VESOLJE

Send

Kaj je vesolje? To je eno neizmerno obremenjeno vprašanje! Ne glede na to, s kakšnega zornega kota si je odgovoril na to vprašanje, bi človek lahko dolgo časa odgovarjal na to vprašanje in še vedno komaj opraskal površino. Glede na čas in prostor je neprimerljivo velik (in morda celo neskončen) in po človeških merilih neverjetno star. Podrobno opisovanje je zato monumentalna naloga. Ampak mi smo tukaj pri reviji Space Magazine odločeni, da bomo poskusili!

Kaj je torej vesolje? No, kratek odgovor je, da gre za vsoto vseh obstojev. To je celota časa, prostora, snovi in energije, ki se je začela širiti pred približno 13,8 milijarde let in se od takrat naprej širi. Nihče ni povsem prepričan, kako obsežen je vesolje v resnici, in nihče ni povsem prepričan, kako se bo vse skupaj končalo. Toda nenehno raziskovanje in preučevanje nas je v človeški zgodovini veliko naučilo.

Opredelitev:

Izraz "vesolje" izhaja iz latinske besede "universum", ki jo je rimski državnik Ciceron in poznejši rimski avtorji uporabljal za navajanje sveta in vesolja, kot so ga poznali. Ta je bila sestavljena iz Zemlje in vseh živih bitij, ki so v njej prebivali, pa tudi Lune, Sonca, takrat znanih planetov (Merkur, Venera, Mars, Jupiter, Saturn) in zvezde.

Izraz "kozmos" se pogosto uporablja s pomočjo Vesolja. Izhaja iz grške besede kosmos, kar dobesedno pomeni "svet". Druge besede, ki se običajno uporabljajo za opredelitev celote obstoja, vključujejo "Narava" (izhaja iz nemške besede natur) in angleško besedo "vse", ki jo uporabljamo, lahko vidimo v znanstveni terminologiji - tj. "Teorija vsega" (TOE).

Danes se ta izraz pogosto uporablja za označevanje vseh stvari, ki obstajajo znotraj znanega vesolja - Osončja, Mlečne poti in vseh znanih galaksij in nadgradenj. V kontekstu sodobne znanosti, astronomije in astrofizike se nanaša tudi na ves vesoljski čas, vse oblike energije (tj. Elektromagnetno sevanje in materijo) in fizikalne zakone, ki jih vežejo.

Izvor vesolja:

Trenutno znanstveno soglasje je, da se je Vesolje razširilo s točke super visoke snovi in gostote energije pred približno 13,8 milijarde let. Ta teorija, znana kot teorija velikega poka, ni edini kozmološki model za razlago porekla Vesolja in njegove evolucije - na primer obstaja teorija stabilnega stanja ali nihajna teorija vesolja.

Je pa najbolj razširjena in priljubljena. To je posledica dejstva, da samo teorija velikega poka zna razložiti izvor vseh znanih snovi, zakone fizike in obsežno strukturo vesolja. Upošteva tudi širitev Vesolja, obstoj kozmičnega mikrovalovnega ozadja in široko paleto drugih pojavov.

Znanstveniki so si prizadevali za nazaj od trenutnega stanja vesolja, da mora izvirati iz ene same točke neskončne gostote in končnega časa, ki se je začel širiti. Po začetni ekspanziji teorija trdi, da se je Vesolje dovolj ohladilo, da je lahko nastalo subatomske delce in kasneje preproste atome. Ogromni oblaki teh prvinskih elementov so se kasneje z gravitacijo združili v zvezde in galaksije.

Vse to se je začelo pred približno 13,8 milijarde let in tako velja za dobo vesolja. S preizkušanjem teoretičnih načel, poskusi s pospeševalci delcev in visokoenergetskimi stanji ter astronomskimi študijami, ki so opazovale globoko vesolje, so znanstveniki zgradili časovnico časovnih dogodkov, ki so se začeli z velikim praskom in privedli do trenutnega stanja kozmičnega evolucije .

Vendar pa najzgodnejši časi vesolja - trajajo od približno 10^-43 do 10^-11 sekunde po velikem udaru - so predmet obsežnih ugibanj. Glede na to, da zakoni fizike, kot jih poznamo, trenutno ne bi mogli obstajati, je težko dojeti, kako bi lahko vesolje upravljalo. Še več, poskusi, ki lahko ustvarijo vpletene energije, so v povojih.

