк), епохата на сингулярността беше най-ранният известен период на Вселената. По това време цялата материя се кондензира в една точка с безгранична плътност и изключителна топлина. През този период се смята, че квантовите ефекти на гравитацията доминират физическите взаимодействия и че никоя друга физическа сила не е с равна сила на гравитацията.

Този период на Планк се простира от точка 0 до приблизително 10^-43секунди и е наречена така, защото може да бъде измерена само във времето на Планк. Поради изключителната топлина и плътност на материята, състоянието на Вселената беше силно нестабилно. По този начин тя започна да се разширява и охлажда, което води до проявление на основните сили на физиката. От приблизително 10^-43 втори и 10^-36, Вселената започна да пресича температурите на прехода.

Именно тук се смята, че основните сили, които управляват Вселената, са започнали да се отделят една от друга. Първата стъпка към това беше силата на гравитацията, отделяща се от габаритните сили, които отчитат силни и слаби ядрени сили и електромагнетизъм. След това от 10^-36до 10^-32секунди след Големия взрив, температурата на Вселената беше достатъчно ниска (10²⁸ К) че електромагнетизмът и слабата ядрена сила също бяха в състояние да се разделят.

Със създаването на първите основни сили на Вселената започва Инфлационната епоха, продължила от 10^-32секунди по време на Планк до неизвестна точка. Повечето космологични модели предполагат, че Вселената в този момент е била запълнена хомогенно с високоенергийна плътност и че невероятно високите температури и налягане са породили бързо разширяване и охлаждане.

Това започна в 10^-37 секунди, където фазовият преход, който предизвика разделянето на силите, също доведе до период, в който Вселената расте експоненциално. В този момент се случи и бариогенезата, която се отнася до хипотетично събитие, при което температурите бяха толкова високи, че случайните движения на частиците са възникнали с релативистични скорости.

В резултат на това двойки частици-античастици от всякакъв вид се създават и унищожават непрекъснато при сблъсъци, което се смята, че е довело до преобладаването на материята над антиматерията в сегашната Вселена. След като инфлацията спря, Вселената се състоеше от кварк-глюонна плазма, както и всички други елементарни частици. От този момент нататък Вселената започва да се охлажда и материята се слива и формира.

Докато Вселената продължи да намалява плътността и температурата, започна охлаждащата епоха. Това се характеризира с намаляването на енергията на частиците и продължаването на фазовите преходи, докато основните сили на физиката и елементарните частици не се променят в сегашната си форма. Тъй като енергиите на частиците биха спаднали до стойности, които могат да бъдат получени чрез експерименти с физика на частиците, този период нататък е обект на по-малко спекулации.

Например учените смятат, че около 10^-11 секунди след Големия взрив, енергиите на частиците намаляха значително. На около 10^-6 секунди, кварки и глюони, комбинирани за образуване на бариони като протони и неутрони, и малък излишък от кварки над антикварки, доведоха до малък излишък на бариони над антибарионите.

Тъй като температурите не са били достатъчно високи, за да създадат нови двойки протон-антипротон (или двойки неутрон-анитнейтрон), незабавно последва масово унищожение, оставяйки само един на 10¹⁰ от първоначалните протони и неутрони и нито една от техните частици. Подобен процес се случи на около 1 секунда след Големия взрив за електрони и позитрони.

След тези унищожения останалите протони, неутрони и електрони вече не се движат релативистично и енергийната плътност на Вселената е доминирана от фотони - и в по-малка степен неутрино. Няколко минути след разширяването започва и периодът, известен като нуклеосинтеза на Големия взрив.

Благодарение на температурите, спадащи до 1 милиард келвин, а енергийната плътност спада до около еквивалента на въздуха, неутроните и протоните започнаха да се комбинират, образувайки първия деутерий на Вселената (стабилен изотоп на водород) и хелиеви атоми. Въпреки това, повечето протони на Вселената останаха некомбинирани като водородни ядра.

След около 379 000 години, електроните, комбинирани с тези ядра, образуват атоми (отново, най-вече водород), докато радиацията се отделя от материята и продължава да се разширява в пространството, до голяма степен безпрепятствено. За сега е известно, че това излъчване е космическият микровълнов фон (CMB), който днес е най-старата светлина във Вселената.

