UNIVERSET

Send

Hva er universet? Det er et utrolig lastet spørsmål! Uansett hvilken vinkel man tok for å svare på det spørsmålet, kunne man bruke år på å svare på det spørsmålet og fortsatt knapt klø på overflaten. Når det gjelder tid og rom, er den uten grunn stor (og muligens til og med uendelig) og utrolig gammel etter menneskelige standarder. Å beskrive det i detalj er derfor en monumental oppgave. Men vi her i Space Magazine er fast bestemt på å prøve!

Så hva er universet? Vel, det korte svaret er at det er summen av all eksistens. Det er helheten av tid, rom, materie og energi som begynte å utvide for 13,8 milliarder år siden og har fortsatt å utvide siden den gang. Ingen er helt sikre på hvor omfattende universet virkelig er, og ingen er helt sikre på hvordan det hele vil ende. Men pågående forskning og studier har lært oss mye i løpet av menneskets historie.

Definisjon:

Begrepet “universet” er avledet av det latinske ordet “universum”, som ble brukt av den romerske statsmannen Cicero og senere romerske forfattere for å referere til verden og kosmos slik de kjente den. Dette besto av Jorden og alle levende vesener som bodde der, samt Månen, Solen, de da kjente planetene (Merkur, Venus, Mars, Jupiter, Saturn) og stjernene.

Begrepet “kosmos” brukes ofte om hverandre med universet. Det er avledet av det greske ordet Kosmos, som bokstavelig talt betyr ”verden”. Andre ord som ofte brukes for å definere hele eksistensen inkluderer "Natur" (avledet fra det germanske ordet natur) og det engelske ordet “alt”, hvem som kan brukes kan sees i vitenskapelig terminologi - dvs. “Theory Of Everything” (TOE).

I dag brukes ofte dette begrepet for å referere til alle ting som finnes i det kjente universet - solsystemet, melkeveien og alle kjente galakser og påbygg. I sammenheng med moderne vitenskap, astronomi og astrofysikk refererer det også til all romtid, alle former for energi (dvs. elektromagnetisk stråling og materie) og de fysiske lovene som binder dem.

Universets opprinnelse:

Den nåværende vitenskapelige konsensus er at universet utvidet seg fra et punkt med super høy materie og energitetthet for omtrent 13,8 milliarder år siden. Denne teorien, kjent som Big Bang Theory, er ikke den eneste kosmologiske modellen for å forklare opphavet til universet og dets utvikling - for eksempel er det Steady State Theory eller Oscillating Universe Theory.

Det er imidlertid det mest aksepterte og populære. Dette skyldes det faktum at Big Bang-teorien alene er i stand til å forklare opprinnelsen til all kjent materie, fysikkens lover og universets storskala struktur. Det står også for utvidelsen av universet, eksistensen av den kosmiske mikrobølgebakgrunnen og et bredt spekter av andre fenomener.

Arbeidende bakover fra dagens tilstand av universet, har forskere teoretisert at det må ha sin opprinnelse på et enkelt punkt med uendelig tetthet og begrenset tid som begynte å utvide. Etter den første utvidelsen fastholder teorien at Universet avkjølte tilstrekkelig for å tillate dannelse av subatomære partikler, og senere enkle atomer. Gigantiske skyer av disse overordnede elementene sammenkøles senere gjennom tyngdekraften for å danne stjerner og galakser.

Alt dette begynte for omtrent 13,8 milliarder år siden, og regnes dermed for å være universets alder. Gjennom testing av teoretiske prinsipper, eksperimenter som involverer partikkelakseleratorer og høyenergi-tilstander, og astronomiske studier som har observert det dype universet, har forskere konstruert en tidslinje for hendelser som begynte med Big Bang og har ført til den nåværende tilstanden til kosmisk evolusjon .