Kljub temu prevladujejo številne teorije o tem, kaj se je zgodilo v tem začetnem trenutku, od katerih so mnoge združljive. V skladu z mnogimi od teh teorij lahko trenutek, ki sledi velikemu udaru, razčlenimo na naslednja časovna obdobja: epoha singularnosti, napihljivo epoho in hladilno epoho.

Znana tudi kot Planckova epoha (ali Planckova doba) je bila epoha singularnosti najstarejše znano obdobje vesolja. V tem času se je vsa snov kondenzirala na eni sami točki neskončne gostote in ekstremne toplote. V tem obdobju se verjame, da so v fizičnih interakcijah prevladovali kvantni učinki gravitacije in da nobena druga fizična sila ni bila enakovredna gravitaciji.

To Planckovo obdobje sega od točke 0 do približno 10^-43sekund in je tako imenovan, ker ga je mogoče izmeriti le v Planckovem času. Zaradi vesoljne vročine in gostote snovi je bilo stanje Vesolja zelo nestabilno. Tako se je začelo širiti in ohlajati, kar je vodilo k manifestaciji temeljnih sil fizike. Od približno 10^-43 drugi in 10^-36, vesolje je začelo prehajati prehodne temperature.

Tu se verjame, da so se temeljne sile, ki upravljajo Vesolje, začele ločevati druga od druge. Prvi korak pri tem je bila sila gravitacije, ki se je ločila od merilnih sil, ki predstavljajo močne in šibke jedrske sile in elektromagnetizem. Potem pa od 10^-36do 10^-32sekund po velikem udaru je bila vesoljska temperatura dovolj nizka (10²⁸ K) da sta se lahko ločila tudi elektromagnetizem in šibka jedrska sila.

Z ustanovitvijo prvih temeljnih sil vesolja se je začela inflacijska epoha, ki je trajala od 10^-32sekund v Planckovem času do neznane točke. Večina kozmoloških modelov kaže, da je bilo vesolje na tej točki homogeno napolnjeno z visoko energijsko gostoto in da so neverjetno visoke temperature in tlak povzročili hitro širjenje in hlajenje.

To se je začelo ob 10. uri^-37 sekunde, kjer je fazni prehod, ki je povzročil ločitev sil, pripeljal tudi do obdobja, ko je Vesolje eksponentno raslo. Prav takrat se je zgodila bariogeneza, ki se nanaša na hipotetični dogodek, kjer so bile temperature tako visoke, da so se naključni premiki delcev zgodili z relativističnimi hitrostmi.

Kot rezultat tega so se v trčenjih nenehno ustvarjali in uničevali pari delcev in delcev, kar naj bi privedlo do prevlade snovi v antimateriji v današnjem vesolju. Potem ko se je inflacija ustavila, je vesolje sestavljalo kvarkovsko-gluonsko plazmo in vse druge elementarne delce. Od tega trenutka naprej se je Vesolje začelo ohlajati in snovi so se združevale in tvorile.

Ko je vesolje še naprej zmanjševalo gostoto in temperaturo, se je začela hladilna epoha. Za to je bilo značilno, da se energija delcev zmanjšuje in fazni prehodi se nadaljujejo, dokler se temeljne sile fizike in elementarni delci niso spremenile v sedanjo obliko. Ker bi energije delcev padle na vrednosti, ki jih je mogoče dobiti s poskusi fizike delcev, je to obdobje naprej predmet manj špekulacij.

Na primer, znanstveniki menijo, da jih je približno 10^-11 sekunde po velikem udaru so energije delcev močno padle. Ob približno 10ih^-6 sekunde, kvarki in gluoni, združeni v tvorbo barionov, kot so protoni in nevtroni, in majhen presežek kvarkov nad antikvarki je povzročil majhen presežek barionov nad antibarioni.

Ker temperature niso bile dovolj visoke, da bi ustvarile nove pare proton-antiproton (ali pa pari nevtro-anitneutron), je takoj sledilo množično uničevanje, kar je pustilo le enega od 10¹⁰ prvotnih protonov in nevtronov ter nobenega od njihovih delcev. Podoben postopek se je zgodil približno 1 sekundo po velikem naletu za elektrone in pozitrone.