Тъй като CMB се разширява, той постепенно губи плътност и енергия и понастоящем се изчислява, че има температура 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) и плътност на енергията 0,25 eV / cm³ (или 4.005 × 10^-14 J / m³; 400–500 фотона / см³). CMB може да се види във всички посоки на разстояние около 13,8 милиарда светлинни години, но оценките за действителното му разстояние го поставят на около 46 милиарда светлинни години от центъра на Вселената.

Еволюция на Вселената:

През следващите няколко милиарда години малко по-плътните региони на материята на Вселената (която беше почти равномерно разпределена) започнаха да се привличат гравитационно един към друг. Следователно те станаха още по-плътни, образувайки газови облаци, звезди, галактики и другите астрономически структури, които редовно наблюдаваме днес.

Това е това, което е известно като епохата на структурата, тъй като именно през това време съвременната Вселена започва да се оформя. Това се състоеше от видима материя, разпределена в структури с различна големина (т.е. звезди и планети до галактики, галактически клъстери и супер клъстери), където материята е концентрирана и които са разделени от огромни пропасти, съдържащи няколко галактики.

Детайлите на този процес зависят от количеството и вида на материята във Вселената. Студената тъмна материя, топлата тъмна материя, горещата тъмна материя и барионната материя са четирите предложени типа. Въпреки това, моделът на Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM), при който частиците от тъмната материя се движат бавно в сравнение със скоростта на светлината, се счита за стандартен модел на космологията на Големия взрив, тъй като най-добре пасва на наличните данни ,

В този модел студената тъмна материя се изчислява на около 23% от материята / енергията на Вселената, докато барионната материя представлява около 4,6%. Ламбда се отнася до Космологичния констант, теория, първоначално предложена от Алберт Айнщайн, която се опита да покаже, че балансът на маса-енергия във Вселената остава статичен.

В този случай тя се свързва с тъмна енергия, която служи за ускоряване на разширяването на Вселената и поддържане на мащабната му структура до голяма степен еднакво. Съществуването на тъмна енергия се основава на множество доказателства, всички от които показват, че Вселената е просмукана от нея. Въз основа на наблюденията се изчислява, че 73% от Вселената се състои от тази енергия.

По време на най-ранните фази на Вселената, когато цялата барионна материя е била по-близо до пространството заедно, гравитацията преобладава. Въпреки това, след милиарди години разширяване, нарастващото изобилие от тъмна енергия го накара да започне да доминира взаимодействията между галактиките. Това задейства ускорение, което е известно като епоха на космическото ускорение.

Когато този период започва, подлежи на обсъждане, но се смята, че е започнал приблизително 8,8 милиарда години след Големия взрив (преди 5 милиарда години). Космолозите разчитат както на квантовата механика, така и на общата относителност на Айнщайн, за да опишат процеса на космическа еволюция, протичащ през този период и по всяко време след инфлационната епоха.

Чрез строг процес на наблюдения и моделиране, учените са установили, че този еволюционен период съответства на полевите уравнения на Айнщайн, въпреки че истинската природа на тъмната енергия остава илюзивна. Нещо повече, няма добре поддържани модели, които да могат да определят какво се е случило във Вселената преди периода, предхождащ 10^-15секунди след Големия взрив.

Въпреки това, продължаващите експерименти, използващи Големия адронен колайдер на CERN (LHC), се стремят да пресъздадат енергийните условия, които биха съществували по време на Големия взрив, който също се очаква да разкрие физика, която надхвърля сферата на Стандартния модел.

Всеки пробив в тази област вероятно ще доведе до единна теория за квантовата гравитация, където учените най-накрая ще могат да разберат как гравитацията взаимодейства с трите основни сили на физиката - електромагнетизма, слабата ядрена сила и силната ядрена сила. Това от своя страна също ще ни помогне да разберем какво наистина се е случило през най-ранните епохи на Вселената.

Структура на Вселената:

Действителният размер, форма и мащабна структура на Вселената са обект на непрекъснати изследвания. Докато най-старата светлина във Вселената, която може да бъде наблюдавана, е на разстояние 13,8 милиарда светлинни години (CMB), това не е действителната степен на Вселената. Като се има предвид, че Вселената е в състояние на разширение от милиард години и при скорости, които надвишават скоростта на светлината, действителната граница се простира далеч отвъд това, което можем да видим.