Imidlertid er de tidligste tidene av universet - som varer fra omtrent 10^-43 til 10^-11 sekunder etter Big Bang - er gjenstand for omfattende spekulasjoner. Gitt at fysikkens lover slik vi kjenner dem ikke kunne ha eksistert på dette tidspunktet, er det vanskelig å forstå hvordan universet kunne ha blitt styrt. Dessuten er eksperimenter som kan skape den typen energi som er involvert i begynnelsen.

Fortsatt er det mange teorier som råder om hva som skjedde i dette første øyeblikk i tid, hvorav mange er forenelige. I samsvar med mange av disse teoriene, kan øyeblikket etter Big Bang deles inn i følgende tidsperioder: Singularity Epoch, the Inflation Epoch, and the Cooling Epoch.

Singularity Epoch, også kjent som Planck Epoch (eller Planck Era), var den tidligste kjente perioden av universet. På dette tidspunktet ble all materie kondensert på et enkelt punkt med uendelig tetthet og ekstrem varme. I løpet av denne perioden antas det at kvanteeffektene av tyngdekraften dominerte fysiske interaksjoner, og at ingen andre fysiske krefter hadde samme styrke som gravitasjonen.

Denne Planck-perioden strekker seg fra punkt 0 til omtrent 10^-43sekunder, og er så navngitt fordi det bare kan måles i Planck-tid. På grunn av den ekstreme varmen og tettheten i materien, var universets tilstand svært ustabil. Det begynte dermed å utvide og avkjøle seg, noe som førte til manifestasjonen av fysiske grunnleggende krefter. Fra omtrent 10^-43 andre og 10^-36begynte universet å krysse overgangstemperaturer.

Det er her de grunnleggende kreftene som styrer universet antas å ha begynt å skille seg fra hverandre. Det første trinnet i dette var gravitasjonskraften som skilte seg fra målekreftene, som står for sterke og svake atomkrefter og elektromagnetisme. Deretter fra kl^-36til 10^-32sekunder etter Big Bang var temperaturen på universet lav nok (10²⁸ K) at elektromagnetisme og svak kjernekraft også kunne skilles.

Med etableringen av de første grunnleggende kreftene i universet, startet inflasjonsepoken, som varte fra 10^-32sekunder i Planck-tid til et ukjent punkt. De fleste kosmologiske modeller antyder at universet på dette tidspunktet ble fylt homogent med en høy energitetthet, og at de utrolig høye temperaturene og trykket ga opphav til rask ekspansjon og avkjøling.

Dette begynte klokka 10^-37 sekunder, der faseovergangen som medførte separasjon av krefter også førte til en periode hvor universet vokste eksponentielt. Det var også på dette tidspunktet baryogenese skjedde, som refererer til en hypotetisk hendelse der temperaturene var så høye at de tilfeldige bevegelsene til partikler skjedde med relativistiske hastigheter.

Som et resultat av dette ble partikkel-antipartikkelpar av alle slag kontinuerlig opprettet og ødelagt i kollisjoner, noe som antas å ha ført til overvekt av materie over antimaterie i det nåværende universet. Etter at inflasjonen stoppet, besto universet av et kvark-gluon-plasma, samt alle andre elementære partikler. Fra dette tidspunktet begynte universet å kjøle seg ned og materie sammenkokte og dannet.

Da universet fortsatte å synke i tetthet og temperatur, begynte kjøleepoken. Dette ble preget av energien til partikler som avtok og faseovergangene fortsatte inntil de grunnleggende kreftene i fysikk og elementære partikler endret seg til deres nåværende form. Siden partikkelenergier ville ha falt til verdier som kan oppnås ved partikkelfysikkeksperimenter, er denne perioden videre utsatt for mindre spekulasjoner.

For eksempel tror forskere at omtrent 10^-11 sekunder etter Big Bang falt partikkelenergiene betraktelig. Omtrent 10^-6 sekunder, kvarker og gluoner kombinert for å danne baryoner som protoner og nøytroner, og et lite overskudd av kvarker over antikvarker førte til et lite overskudd av baryoner over antibaryoner.