Po teh uničevanjih se preostali protoni, nevtroni in elektroni niso več gibali relativistično, energijsko gostoto Vesolja pa so prevladovali fotoni - in v manjši meri nevtrini. Nekaj minut po ekspanziji se je začelo tudi obdobje, znano kot nukleosinteza velikega poka.

Zahvaljujoč temperaturam, ki so padle na milijardo kelvin in so se energijske gostote spustile na približno ekvivalent zraka, so se nevtroni in protoni začeli združevati, da tvorijo prvi devterij vesolja (stabilen izotop vodika) in helijeve atome. Vendar je večina protonov Vesolja ostala nepovezana kot vodikova jedra.

Po približno 379.000 letih so se elektroni združili s temi jedri, da so tvorili atome (spet večinoma vodik), sevanje pa se je ločilo od materije in se še naprej širilo skozi vesolje, v glavnem neovirano. To sevanje je zdaj znano kot tisto, kar predstavlja kozmično mikrovalovno ozadje (CMB), ki je danes najstarejša luč v vesolju.

Ko se je CMB širil, je postopoma izgubljal gostoto in energijo, trenutno pa se ocenjuje, da ima temperaturo 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) in gostoto energije 0,25 eV / cm³ (ali 4.005 × 10^-14 J / m³; 400–500 fotonov / cm³). CMB je mogoče videti v vseh smereh na razdalji približno 13,8 milijarde svetlobnih let, vendar ocene njegove dejanske razdalje postavljajo na približno 46 milijard svetlobnih let od središča Vesolja.

Evolucija vesolja:

Skozi nekaj milijard let, ki so sledile, so se nekoliko gostejše regije matere Vesolja (ki so bile skoraj enakomerno razporejene) začele gravitacijsko privlačiti druga drugo. Zato so postajali še gostejši in so tvorili plinske oblake, zvezde, galaksije in druge astronomske strukture, ki jih danes redno opazujemo.

To je tisto, kar je znano kot Struktura epoha, saj se je v tem času začelo oblikovati sodobno vesolje. To je bilo sestavljeno iz vidne snovi, porazdeljene v strukturah različnih velikosti (to so zvezde in planeti do galaksij, gruče galaksij in super grozdi), kjer je koncentrirana materija in ki jih ločujejo ogromni zalivi, ki vsebujejo malo galaksij.

Podrobnosti tega postopka so odvisne od količine in vrste snovi v vesolju. Hladna temna snov, topla temna snov, vroča temna snov in barionska snov so štiri predlagane vrste. Toda model Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM), v katerem so se delci temne snovi počasi premikali v primerjavi s svetlobno hitrostjo, velja za standardni model kozmologije Big Bang, saj najbolje ustreza razpoložljivim podatkom .

V tem modelu ocenjujejo, da hladna temna snov predstavlja približno 23% snovi / energije vesolja, medtem ko barionska snov predstavlja približno 4,6%. Lambda se sklicuje na kozmološko konstanto, teorijo, ki jo je prvotno predlagal Albert Einstein, ki je poskušal pokazati, da ravnovesje mase-energije v vesolju ostaja statično.

V tem primeru je povezana s temno energijo, ki je pospešila širitev Vesolja in ohranjala njegovo obsežno strukturo v veliki meri enotno. Obstoj temne energije temelji na številnih dokazih, ki vse kažejo, da jo vesolje prežema. Na podlagi opazovanj ocenjujejo, da 73% vesolja sestavlja to energijo.

Med najzgodnejšimi fazami vesolja, ko je bila vsa barijenska snov tesneje skupaj, je prevladovala gravitacija. Vendar pa je po več milijard let širjenja naraščajoče obilje temne energije privedlo do prevladujočih interakcij med galaksijami. To je sprožilo pospešek, ki je poznan kot epoha kozmičnega pospeška.

Ko se je začelo to obdobje, je treba razpravljati, vendar se ocenjuje, da se je začelo približno 8,8 milijarde let po velikem udaru (pred 5 milijardi let). Kozmologi se opirajo tako na kvantno mehaniko kot na Einsteinovo splošno relativnost, da opišejo proces kozmične evolucije, ki se je zgodil v tem obdobju in kadar koli po inflacijski epohi.