Нашите сегашни космологични модели показват, че Вселената измерва диаметър около 91 милиарда светлинни години (28 милиарда парсекса). С други думи, наблюдаваната Вселена се простира навън от нашата Слънчева система до разстояние от около 46 милиарда светлинни години във всички посоки. Въпреки това, като се има предвид, че ръбът на Вселената не се наблюдава, все още не е ясно дали Вселената действително има ръб. За всичко, което знаем, това продължава завинаги!

В рамките на наблюдаваната Вселена материята се разпределя по силно структуриран начин. В рамките на галактиките това се състои от големи концентрации - т.е. планети, звезди и мъглявини - преплитащи се с големи площи на празно пространство (т.е. междупланетно пространство и междузвездна среда).

Нещата са почти еднакви при по-големи мащаби, като галактиките са разделени от обеми пространство, изпълнено с газ и прах. В най-големия мащаб, където съществуват галактически клъстери и суперклъстери, имате мъглива мрежа от мащабни структури, състояща се от плътни нишки от материя и гигантски космически празнини.

По отношение на формата си пространственото време може да съществува в една от трите възможни конфигурации - положително извити, отрицателно извити и плоски. Тези възможности се основават на съществуването на поне четири измерения на пространство-време (x-координата, y-координата, z-координата и време) и зависят от естеството на космическото разширение и дали Вселената или не е краен или безкраен.

Положително извитата (или затворена) Вселена би приличала на четириизмерна сфера, която би била ограничена в пространството и без видим ръб. Отрицателно извитата (или отворена) Вселена ще изглежда като четириизмерно „седло“ и няма да има граници в пространството или времето.

В предишния сценарий Вселената би трябвало да спре да се разширява поради свръхбагането на енергия. В последния той би съдържал твърде малко енергия, за да спре да се разширява. В третия и последен сценарий - плоска Вселена - би имало критично количество енергия и разширяването й би спряло само след безкрайно много време.

Съдбата на Вселената:

Хипотезата, че Вселената е имала отправна точка, естествено поражда въпроси за възможна крайна точка. Ако Вселената започна като малка точка на безкрайната плътност, която започна да се разширява, означава ли това, че ще продължи да се разширява безкрайно? Или някой ден ще изтече от разширяващата се сила и ще започне да се отдръпва навътре, докато цялата материя се сдържи обратно в мъничка топка?

Отговорът на този въпрос е основен фокус на космолозите още от началото на дебата за това кой модел на Вселената е правилният. С приемането на теорията за големия взрив, но преди наблюдението на тъмната енергия през 90-те години, космолозите бяха постигнали съгласие по два сценария като най-вероятните резултати за нашата Вселена.

В първия, обикновено известен като сценария „Голяма криза“, Вселената ще достигне максимален размер и след това ще започне да се срива върху себе си. Това ще бъде възможно само ако масата на плътността на Вселената е по-голяма от критичната. С други думи, докато плътността на материята остава при или над определена стойност (1-3 × 10^-26 кг материя на м³), Вселената в крайна сметка ще се свие.

Алтернативно, ако плътността във Вселената е равна на или под критичната плътност, разширяването ще се забави, но никога няма да спре. В този сценарий, известен като „Голямо замръзване“, Вселената ще продължи, докато образуването на звезди в крайна сметка не престане с консумацията на целия междузвезден газ във всяка галактика. Междувременно всички съществуващи звезди ще изгорят и ще станат бели джуджета, неутронни звезди и черни дупки.

Много постепенно сблъсъците между тези черни дупки биха довели до натрупване на маса в по-големи и по-големи черни дупки. Средната температура на Вселената би се приближила до абсолютна нула, а черните дупки щяха да се изпарят след излъчване на последното от Хокинг лъчението. И накрая, ентропията на Вселената ще се увеличи до точката, в която от нея не може да бъде извлечена организирана форма на енергия (сценарии, известни като „топлинна смърт“).

