UNIVERSUL

Send

Ce este Universul? Aceasta este o întrebare imens încărcată! Indiferent de unghiul pe care l-ați luat pentru a răspunde la această întrebare, puteți petrece ani întregi răspunzând la această întrebare și abia dacă zgârie suprafața. În ceea ce privește timpul și spațiul, este nespus de mare (și posibil chiar infinit) și incredibil de vechi după standardele umane. A descrie-o în detaliu este așadar o sarcină monumentală. Dar noi, la Space Magazine, suntem hotărâți să încercăm!

Deci, ce este Universul? Ei bine, răspunsul scurt este că este suma totală a întregii existențe. Tot timpul, spațiul, materia și energia au început să se extindă cu aproximativ 13,8 miliarde de ani în urmă și au continuat să se extindă încă de atunci. Nimeni nu este în întregime sigur cât de extins este cu adevărat Universul și nimeni nu este în întregime sigur cum se va sfârși totul. Însă cercetările și studiile în curs ne-au învățat foarte multe pe parcursul istoriei umane.

Definiție:

Termenul „Univers” este derivat din cuvântul latin „universum”, care a fost folosit de omul de stat roman Cicero și ulterior de autorii romani pentru a se referi la lume și la cosmos așa cum îl cunoșteau. Aceasta era formată din Pământ și toate viețuitoarele care locuiau acolo, precum și Luna, Soarele, planetele cunoscute de atunci (Mercur, Venus, Marte, Jupiter, Saturn) și stelele.

Termenul „cosmos” este adesea folosit în mod interschimbabil cu Universul. Este derivat din cuvântul grecesc Kosmos, care înseamnă literal „lumea”. Alte cuvinte folosite frecvent pentru a defini întreaga existență includ „Natura” (derivate din cuvântul germanic Natur) și cuvântul englezesc „everything”, care se folosește, pot fi văzute în terminologia științifică - adică „Theory Of Everything” (TOE).

Astăzi, acest termen este adesea folosit pentru a face referire la toate lucrurile care există în Universul cunoscut - Sistemul Solar, Calea Lactee și toate galaxiile și suprastructurile cunoscute. În contextul științei moderne, astronomiei și astrofizicii, se referă, de asemenea, la tot spațiu-timp, la toate formele de energie (adică radiații electromagnetice și materie) și la legile fizice care le leagă.

Originea Universului:

Consensul științific actual este că Universul s-a extins dintr-un punct de materie și densitate energetică super ridicată în urmă cu aproximativ 13,8 miliarde de ani. Această teorie, cunoscută sub denumirea de Big Bang Theory, nu este singurul model cosmologic care explică originile Universului și evoluția lui - de exemplu, există teoria statului constant sau teoria oscilantă a universului.

Este, totuși, cel mai larg acceptat și popular. Acest lucru se datorează faptului că teoria Big Bang este în măsură să explice originea tuturor materiilor cunoscute, legile fizicii și structura pe scară largă a Universului. Contabilizează, de asemenea, extinderea Universului, existența fundalului microundelor cosmice și o gamă largă de alte fenomene.

Trecând înapoi din starea actuală a Universului, oamenii de știință au teoretizat că trebuie să fi avut originea într-un singur punct de densitate infinită și timp finit care a început să se extindă. După expansiunea inițială, teoria susține că Universul s-a răcit suficient pentru a permite formarea de particule subatomice și mai târziu atomi simpli. Nori uriași ai acestor elemente primordiale s-au încântat ulterior prin gravitație pentru a forma stele și galaxii.

Toate acestea au început în urmă cu aproximativ 13,8 miliarde de ani și, prin urmare, este considerată a fi vârsta Universului. Prin testarea principiilor teoretice, experimente care au implicat acceleratoare de particule și stări cu energie mare și studii astronomice care au observat Universul profund, oamenii de știință au construit o cronologie a evenimentelor care au început cu Big Bang și au dus la starea actuală a evoluției cosmice .