S strogim postopkom opazovanja in modeliranja so znanstveniki ugotovili, da se to evolucijsko obdobje sklada z Einsteinovimi poljskimi enačbami, čeprav prava narava temne energije ostaja prividna. Še več, ni dobro podprtih modelov, ki bi lahko določili, kaj se je v vesolju dogajalo pred obdobjem, ki je pred 10^-15sekund po velikem udaru.

Vendar pa s tekočimi poskusi, ki uporabljajo CERN-ov Veliki hadronski trkalnik (LHC), želimo ponovno ustvariti energijske pogoje, ki bi obstajali v času velikega poka, kar naj bi razkrilo tudi fiziko, ki presega področje standardnega modela.

Vsak preboj na tem področju bo verjetno privedel do enotne teorije kvantne gravitacije, kjer bodo znanstveniki končno lahko razumeli, kako gravitacija vpliva na tri druge temeljne sile fizike - elektromagnetizem, šibko jedrsko silo in močno jedrsko silo. To nam bo tudi pomagalo razumeti, kaj se je resnično zgodilo v najzgodnejših epohah vesolja.

Struktura vesolja:

Dejanske velikosti, oblike in obsežne strukture vesolja so bile predmet nenehnih raziskav. Medtem ko je najstarejša svetloba v vesolju, ki jo lahko opazimo, oddaljena 13,8 milijarde svetlobnih let (CMB), to ni dejanski obseg vesolja. Glede na to, da je vesolje v stanju širitve že milijardo let in s hitrostmi, ki presegajo svetlobno hitrost, se dejanska meja sega daleč preko tega, kar lahko vidimo.

Naši trenutni kozmološki modeli kažejo, da vesolje meri približno 91 milijard svetlobnih let (28 milijard parsec). Z drugimi besedami, opazovano Vesolje sega od našega Osončja navzven do razdalje približno 46 milijard svetlobnih let v vseh smereh. Vendar glede na to, da rob Vesolja ni opazen, še ni jasno, ali ima vesolje dejansko rob. Za vse, kar vemo, to traja večno!

Znotraj opazovanega Vesolja se materija porazdeli na zelo strukturiran način. Znotraj galaksij je to sestavljeno iz velikih koncentracij - to so planeti, zvezde in nebule -, prepletene z velikimi površinami praznega prostora (tj. Medplanetarnim prostorom in medzvezdnim medijem).

Stvari so na večjih lestvicah skoraj enake, galaksije pa so ločene s prostornino, napolnjeno s plinom in prahom. V največjem merilu, kjer obstajajo grozdasti grozdi in superklusterji, imate modro mrežo obsežnih struktur, sestavljenih iz gostih nitk snovi in velikanskih kozmičnih praznin.

Prostorni čas lahko glede na svojo obliko obstaja v eni od treh možnih konfiguracij - pozitivno ukrivljene, negativno ukrivljene in ravne. Te možnosti temeljijo na obstoju vsaj štirih dimenzij prostora-časa (x-koordinata, y-koordinata, z-koordinata in čas) in so odvisne od narave kozmičnega širjenja in od tega, ali vesolje ali ne je končna ali neskončna.

Pozitivno ukrivljen (ali zaprt) vesolje bi spominjal na štiridimenzionalno sfero, ki bi bila končna v prostoru in brez opaznega roba. Negativno ukrivljen (ali odprt) vesolje bi bil videti kot štiridimenzionalno sedlo in ne bi imel meja v prostoru in času.

V prejšnjem scenariju bi se moralo Vesolje prenehati širiti zaradi prekomerne energije. V slednjem bi vseboval premalo energije, da bi se kdaj prenehal širiti. V tretjem in zadnjem scenariju - ravnem Vesolju - bi obstajala kritična količina energije, njegova širitev pa bi se ustavila šele po neskončnem času.