Съвременните наблюдения, които включват съществуването на тъмна енергия и нейното влияние върху космическото разширение, доведоха до извода, че все повече и повече от видимата в момента Вселена ще премине отвъд нашия хоризонт на събитията (т.е. CMB, ръбът на това, което можем да видим) и стават невидими за нас. Понастоящем евентуалният резултат от това не е известен, но "топлинната смърт" се счита за вероятна крайна точка и в този сценарий.

Други обяснения на тъмната енергия, наречени теории на фантомната енергия, предполагат, че в крайна сметка галактическите клъстери, звезди, планети, атоми, ядра и самата материя ще бъдат разкъсани от непрекъснато нарастващото разширяване. Този сценарий е известен като "Големия разрив", при който разширяването на самата Вселена в крайна сметка ще бъде нейното отменяне.

История на обучението:

Строго погледнато, човешките същества обмислят и изучават природата на Вселената още от праисторически времена. Като такива, най-ранните разкази за това как е възникнала Вселената са били митологични по своята същност и се предават устно от едно поколение на друго. В тези истории светът, пространството, времето и целият живот започнаха със събитие за създаване, където Бог или Боговете бяха отговорни за създаването на всичко.

Астрономията също започва да се очертава като поле за изучаване от времето на Древните вавилонци. Системите от съзвездия и астрологични календари, подготвени от вавилонските учени още през второто хилядолетие пр.н.е., ще продължат да информират космологичните и астрологичните традиции на културите за хиляди години напред.

По класическа античност започва да се появява понятието Вселена, продиктувано от физическите закони. Между гръцките и индийските учени обясненията за творението започнали да придобиват философски характер, като наблягали на причината и следствието, а не на божествената агенция. Най-ранните примери включват Талес и Анаксимандър, двама досократически гръцки учени, които твърдят, че всичко се е родило от изначална форма на материя.

Към V в. Пр. Н. Е. Предсократическият философ Емпедокъл става първият западен учен, който предлага Вселена, съставена от четири елемента - земя, въздух, вода и огън. Тази философия стана много популярна в западните кръгове и беше подобна на китайската система от пет елемента - метал, дърво, вода, огън и земя - които се появиха по същото време.

Едва когато Демокрит, гръцкият философ от V / IV в. Пр. Н. Е., Е предложена Вселена, съставена от неделими частици (атоми). Индийският философ Канада (живял през 6 или 2 век пр. Н. Е.) Предприел тази философия, като предложил светлината и топлината да са едно и също вещество в различна форма. Будисткият философ от V в. От Дигена взе това още повече, като предложи цялата материя да е изградена от енергия.

Понятието за ограничено време също беше ключова характеристика на Авраамските религии - юдаизъм, християнство и ислям. Вероятно вдъхновена от зороастрийската концепция за Страшния съд, вярата, че Вселената има начало и край, ще продължи да информира западните концепции за космологията дори до наши дни.

Между II хил. Пр. Н. Е. И II в. Пр. Н. Е. Астрономията и астрологията продължават да се развиват и да се развиват. Освен че наблюдават правилните движения на планетите и движението на съзвездията през Зодиака, гръцките астрономи артикулират и геоцентричния модел на Вселената, където Слънцето, планетите и звездите се въртят около Земята.

Тези традиции са най-добре описани в математическия и астрономически трактат от II вAlmagest, който е написан от гръцко-египетския астроном Клавдий Птолемей (известен още като Птолемей). Този трактат и космологичният модел, който се възприема, ще бъдат считани за канон от средновековни европейски и ислямски учени за повече от хиляда години напред.

Въпреки това, дори преди Научната революция (ок. 16-18 век), астрономите предложиха хелиоцентричен модел на Вселената - където Земята, планетите и звездите се въртят около Слънцето. Те включват гръцкия астроном Аристарх от Самос (около 310 - 230 г. пр.н.е.) и елинистичен астроном и философ Селевк от Селевкия (190 - 150 г. пр.н.е.).

През Средновековието индийски, персийски и арабски философи и учени поддържат и разширяват класическата астрономия. В допълнение към поддържането на живи птолемейски и неаристотелски идеи, те също предлагат революционни идеи като въртенето на Земята. Някои учени - като индийски астроном Арябхата и персийски астрономи Албамасар и Ал-Сиджи - дори усъвършенствани версии на хелиоцентрична Вселена.