Siden temperaturene ikke var høye nok til å skape nye proton-antiproton-par (eller nøytron-anitneutron-par), fulgte masseødeleggelse øyeblikkelig, og etterlot bare ett av 10¹⁰ av de originale protonene og nøytronene, og ingen av deres antipartikler. En lignende prosess skjedde omtrent 1 sekund etter Big Bang for elektroner og positroner.

Etter disse utslettelsene var de resterende protonene, nøytronene og elektronene ikke lenger i bevegelse relativtistisk, og universets energitetthet ble dominert av fotoner - og i mindre grad nøytrinoer. Noen minutter etter utvidelsen begynte også perioden kjent som Big Bang-nukleosyntesen.

Takket være temperaturer som falt ned til 1 milliard kelvin og energitetthet som falt til omtrent ekvivalent med luft, begynte nøytroner og protoner å slå seg sammen for å danne universets første deuterium (en stabil isotop av hydrogen) og heliumatomer. Imidlertid forble de fleste av universets protoner ukombinerte som hydrogenskjerner.

Etter omtrent 379 000 år kombinerte elektroner med disse kjernene atomer (igjen, for det meste hydrogen), mens strålingen koblet fra stoffet og fortsatte å ekspandere gjennom verdensrommet, stort sett uhindret. Denne strålingen er nå kjent for å være det som utgjør den kosmiske mikrobølgebakgrunnen (CMB), som i dag er det eldste lyset i universet.

Etter hvert som CMB ekspanderte, mistet den gradvis tetthet og energi, og antas for øyeblikket å ha en temperatur på 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) og en energitetthet på 0,25 eV / cm³ (eller 4.005 × 10^-14 J / m³; 400–500 fotoner / cm³). CMB kan sees i alle retninger i en avstand på omtrent 13,8 milliarder lysår, men estimater av dens faktiske avstand plasserer den på omtrent 46 milliarder lysår fra Universums sentrum.

Evolusjonen av universet:

I løpet av de flere milliarder årene som fulgte, begynte de litt tettere områdene av universets materie (som nesten var jevnt fordelt) å bli gravitasjonsmessig tiltrukket av hverandre. De ble derfor enda tettere, og dannet gasskyer, stjerner, galakser og de andre astronomiske strukturer som vi observerer i dag.

Dette er det som kalles Structure Epoch, siden det var i løpet av denne tiden det moderne universet begynte å ta form. Dette besto av synlig materiale fordelt på strukturer i forskjellige størrelser (dvs. stjerner og planeter til galakser, galakse klynger og superklynger) der materien er konsentrert, og som er atskilt av enorme bukter som inneholder få galakser.

Detaljer om denne prosessen avhenger av mengden og typen materie i universet. Kald mørk materie, varm mørk materie, varm mørk materie og baryonisk materie er de fire foreslåtte typene. Imidlertid er Lambda-Cold Dark Matter-modellen (Lambda-CDM), der mørkstoffpartiklene beveget seg sakte sammenlignet med lysets hastighet, ansett for å være standardmodellen for Big Bang-kosmologi, da den best passer til tilgjengelige data .

I denne modellen anslås kald mørk materie å utgjøre omtrent 23% av materien / energien i universet, mens baryonisk materiale utgjør omtrent 4,6%. Lambda viser til den kosmologiske konstanten, en teori opprinnelig foreslått av Albert Einstein som forsøkte å vise at balansen mellom masseenergi i universet forblir statisk.

I dette tilfellet er det assosiert med mørk energi, som tjente til å akselerere utvidelsen av universet og holde dens storskala struktur stort sett ensartet. Eksistensen av mørk energi er basert på flere bevislinjer, som alle indikerer at universet er gjennomsyret av det. Basert på observasjoner, anslås det at 73% av universet består av denne energien.

I de tidligste fasene av universet, da alt baryonisk materiale var nærmere mellomrom, dominerte tyngdekraften. Imidlertid, etter milliarder av år med ekspansjon, førte den økende overfloden av mørk energi til at den begynte å dominere samspillet mellom galakser. Dette utløste en akselerasjon, som er kjent som den kosmiske akselerasjonsepoken.