Usoda vesolja:

Hipoteza, da je vesolje imelo izhodišče, seveda sproža vprašanja o možni končni točki. Če se je Vesolje začelo kot drobna točka neskončne gostote, ki se je začela širiti, ali to pomeni, da se bo še naprej širila v nedogled? Ali pa bo nekega dne zmanjkalo silne sile in se začelo umikati navznoter, dokler se vsa zadeva ne zdrobi nazaj v majhen kroglico?

Odgovarjanje na to vprašanje je kozmologom v središču pozornosti že od samega začetka razprave o tem, kateri model vesolja je bil pravi. S sprejetjem teorije velikega praska, vendar so se kozmologi pred opazovanjem temne energije v devetdesetih letih prejšnjega stoletja dogovorili o dveh scenarijih, ki sta najverjetnejša rezultata za naše vesolje.

V prvem, splošno znanem kot scenarij velikega krča, bo vesolje doseglo največjo velikost in se nato začelo rušiti samo po sebi. To bo mogoče le, če je masna gostota Vesolja večja od kritične gostote. Z drugimi besedami, dokler gostota snovi ostane pri ali nad določeno vrednostjo (1-3 × 10)^-26 kg snovi na m³), vesolje se bo sčasoma skrčilo.

Če bi bila gostota v vesolju enaka ali pod kritično gostoto, bi se širitev upočasnila, vendar se nikoli ne ustavi. V tem scenariju, znanem kot "velika zamrznitev", bi vesolje nadaljevalo, dokler se na koncu ne bi ustavilo nastajanje zvezd s porabo vsega medzvezdnega plina v vsaki galaksiji. Medtem bi vse obstoječe zvezde izgorele in postale bele pritlikavke, nevtronske zvezde in črne luknje.

Zelo postopoma bi trki med temi črnimi luknjami povzročili množično kopičenje v večje in večje črne luknje. Povprečna temperatura vesolja bi se približala absolutni ničli, črne luknje bi izhlapele po oddajanju zadnjega Hawkingovega sevanja. Končno bi se entropija Vesolja povečala do točke, ko iz njega ni mogoče črpati nobene organizirane oblike energije (scenariji, znani kot "toplotna smrt").

Sodobna opažanja, ki vključujejo obstoj temne energije in njen vpliv na kozmično širitev, so privedla do zaključka, da bo vse več trenutno vidnega Vesolja prehajalo onkraj našega obzorja dogodkov (tj. CMB, rob tega, kar lahko vidimo) in postanejo nevidni za nas. Končni rezultat tega trenutno še ni znan, vendar se v tem scenariju verjetno šteje tudi "vročinska smrt".

Druge razlage temne energije, imenovane teorije fantomske energije, kažejo, da se bodo na koncu galaksije grozdi, zvezde, planeti, atomi, jedra in snov same raztrgale zaradi vse večjega širjenja. Ta scenarij je znan kot "Veliki razmik", v katerem bo širitev vesolja sčasoma razveljavila.

Zgodovina študija:

Strogo gledano, človeška bitja že od pradavnine razmišljajo in preučujejo naravo Vesolja. Kot takšni so bili prvi zgodbi o tem, kako je vesolje postalo mitološko in so se ustno prenašale iz generacije v generacijo. V teh zgodbah so se svet, prostor, čas in vse življenje začeli z dogodkom ustvarjanja, kjer so Bog ali Bogovi bili odgovorni za vse.

Astronomija se je začela pojavljati tudi kot področje preučevanja v času starih Babiloncev. Sistemi ozvezdij in astroloških koledarjev, ki so jih že v 2. tisočletju pred našim štetjem pripravili babilonski učenjaki, bodo tisoče let pozneje obveščali o kozmoloških in astroloških tradicijah kultur.

Po klasični antiki je začel nastajati pojem vesolja, ki so ga narekovali fizični zakoni. Med grškimi in indijskimi učenjaki so razlage za stvarstvo začele postati filozofske narave, s poudarkom na vzrokih in posledicah, namesto na božjo vlogo. Najstarejša primera vključujeta Thales in Anaximander, dva predsokratska grška učenjaka, ki sta trdila, da je vse rojeno iz prvotne oblike materije.

Do 5. stoletja pred našim štetjem je predsokratski filozof Empedocles postal prvi zahodni učenjak, ki je predlagal Vesolje, sestavljeno iz štirih elementov - zemlje, zraka, vode in ognja. Ta filozofija je postala zelo priljubljena v zahodnih krogih in je bila podobna kitajskemu sistemu petih elementov - kovine, lesa, vode, ognja in zemlje -, ki so se pojavili približno ob istem času.