Cu toate acestea, cele mai timpurii timpuri ale Universului - durează de la aproximativ 10^-43 la 10^-11 secunde după Big Bang - fac obiectul unor ample speculații. Având în vedere că legile fizicii așa cum le cunoaștem nu ar fi putut exista în acest moment, este dificil să înțelegem cum ar fi putut fi guvernat Universul. Mai mult, experimentele care pot crea tipurile de energii implicate sunt încă din fragedă lor naștere.

Cu toate acestea, multe teorii prevalează cu privire la ceea ce a avut loc în acest moment inițial în timp, multe dintre ele fiind compatibile. În conformitate cu multe dintre aceste teorii, instantele care urmează Big Bang-ului pot fi defalcate în următoarele perioade de timp: Singularity Epoch, Inflation Epoch și Cooling Epoch.

Cunoscută și sub numele de Planck Epoch (sau Era Planck), Singularity Epoch a fost cea mai timpurie perioadă cunoscută a Universului. În acest moment, toată materia era condensată pe un singur punct de densitate infinită și căldură extremă. În această perioadă, se crede că efectele cuantice ale gravitației au dominat interacțiunile fizice și că nicio altă forță fizică nu a avut o rezistență egală cu gravitația.

Această perioadă de timp Planck se extinde de la punctul 0 la aproximativ 10^-43secunde și este numit astfel, deoarece poate fi măsurat doar în timpul Planck. Datorită căldurii extreme și a densității materiei, starea Universului era extrem de instabilă. A început astfel să se extindă și să se răcească, ducând la manifestarea forțelor fundamentale ale fizicii. De la aproximativ 10^-43 al doilea și 10^-36, Universul a început să traverseze temperaturile de tranziție.

Aici se consideră că forțele fundamentale care guvernează Universul au început să se separe între ele. Primul pas în acest sens a fost forța gravitației care se separă de forțele gabaritului, care reprezintă forțele nucleare puternice și slabe și electromagnetismul. Apoi, de la 10^-36la 10^-32secunde după Big Bang, temperatura Universului era suficient de scăzută (10²⁸ K) că electromagnetismul și forța nucleară slabă au reușit să se separe și ele.

Odată cu crearea primelor forțe fundamentale ale Universului, Epoch-ul de inflație a început, care a durat de la 10^-32secunde în timpul Planck până la un punct necunoscut. Majoritatea modelelor cosmologice sugerează că Universul în acest moment a fost umplut omogen cu o densitate energetică ridicată și că temperaturile și presiunea incredibil de ridicate au dat naștere la o expansiune rapidă și răcire.

Acest lucru a început la 10^-37 secunde, când tranziția de fază care a determinat separarea forțelor a dus și la o perioadă în care Universul a crescut exponențial. De asemenea, în acest moment s-a produs baryogeneza, care se referă la un eveniment ipotetic în care temperaturile erau atât de mari încât mișcările aleatorii ale particulelor au avut loc cu viteze relativiste.

Drept urmare, perechi de particule și antiparticule de tot felul au fost create continuu și distruse în coliziuni, ceea ce se crede că a dus la predominarea materiei peste antimaterie în Universul actual. După ce s-a oprit inflația, Universul a constat dintr-o plasmă cu quark-gluon, precum și toate celelalte particule elementare. Din acest moment, Universul a început să se răcească și materia s-a format și s-a format.

Pe măsură ce Universul a continuat să scadă în densitate și temperatură, Cooling Epoch a început. Aceasta s-a caracterizat prin energia particulelor care scade și tranzițiile de fază continuând până când forțele fundamentale ale fizicii și ale particulelor elementare s-au schimbat în forma lor actuală. Deoarece energiile de particule ar fi scăzut la valori care pot fi obținute prin experimente de fizică a particulelor, această perioadă în continuare este supusă unor speculații mai mici.

De exemplu, oamenii de știință cred că aproximativ 10^-11 secunde după Big Bang, energiile de particule au scăzut considerabil. Pe la 10^-6 secunde, quark-urile și gluonii combinați pentru a forma baroni precum protoni și neutroni și un exces mic de quark-uri peste anticarci a condus la un exces mic de barioni peste antibaroni.