Når denne perioden begynte er gjenstand for debatt, men det anslås å ha begynt omtrent 8,8 milliarder år etter Big Bang (for 5 milliarder år siden). Kosmologer er avhengige av både kvantemekanikk og Einsteins generelle relativitet for å beskrive prosessen med kosmisk evolusjon som fant sted i denne perioden og når som helst etter inflasjonsepoken.

Gjennom en streng prosess med observasjoner og modellering har forskere bestemt at denne evolusjonsperioden stemmer overens med Einsteins feltlikninger, selv om den sanne naturen til mørk energi forblir illusiv. Dessuten er det ingen godt støttede modeller som er i stand til å bestemme hva som skjedde i universet før perioden før 10 år.^-15sekunder etter Big Bang.

Pågående eksperimenter med bruk av CERNs Large Hadron Collider (LHC) prøver imidlertid å gjenskape energiforholdene som ville ha eksistert under Big Bang, som også forventes å avsløre fysikk som går utover riket til standardmodellen.

Eventuelle gjennombrudd på dette området vil sannsynligvis føre til en enhetlig teori om kvantegravitasjon, der forskere endelig vil kunne forstå hvordan tyngdekraften samhandler med de tre andre grunnleggende kreftene i fysikken - elektromagnetisme, svak kjernekraft og sterk atomkraft. Dette vil igjen også hjelpe oss å forstå hva som virkelig skjedde under de tidligste epokene av universet.

Universitetets struktur:

Den faktiske størrelsen, formen og storskala strukturen til universet har vært gjenstand for pågående forskning. Mens det eldste lyset i universet som kan observeres er 13,8 milliarder lysår unna (CMB), er dette ikke universets virkelige omfang. Gitt at universet har vært i en ekspansjonstilstand i milliarder av år, og ved hastigheter som overskrider lysets hastighet, strekker den faktiske grensen seg langt utover det vi kan se.

Våre nåværende kosmologiske modeller indikerer at universet måler omtrent 91 milliarder lysår (28 milliarder parsec) i diameter. Med andre ord, det observerbare universet strekker seg utover fra solsystemet vårt til en avstand på omtrent 46 milliarder lysår i alle retninger. Med tanke på at kanten av universet ikke er observerbar, er det ennå ikke klart om universet faktisk har en kant. For alt vi vet, fortsetter det for alltid!

Innenfor det observerbare universet blir materien distribuert på en svært strukturert måte. Innen galakser består dette av store konsentrasjoner - dvs. planeter, stjerner og nebulas - ispedd store områder med tomt rom (dvs. interplanetarisk rom og det interstellare mediet).

Ting er stort sett de samme ved større skalaer, hvor galakser blir skilt av volum av rom fylt med gass og støv. I den største skalaen, der galakse klynger og superklynger eksisterer, har du et sprøtt nettverk av storskala strukturer som består av tette filamenter av materie og gigantiske kosmiske tomrom.

Når det gjelder formen, kan romtid eksistere i en av tre mulige konfigurasjoner - positivt buet, negativt buet og flat. Disse mulighetene er basert på eksistensen av minst fire dimensjoner av rom-tid (en x-koordinat, en y-koordinat, en z-koordinat og tid), og avhenger av arten av kosmisk ekspansjon og om universet eller ikke er endelig eller uendelig.

Et positivt buet (eller lukket) univers vil ligne en firdimensjonal sfære som ville være begrenset i rommet og uten noen merkbar kant. Et negativt buet (eller åpent) univers vil se ut som en firdimensjonal "sal" og ville ikke ha noen grenser i rom eller tid.

I det tidligere scenariet må universet slutte å utvide seg på grunn av en overflod av energi. I det siste vil den inneholde for lite energi til å slutte å utvide. I det tredje og siste scenariet - et flatt univers - ville en kritisk mengde energi eksistere, og utvidelsen vil bare stoppe etter en uendelig lang tid.