Šele ko je Demokrit, grški filozof iz 5. in 4. stoletja pred našim štetjem, predlagal Vesolje, sestavljeno iz nedeljivih delcev (atomov). Indijski filozof Kanada (ki je živel v 6. ali 2. stoletju pred našim štetjem) je to filozofijo nadaljeval tako, da je predlagal, da sta svetloba in toplota enaka snov v drugačni obliki. Budistični filozof iz petega stoletja Dignana je to sprejel še dlje in je predlagal, da je vsa materija sestavljena iz energije.

Pojem o končnem času je bil tudi ključna značilnost Abrahamovih religij - judovstvo, krščanstvo in islam. Morda je navdihnjeno zoroastrijskim konceptom Sodnega dne, prepričanje, da ima vesolje začetek in konec, bo obveščalo zahodne koncepte kozmologije celo do danes.

Med 2. tisočletjem pred našim štetjem in 2. stoletjem pred našim štetjem sta se astronomija in astrologija še naprej razvijala in razvijala. Grški astronomi so poleg spremljanja pravilnih gibanj planetov in gibanja ozvezdij skozi zodiak artikulirali tudi geocentrični model Vesolja, kjer se Sonce, planeti in zvezde vrtijo okoli Zemlje.

Te tradicije so najbolje opisane v matematičnem in astronomskem traktatu v 2. stoletju CEAlmagest, ki jo je napisal grško-egiptovski astronom Klaudij Ptolemaj (aka. Ptolemej). Ta traktat in kozmološki model, ki ga je zagovarjal, bi srednjeveški evropski in islamski učenjaki smatrali kot kanon za več kot tisoč let.

Vendar pa so še pred znanstveno revolucijo (približno od 16. do 18. stoletja) obstajali astronomi, ki so predlagali heliocentrični model vesolja - kjer se Zemlja, planeti in zvezde vrtijo okoli Sonca. Sem spadajo grški astronom Aristarh iz Samosa (približno 310 - 230 pred našim štetjem) in helenistični astronom in filozof Seleuk iz Selevcije (190 - 150 pred našim štetjem).

Med srednjim vekom so indijski, perzijski in arabski filozofi in učenjaki ohranjali in širili klasično astronomijo. Poleg tega, da so živeli Ptolemejske in nearistotelske ideje, so predlagali tudi revolucionarne ideje, kot je vrtenje Zemlje. Nekateri učenjaki - na primer indijski astronom Aryabhata in perzijski astronomi Albumasar in Al-Sijzi - celo napredne različice heliocentričnega vesolja.

Do 16. stoletja je Nicolaus Kopernik predlagal najcelovitejši koncept heliocentričnega vesolja z reševanjem dolgotrajnih matematičnih problemov s teorijo. Njegove ideje so bile prvič izražene v rokopisu na 40 straneh z naslovom Kommentariolus („Mali komentar“), ki je opisal heliocentrični model, ki temelji na sedmih splošnih načelih. Teh sedem načel določa:

Nebesna telesa se ne vrtijo okoli ene same točke
Središče Zemlje je središče lunine krogle - lunina orbita okoli Zemlje; vse krogle se vrtijo okoli Sonca, ki je blizu središča Vesolja
Razdalja med Zemljo in Soncem je nepomemben del razdalje od Zemlje in Sonca do zvezd, zato paralaksa v zvezdah ni opaziti
Zvezde so nepremične - njihovo navidezno dnevno gibanje povzroča vsakodnevno vrtenje Zemlje
Zemlja se premika v krogli okoli Sonca, kar povzroči navidezno letno selitev Sonca
Zemlja ima več gibanja
Zemljino orbitalno gibanje okoli Sonca povzroči navidezni obrat v smeri gibanja planetov.

Obsežnejša obravnava njegovih idej je izšla leta 1532, ko je Kopernik dokončal svoj magnum opus - De revolutionibus orbium coelestium (O revolucijah nebesnih sfer). V njem je predstavil svojih sedem glavnih argumentov, vendar v podrobnejši obliki in s podrobnimi izračuni, da jih podkrepi. Zaradi strahu pred preganjanjem in nasprotovanjem je ta zvezek izšel šele leta 1542.