Към 16-ти век Николай Коперник предлага най-пълната концепция за хелиоцентрична Вселена, като решава задържащи се математически проблеми с теорията. Идеите му за първи път са изразени в ръкописа на 40 страници, озаглавен Commentariolus („Малък коментар“), който описва хелиоцентричен модел, основан на седем общи принципа. Тези седем принципа гласиха, че:

Небесните тела не се въртят около една точка
Центърът на Земята е центърът на лунната сфера - орбитата на Луната около Земята; всички сфери се въртят около Слънцето, което е близо до центъра на Вселената
Разстоянието между Земята и Слънцето е незначителна част от разстоянието от Земята и Слънцето до звездите, така че паралакс не се наблюдава в звездите
Звездите са неподвижни - привидното им ежедневно движение се причинява от ежедневното въртене на Земята
Земята се движи в сфера около Слънцето, причинявайки очевидната годишна миграция на Слънцето
Земята има повече от едно движение
Земното орбитално движение около Слънцето причинява привидната обратна посока на движенията на планетите.

По-цялостно третиране на идеите му е издадено през 1532 г., когато Коперник завършва своя магнум опус - De revolutionibus orbium coelestium (За революциите в небесните сфери). В него той изложи своите седем основни аргумента, но в по-подробна форма и с подробни изчисления, за да ги подкрепи. Поради опасения от преследване и обратна връзка, този том не е издаден до смъртта му през 1542 година.

Идеите му ще бъдат допълнително усъвършенствани от математиците от 16/17 век, астронома и изобретателя Галилео Галилей. Използвайки телескоп на собственото си творение, Галилей е направил записани наблюдения на Луната, Слънцето и Юпитер, които демонстрират недостатъци в геоцентричния модел на Вселената, като същевременно показват вътрешната последователност на модела на Коперник.

Наблюденията му са публикувани в няколко различни тома през началото на 17 век. Наблюденията му върху кретираната повърхност на Луната и неговите наблюдения върху Юпитер и най-големите му луни са подробно описани през 1610 г. с Sidereus Nuncius (Звездният пратеник), докато наблюденията му бяха слънчеви петна, описани в На петна, наблюдавани на Слънцето (1610).

Галилео също записва своите наблюдения за Млечния път през Звезден пратеник, за което по-рано се смяташе, че е мъгляв. Вместо това Галилео откри, че това е множество звезди, събрани толкова плътно, че изглежда отдалеч, за да изглежда като облаци, но всъщност са звезди, които са далеч по-далеч, отколкото се смяташе досега.

През 1632 г. Галилей най-накрая се обръща към „великия дебат“ в своя трактатDialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Диалог относно двете главни световни системи), в която той се застъпва за хелиоцентричния модел над геоцентричния. Използвайки собствените си телескопични наблюдения, съвременна физика и строга логика, аргументите на Галилей ефективно подкопават основата на системата на Аристотел и Птолемей за нарастваща и възприемчива аудитория.

Йоханес Кеплер усъвършенства модела допълнително със своята теория за елиптичните орбити на планетите. В комбинация с точни таблици, предсказващи позициите на планетите, моделът на Коперник беше ефективно доказан. От средата на XVII век нататък имаше малко астрономи, които не бяха коперници.

Следващият голям принос дойде от сър Айзък Нютон (1642/43 - 1727 г.), който работи с законите на Кеплер за планетарното движение го накара да разработи теорията си за универсалното гравитация. През 1687 г. той публикува известния си трактат Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica („Математически принципи на естествената философия“), който подробно описва неговите три закона за движение. Тези закони гласиха, че:

Когато се гледа в инерциална референтна рамка, обект или остава в покой, или продължава да се движи с постоянна скорост, освен ако не е действан от външна сила.
Векторната сума на външните сили (F) върху даден обект е равна на масата (т) на този обект, умножен по вектора на ускорение (а) на обекта. В математическа форма това се изразява като: F =mа
Когато едно тяло упражнява сила върху второ тяло, второто тяло едновременно упражнява сила, равна по величина и противоположна по посока на първото тяло.

Заедно тези закони описват връзката между всеки обект, силите, действащи върху него, и произтичащото от него движение, като по този начин поставят основата на класическата механика. Законите също така позволиха на Нютон да изчисли масата на всяка планета, да изчисли сплескването на Земята при полюсите и издутината при екватора и как гравитационното дърпане на Слънцето и Луната създава приливите на Земята.