Fate of the Universe:

Å hypotese om at universet hadde et utgangspunkt gir naturlig nok spørsmål om et mulig sluttpunkt. Hvis universet begynte som et lite punkt med uendelig tetthet som begynte å utvide seg, betyr det da at det vil fortsette å utvide seg på ubestemt tid? Eller vil det en dag gå tom for ekspansiv kraft, og begynne å trekke seg tilbake inntil all materie knasker tilbake i en bitteliten ball?

Å svare på dette spørsmålet har vært et hovedfokus hos kosmologer siden debatten om hvilken modell av universet som var den riktige begynte. Med aksept av Big Bang Theory, men før observasjonen av mørk energi på 1990-tallet, hadde kosmologene kommet til enighet om to scenarier som de mest sannsynlige resultatene for universet vårt.

I det første, ofte kjent som "Big Crunch" -scenariet, vil universet nå en maksimal størrelse og deretter begynne å kollapse i seg selv. Dette vil bare være mulig hvis massetettheten til universet er større enn den kritiske tettheten. Med andre ord, så lenge tettheten av materien forblir på eller over en viss verdi (1-3 × 10^-26 kg materie per m³) vil universet til slutt trekke seg sammen.

Alternativt, hvis tettheten i universet var lik eller under den kritiske tettheten, ville utvidelsen avta, men aldri stoppe. I dette scenariet, kjent som "Big Freeze", ville universet fortsette til stjernedannelsen til slutt opphørte med forbruket av all den interstellare gassen i hver galakse. I mellomtiden ville alle eksisterende stjerner brenne ut og bli hvite dverger, nøytronstjerner og sorte hull.

Svært gradvis ville kollisjoner mellom disse sorte hullene resultere i at masse samlet seg til større og større sorte hull. Universets gjennomsnittstemperatur ville nærme seg absolutt null, og svarte hull ville fordampe etter å ha avgitt den siste av deres Hawking-stråling. Til slutt ville universets entropi øke til det punktet hvor ingen organisert form for energi kunne utvinnes fra det (et scenarier kjent som "hetedød").

Moderne observasjoner, som inkluderer eksistensen av mørk energi og dens innflytelse på kosmisk ekspansjon, har ført til konklusjonen at mer og mer av det for øyeblikket synlige universet vil passere utenfor vår begivenhetshorisont (dvs. CMB, kanten av det vi kan se) og bli usynlige for oss. Det endelige resultatet av dette er foreløpig ikke kjent, men "hetedød" anses også som et sannsynlig sluttpunkt i dette scenariet.

Andre forklaringer på mørk energi, kalt fantomenergi teorier, antyder at til slutt galakse klynger, stjerner, planeter, atomer, kjerner og materien i seg selv vil bli revet fra hverandre av den stadig økende ekspansjonen. Dette scenariet er kjent som "Big Rip", der utvidelsen av selve universet til slutt vil være dens utro.

Studiens historie:

Strengt tatt har mennesker tenkt og studert universets natur siden forhistorisk tid. Som sådan var de tidligste beretningene om hvordan universet ble til mytologiske og gikk muntlig fra en generasjon til den neste. I disse historiene begynte verden, rom, tid og alt liv med en skapelsesbegivenhet, der en gud eller guder var ansvarlig for å skape alt.

Astronomi begynte også å dukke opp som et studieretning fra de gamle babyloniernes tid. Systemer med konstellasjoner og astrologiske kalendere utarbeidet av babyloniske lærde allerede i 2. årtusen før Kristus ville fortsette å informere de kosmologiske og astrologiske tradisjonene for kulturer i flere tusen år fremover.

Ved klassisk antikk begynte forestillingen om et univers som ble diktert av fysiske lover å dukke opp. Mellom greske og indiske lærde begynte forklaringer på skapelsen å bli filosofiske, og understreket årsak og virkning snarere enn guddommelig byrå. De tidligste eksemplene inkluderer Thales og Anaximander, to pre-sokratiske greske forskere som argumenterte for at alt var født av en overordnet form for materie.