Njegove ideje bi še bolj izpopolnili matematiki iz 16. in 17. stoletja, astronom in izumitelj Galileo Galilei. Galileo je s teleskopom svojega lastnega ustvarjanja posnel opažanja Lune, Sonca in Jupitra, ki so pokazale pomanjkljivosti v geocentričnem modelu Vesolja, hkrati pa je pokazal tudi notranjo skladnost Kopernikovega modela.

Njegova opažanja so bila objavljena v več različnih zvezkih v zgodnjem 17. stoletju. Njegova opažanja o krateni površini Lune in njegova opažanja Jupitra in njegovih največjih lun so bila leta 1610 podrobno opisana z njegovim Sidereus Nuncius (Zvezdni glasnik) medtem ko so bila njegova opažanja sončne pege opisana v Na mestih, opaženih na soncu (1610).

Galileo je zapisal tudi svoja opažanja o Mlečni poti v Zvezdnik Messenger, za katero se je prej verjelo, da je nejasna. Namesto tega je Galileo ugotovil, da gre za množico zvezd, zbranih tako gosto skupaj, da se je od daleč zdelo, da so videti kot oblaki, a to so bili pravzaprav zvezde, ki so veliko dlje, kot se je prej mislilo.

Leta 1632 je Galileo v svoji traktati končno nagovoril na "Veliko razpravo"Dialog sopra in zaradi množičnih sistemov del mondo (Dialog o dveh glavnih svetovnih sistemih), v katerem se je zavzemal za heliocentrični model nad geocentričnim. Z lastnimi teleskopskimi opazovanji, sodobno fiziko in strogo logiko so Galileovi argumenti učinkovito spodkopali osnovo Aristotelovega in Ptolomejevega sistema za rastočo in dovzetno publiko.

Johannes Kepler je model nadaljeval s svojo teorijo o eliptičnih orbitah planetov. V kombinaciji z natančnimi tabelami, ki so napovedovale položaje planetov, se je kopernikanski model učinkovito dokazal. Od sredine sedemnajstega stoletja naprej je bilo malo astronomov, ki niso bili Koperniki.

Naslednji velik prispevek je prišel sir Isaac Newton (1642/43 - 1727), ki je sodeloval s Keplerjevim Zakonom o planetarnem gibanju, zaradi česar je razvil svojo teorijo o univerzalni gravitaciji. Leta 1687 je objavil svoj znameniti traktat Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica ("Matematična načela naravne filozofije"), ki je podrobno opisal njegove tri zakone gibanja. Ti zakoni so zapisali, da:

Če gledamo v inercialnem referenčnem okviru, predmet bodisi ostane v mirovanju ali se nadaljuje s konstantno hitrostjo, razen če nanje deluje zunanja sila.
Vektorska vsota zunanjih sil (F) na predmet je enaka masi (m) tega predmeta, pomnoženo s pospeševalnim vektorjem (a) predmeta. V matematični obliki se to izrazi kot: F =ma
Ko eno telo izvaja silo na drugo telo, drugo telo hkrati izvaja silo, ki je enaka velikosti in nasprotno v smeri prvega telesa.

Ti zakoni so skupaj opisali odnos med katerim koli objektom, silami, ki delujejo nanj, in posledičnim gibanjem ter tako postavili temelje klasični mehaniki. Zakoni so tudi Newtonu omogočali, da izračuna maso vsakega planeta, izračuna sploščenje Zemlje na polov in izboklina na ekvatorju ter kako gravitacijsko vlečenje Sonca in Lune ustvari Zemljine plime.

Njegova metoda geometrijske analize, ki je podobna kalkuliranju, je bila zmožna upoštevati tudi hitrost zvoka v zraku (na podlagi Boyleovega zakona), precesijo enakonočja - za katero je pokazal, da je Lunova gravitacijska privlačnost na Zemljo - in določiti orbite kometov. Ta obseg bi močno vplival na vede, njegova načela pa bodo ostala kanon v naslednjih 200 letih.