Неговият метод на геометричен анализ, подобен на смятане, също беше в състояние да отчете скоростта на звука във въздуха (въз основа на закона на Бойл), прецесията на равноденствията - която той показа, че е резултат от гравитационното привличане на Луната към Земята - и да определи орбитите на кометите. Този обем би имал дълбок ефект върху науките, като принципите му остават канон за следващите 200 години.

Друго голямо откритие се случи през 1755 г., когато Имануел Кант предложи Млечният път да е голяма колекция от звезди, обединени от взаимна гравитация. Точно като Слънчевата система, тази колекция от звезди ще се върти и изравнява като диск със Слънчевата система, вградена в нея.

Астрономът Уилям Хершел се опита да начертае формата на Млечния път през 1785 г., но не разбра, че големи части от галактиката са затъмнени от газ и прах, което крие истинската й форма. Следващият голям скок в изучаването на Вселената и законите, които я управляват, дойде чак през 20 век, с развитието на теориите на Айнщайн за специалната и общата относителност.

Основните теории на Айнщайн за пространството и времето (обобщени просто като Е = mc²) отчасти са резултат от опитите му да разреши механичните закони на Нютон със законите на електромагнетизма (както се характеризира с уравненията на Максуел и закона на силата на Лоренц). В крайна сметка Айнщайн ще разреши несъответствието между тези две области, като предложи специална относителност в своята книга от 1905 г., “Относно електродинамиката на движещите се тела“.

По принцип тази теория заяви, че скоростта на светлината е една и съща във всички инерциални референтни рамки. Това се скъса с предишния държан консенсус, че светлината, пътуваща през движеща се среда, ще бъде влачена заедно с тази среда, което означава, че скоростта на светлината е сумата от нейната скорост през среден плюс скоростта на тази среда. Тази теория доведе до множество проблеми, които се оказаха непреодолими преди теорията на Айнщайн.

Специалната относителност не само съгласува уравненията на Максуел за електричество и магнетизъм със законите на механиката, но също така опрости математическите изчисления, като отстрани външните обяснения, използвани от други учени. Той също така направи съществуването на среда, изцяло излишна, съобразена с пряко наблюдаваната скорост на светлината и отчете наблюдаваните аберации.

Между 1907 и 1911 г. Айнщайн започва да обмисля как специалната относителност може да се приложи към гравитационните полета - това, което ще стане известно като Теория на общата относителност. Това завършва през 1911 г. с публикациите на „Относно влиянието на гравитацията върху разпространението на светлината„, В която той предвиди, че времето е относително спрямо наблюдателя и зависи от тяхното положение в гравитационно поле.

Той също така усъвършенства това, което е известно като принцип на еквивалентност, който гласи, че гравитационната маса е идентична с инерционната маса. Айнщайн прогнозира и феномена на гравитационно разширяване на времето - когато двама наблюдатели, разположени на различни разстояния от гравитационната маса, възприемат разлика във времето между две събития. Друг основен растеж на неговите теории беше съществуването на Черни дупки и разширяваща се Вселена.

През 1915 г., няколко месеца след като Айнщайн публикува своята Теория на общата относителност, немският физик и астроном Карл Шварцшилд намери решение на уравненията на Айнщайн, описващи гравитационното поле на точка и сферична маса. Това решение, което сега се нарича радиус на Шварцшилд, описва точка, в която масата на сферата е толкова сгъстена, че скоростта на бягство от повърхността би била равна на скоростта на светлината.

През 1931 г. индийско-американският астрофизик Субрахманян Чандрасехар изчислява, използвайки Специална относителност, че невъртящо се тяло от електрон-дегенератирана материя над определена ограничаваща маса ще се срине върху себе си. През 1939 г. Робърт Опенхаймер и други се съгласяват с анализа на Чандрасехар, твърдейки, че неутронните звезди над определената граница ще се сринат в черни дупки.

Друго следствие от общата относителност беше предсказанието, че Вселената е или в състояние на разширение или свиване. През 1929 г. Едвин Хъбъл потвърди, че първият е случаят. 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!