Ved det 5. århundre f.Kr. ble den pre-sokratiske filosofen Empedocles den første vestlige lærde som foreslo et univers bestående av fire elementer - jord, luft, vann og ild. Denne filosofien ble veldig populær i vestlige kretser, og liknet det kinesiske systemet med fem elementer - metall, tre, vann, ild og jord - som dukket opp på samme tid.

Det var ikke før Democritus, det greske filosofen fra det 5. / 4. århundre fvt, ble foreslått et univers sammensatt av udelelige partikler (atomer). Den indiske filosofen Kanada (som levde i det 6. eller 2. århundre f.Kr.) tok denne filosofien videre ved å foreslå at lys og varme var det samme stoffet i annen form. Det 5. århundre CE buddhistiske filosof Dignana tok dette enda lenger, og foreslo at all materie var satt sammen av energi.

Forestillingen om begrenset tid var også et sentralt trekk ved de Abrahamske religionene - jødedom, kristendom og islam. Kanskje inspirert av det zoroastriske konseptet for dommedag, ville troen på at universet hadde begynnelse og slutt fortsette å informere vestlige konsepter om kosmologi til i dag.

Mellom det andre årtusen f.Kr. og det 2. århundre f.Kr. fortsatte astronomi og astrologi å utvikle seg og utvikle seg. I tillegg til å overvåke de riktige bevegelsene til planetene og bevegelsene til stjernebildene gjennom Zodiac, artikulerte greske astronomer også den geosentriske modellen til universet, der solen, planetene og stjernene kretser rundt jorden.

Disse tradisjonene er best beskrevet i det matematiske og astronomiske avhandling fra det 2. århundre CEAlmagest, som ble skrevet av den gresk-egyptiske astronomen Claudius Ptolemaeus (alias Ptolemy). Denne avhandlingen og den kosmologiske modellen den uttalte ville betraktes som kanon av middelalderens europeiske og islamske lærde i over tusen år fremover.

Allerede før den vitenskapelige revolusjonen (ca. 1500- til 1700-tallet) var det imidlertid astronomer som foreslo en heliosentrisk modell av universet - der Jorden, planeter og stjerner kretset rundt solen. Disse inkluderte den greske astronomen Aristarchus av Samos (ca. 310 - 230 f.Kr.) og den hellenistiske astronomen og filosofen Seleucus fra Seleucia (190 - 150 f.Kr.).

I løpet av middelalderen opprettholdt og utvidet indiske, persiske og arabiske filosofer og lærde klassisk astronomi. I tillegg til å holde ptolemaiske og ikke-aristoteliske ideer i live, foreslo de også revolusjonerende ideer som jordens rotasjon. Noen forskere - som den indiske astronomen Aryabhata og de persiske astronomene Albumasar og Al-Sijzi - til og med avanserte versjoner av et heliosentrisk univers.

Ved 1500-tallet foreslo Nicolaus Copernicus det mest komplette konseptet med et heliosentrisk univers ved å løse dvelende matematiske problemer med teorien. Hans ideer ble først uttrykt i 40-siders manuskript med tittelen Commentariolus (“Liten kommentar”), som beskrev en heliosentrisk modell basert på syv generelle prinsipper. Disse syv prinsippene uttalte at:

Himmelskropper dreier seg ikke alle om et enkelt punkt
Jordens sentrum er sentrum av månesfæren — månens bane rundt jorden; alle kulene roterer rundt solen, som ligger i nærheten av sentrum av universet
Avstanden mellom jord og sol er en ubetydelig brøkdel av avstanden fra jord og sol til stjernene, så parallaks blir ikke observert i stjernene
Stjernene kan flyttes - deres tilsynelatende daglige bevegelse er forårsaket av den daglige rotasjonen av Jorden
Jorden beveges i en sfære rundt sola, noe som forårsaker den tilsynelatende årlige migrasjonen av sola
Jorden har mer enn én bevegelse
Jordens orbitalbevegelse rundt sola får den tilsynelatende omvendt i retning av bevegelsene til planetene.