Drugo veliko odkritje se je zgodilo leta 1755, ko je Immanuel Kant predlagal, da je Mlečna pot velika zbirka zvezd, ki jih je medsebojna gravitacija držala skupaj. Tako kot Osončje bi se tudi ta zbirka zvezd vrtela in sploščila kot disk, znotraj katerega bi bil vgrajen Osončje.

Astronom William Herschel je leta 1785 poskušal dejansko preslikati obliko Mlečne poti, vendar ni ugotovil, da veliki deli galaksije zakrivajo plin in prah, kar skriva njeno pravo obliko. Naslednji velik preskok v preučevanju Vesolja in zakonov, ki ga urejajo, je prišel šele v 20. stoletju, z razvojem Einsteinovih teorij posebne in splošne relativnosti.

Einsteinove prelomne teorije o prostoru in času (povzete preprosto kot E = mc²) so bili delno njegovi poskusi, da Newtonove zakone mehanike razreši z zakoni elektromagnetizma (kot sta značilna Maxwell-ova enačba in Lorentzov zakon o silah). Sčasoma bi Einstein odpravil neskladje med tema dvema področjema, tako da bi v svojem delu iz leta 1905 predlagal posebno relativnost, "O elektrodinamiki gibajočih se teles“.

V osnovi je ta teorija zapisala, da je hitrost svetlobe enaka v vseh inercialnih referenčnih okvirih. To se je zlomilo s prejšnjim soglasjem, da se bo svetloba, ki potuje skozi gibajoč se medij, vlekla s tem medijem, kar pomeni, da je hitrost svetlobe vsota njene hitrosti skozi srednji plus hitrost od ta medij. Ta teorija je privedla do številnih vprašanj, ki so se pred Einsteinovo teorijo izkazala za nepremostljivo.

Posebna relativnost ni le uskladila Maxwell-ove enačbe za elektriko in magnetizem z mehaničnimi zakoni, ampak je tudi poenostavila matematične izračune tako, da so odstranili odvečne razlage, ki jih uporabljajo drugi znanstveniki. Prav tako je obstoj medija povsem odveč, skladen z neposredno opaženo hitrostjo svetlobe, in upošteval opažene aberacije.

Med letoma 1907 in 1911 je Einstein začel razmišljati, kako bi se posebna relativnost lahko uporabila na gravitacijskih poljih - kar bi postalo znano kot Teorija splošne relativnosti. To se je vrhunec zgodilo leta 1911 z objavami časopisaO vplivu gravitacije na širjenje svetlobe", V katerem je predvideval, da je čas glede na opazovalca in odvisen od njihovega položaja znotraj gravitacijskega polja.

Izpopolnil je tudi tisto, kar je znano kot načelo enakovrednosti, ki pravi, da je gravitacijska masa enaka inercijski masi. Einstein je tudi napovedoval pojav gravitacijske časovne širitve - kjer dva opazovalca, ki sta na različnih razdaljah od gravitacijske mase, zaznavata razliko v času, ki je potekal med dvema dogodkoma. Druga velika rast njegovih teorij je bil obstoj Črnih lukenj in širitvenega vesolja.

Leta 1915, nekaj mesecev po tem, ko je Einstein objavil svojo Teorijo splošne relativnosti, je nemški fizik in astronom Karl Schwarzschild našel rešitev Einsteinovih poljskih enačb, ki so opisale gravitacijsko polje točke in sferične mase. Ta rešitev, ki jo danes imenujemo Schwarzschildov polmer, opisuje točko, kjer je masa krogle tako stisnjena, da bi hitrost pobega s površine bila enaka hitrosti svetlobe.

Leta 1931 je indijsko-ameriški astrofizik Subrahmanyan Chandrasekhar s pomočjo posebne relativnosti izračunal, da se bo ne vrteče se telo elektronske degeneracije nad določeno omejevalno maso zrušilo nase. Robert Oppenheimer in drugi so se leta 1939 strinjali z Chandrasekharjevo analizo, ki trdijo, da bi nevtronske zvezde nad predpisano mejo propadle v črne luknje.

Druga posledica Splošne relativnosti je bila napoved, da je vesolje v stanju širitve ali krčenja. Leta 1929 je Edwin Hubble potrdil, da je bilo tako. 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!