En mer omfattende behandling av ideene hans ble utgitt i 1532, da Copernicus fullførte sin magnum opus - De Revolutionibus orbium coelestium (Om revolusjonene fra de himmelske sfærer). I det avanserte han sine syv hovedargumenter, men i mer detaljert form og med detaljerte beregninger for å sikkerhetskopiere dem. På grunn av frykt for forfølgelse og tilbakeslag ble dette volumet ikke utgitt før hans død i 1542.

Ideene hans ble videreutviklet av matematikere, astronom og oppfinner Galileo Galilei fra 1500- / 1600-tallet. Ved hjelp av et teleskop av sin egen skapelse, ville Galileo foreta registrerte observasjoner av Månen, Solen og Jupiter som demonstrerte feil i den geosentriske modellen til Universet, samtidig som den viste den indre konsistensen av den kopernikanske modellen.

Observasjonene hans ble publisert i flere forskjellige bind gjennom begynnelsen av 1600-tallet. Hans observasjoner av månens kraterflate og hans observasjoner av Jupiter og dens største måner ble detaljert i 1610 med hans Sidereus Nuncius (The Starry Messenger) mens observasjonene hans var solflekker ble beskrevet i På flekkene observert i solen (1610).

Galileo registrerte også sine observasjoner om Melkeveien i Starry Messenger, som tidligere ble antatt å være nebulous. I stedet fant Galileo at det var et mangfold av stjerner pakket så tett sammen at det viste seg på avstand å se ut som skyer, men som faktisk var stjerner som var langt lenger borte enn tidligere antatt.

I 1632 tok Galileo endelig opp den "store debatten" i sin avhandlingDialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Dialog om de to viktigste verdenssystemene), der han tok til orde for den heliosentriske modellen fremfor den geosentriske. Ved å bruke sine egne teleskopiske observasjoner, moderne fysikk og streng logikk, undergikk Galileos argumenter effektivt grunnlaget for Aristoteles og Ptolemaios system for et voksende og mottakelig publikum.

Johannes Kepler avanserte modellen videre med sin teori om planetens elliptiske baner. Kombinert med nøyaktige tabeller som spådde planetenes plassering, ble den kopernikanske modellen effektivt bevist. Fra midten av det syttende århundre og fremover var det få astronomer som ikke var kopernikanere.

Det neste store bidraget kom fra Sir Isaac Newton (1642/43 - 1727), som arbeidet med Keplers Laws of Planetary Motion førte til at han utviklet sin teori om universell gravitasjon. I 1687 publiserte han sin berømte avhandling Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica (“Matematiske prinsipper for naturfilosofi”), som detaljerte hans tre bevegelseslover. Disse lovene uttalte at:

Når det sees i en treghetsreferanseramme, forblir et objekt enten i ro eller fortsetter å bevege seg med konstant hastighet, med mindre det utøves av en ytre kraft.
Vektorsummen av de ytre kreftene (F) på et objekt er lik massen (m) av det objektet multiplisert med akselerasjonsvektoren (a) til objektet. I matematisk form uttrykkes dette som: F =men
Når det ene legemet utøver en kraft på et andre legeme, utøver det andre legemet samtidig en styrke som er lik størrelse og motsatt i retning på det første legemet.

Sammen beskrev disse lovene forholdet mellom ethvert objekt, kreftene som virker på det, og den resulterende bevegelsen, og la dermed grunnlaget for klassisk mekanikk. Lovene ga også Newton muligheten til å beregne massen til hver planet, beregne flatingen av jorden ved polene og bula ved ekvator, og hvordan tyngdekraften fra Solen og Månen skaper Jordens tidevann.

Hans kalkuluslignende metode for geometrisk analyse var også i stand til å redegjøre for hastigheten på lyden i luften (basert på Boyle's Law), prejeksjonen til jevndøgnene - som han viste var et resultat av Månens gravitasjonsattraksjon til Jorden - og bestemme kometenes baner. Dette volumet vil ha en dyp effekt på vitenskapene, og dens prinsipper forblir kanon i de påfølgende 200 årene.

En annen stor oppdagelse fant sted i 1755, da Immanuel Kant foreslo at Melkeveien var en stor samling stjerner holdt sammen av gjensidig tyngdekraft. Akkurat som solsystemet, vil denne stjernesamlingen rotere og flate ut som en disk, med solsystemet innebygd i den.

Astronom William Herschel forsøkte å kartlegge formen til Melkeveien i 1785, men han var ikke klar over at store deler av galaksen er skjult av gass og støv, som skjuler dens sanne form. Det neste store spranget i studiet av universet og lovene som styrer det, kom ikke før på 1900-tallet, med utviklingen av Einsteins teorier om spesiell og generell relativitet.

Einsteins banebrytende teorier om rom og tid (oppsummert ganske enkelt som E = mc²) var delvis resultatet av hans forsøk på å løse Newtons mekanikklover med lovene om elektromagnetisme (som preget av Maxwells ligninger og Lorentz-styrkeretten). Etter hvert ville Einstein løse inkonsekvensen mellom disse to feltene ved å foreslå spesiell relativitet i papiret fra 1905, "Om elektrodynamikken i bevegelige organer“.

I utgangspunktet uttalte denne teorien at lysets hastighet er den samme i alle treghedsreferanserammer. Dette brøt med den tidligere holdt konsensus om at lys som beveger seg gjennom et bevegelig medium ville bli dratt med av det mediet, noe som betydde at lysets hastighet er summen av hastigheten gjennom et medium pluss hastigheten av det mediet. Denne teorien førte til flere problemer som viste seg uoverkommelige før Einsteins teori.

Spesiell relativitet forenet ikke bare Maxwells ligninger for elektrisitet og magnetisme med mekanikkens lover, men forenklet også de matematiske beregningene ved å fjerne unna uforståelige forklaringer brukt av andre forskere. Det gjorde også eksistensen av et medium helt overflødig, i samsvar med den direkte observerte lyshastigheten, og sto for de observerte avvikene.

Mellom 1907 og 1911 begynte Einstein å vurdere hvordan spesiell relativitet kunne brukes på gravitasjonsfelt - det som skulle bli kjent som teorien om generell relativitet. Dette kulminerte i 1911 med publikasjonene av "På påvirkning av gravitasjon på propagering av lys”, Der han spådde at tiden er relativt til observatøren og avhengig av deres posisjon i et tyngdekraftfelt.

Han avanserte også det som er kjent som ekvivalensprinsippet, som sier at gravitasjonsmassen er identisk med treghetsmassen. Einstein spådde også fenomenet gravitasjonstidsutvidelse - der to observatører som befinner seg i forskjellige avstander fra en gravitasjonsmasse oppfatter en forskjell i tidsmengden mellom to hendelser. En annen stor vekst av hans teorier var eksistensen av svarte hull og et ekspanderende univers.

I 1915, noen måneder etter at Einstein hadde publisert sin teori om generell relativitet, fant den tyske fysikeren og astronomen Karl Schwarzschild en løsning på Einstein-feltlikningene som beskrev tyngdekraftsfeltet til et punkt og sfærisk masse. Denne løsningen, nå kalt Schwarzschild-radius, beskriver et punkt der massen til en sfære er så komprimert at rømningshastigheten fra overflaten vil være lik lysets hastighet.

I 1931 beregnet den indisk-amerikanske astrofysiker Subrahmanyan Chandrasekhar ved å bruke spesiell relativitet, at et ikke-roterende legeme av elektron-degenerert materiale over en viss begrensende masse ville kollapse i seg selv. I 1939 ble Robert Oppenheimer og andre enig med Chandrasekhars analyse og hevdet at nøytronstjerner over en foreskrevet grense ville kollapse i sorte hull.

En annen konsekvens av generell relativitet var forutsigelsen om at universet enten var i en ekspansjonstilstand eller sammentrekning. I 1929 bekreftet Edwin Hubble at førstnevnte var tilfelle. 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!