Deoarece temperaturile nu au fost suficient de ridicate pentru a crea noi perechi proton-antiproton (sau perechi neutron-anitneutron), a urmat imediat anihilarea în masă, lăsând doar una din 10¹⁰ protonilor și neutronilor originali și niciunul dintre antiparticulele lor. Un proces similar s-a întâmplat la aproximativ 1 secundă după Big Bang pentru electroni și pozitroni.

După aceste anihilări, protonii, neutronii și electronii rămași nu s-au mai mișcat relativist și densitatea de energie a Universului a fost dominată de fotoni - și într-o măsură mai mică, de neutrini. La câteva minute după expansiune, a început și perioada cunoscută sub numele de nucleosinteza Big Bang.

Datorită temperaturilor care scad la 1 miliard de kelvin și densităților de energie scăzând la aproximativ echivalentul aerului, neutronii și protonii au început să se combine pentru a forma primul deuteriu al Universului (un izotop stabil al hidrogenului) și atomii de heliu. Cu toate acestea, majoritatea protonilor Universului au rămas necombinați ca nuclei de hidrogen.

După aproximativ 379.000 de ani, electronii s-au combinat cu acești nuclei pentru a forma atomi (din nou, în mare parte hidrogen), în timp ce radiația s-a decuplat de materie și a continuat să se extindă prin spațiu, în mare măsură fără obstacole. Această radiație este acum cunoscută a fi ceea ce constituie fundalul cu microunde cosmice (CMB), care astăzi este cea mai veche lumină din Univers.

Pe măsură ce CMB s-a extins, a pierdut treptat densitatea și energia și, în prezent, se estimează că are o temperatură de 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) și o densitate energetică de 0,25 eV / cm.³ (sau 4.005 × 10^-14 J / m³; 400–500 fotoni / cm³). CMB poate fi văzut în toate direcțiile, la o distanță de aproximativ 13,8 miliarde de ani-lumină, dar estimările distanței sale reale o plasează la aproximativ 46 de miliarde de ani-lumină de centrul Universului.

Evoluția Universului:

De-a lungul mai multor miliarde de ani care au urmat, regiunile puțin mai dense ale materiei Universului (care a fost distribuită aproape uniform) au început să devină gravitațional unul de celălalt. Prin urmare, au crescut și mai dens, formând nori de gaz, stele, galaxii și celelalte structuri astronomice pe care le observăm în mod regulat astăzi.

Acest lucru este cunoscut sub numele de Structura Epoch, deoarece în această perioadă Universul modern a început să prindă contur. Aceasta a constat în materie vizibilă distribuită în structuri de diferite mărimi (adică stele și planete la galaxii, grupări de galaxii și super-ciorchini) unde materia este concentrată și care sunt separate de goluri enorme care conțin puține galaxii.

Detaliile acestui proces depind de cantitatea și tipul de materie din Univers. Materia întunecată rece, materia întunecată caldă, materia întunecată fierbinte și materia baryonică sunt cele patru tipuri sugerate. Cu toate acestea, modelul Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM), în care particulele de materie întunecată s-au mișcat lent în comparație cu viteza luminii, este considerat a fi modelul standard al cosmologiei Big Bang, deoarece se potrivește cel mai bine datelor disponibile .

În acest model, materia estimată la rece este estimată să reprezinte aproximativ 23% din materia / energia Universului, în timp ce materia baryonică constituie aproximativ 4,6%. Lambda se referă la Constanta Cosmologică, teorie propusă inițial de Albert Einstein care a încercat să arate că echilibrul energiei de masă din Univers rămâne static.

În acest caz, este asociată cu energia întunecată, care a servit pentru a accelera expansiunea Universului și a menține structura pe scară largă în mare măsură uniformă. Existența energiei întunecate se bazează pe mai multe linii de dovezi, toate indicând că Universul este pătruns de ea. Pe baza observațiilor, se estimează că 73% din Univers este format din această energie.

În primele faze ale Universului, când toată materia baryonică era mai aproape spațiu împreună, gravitația a predominat. Cu toate acestea, după miliarde de ani de expansiune, abundența din ce în ce mai mare de energie întunecată a determinat-o să înceapă să domine interacțiunile dintre galaxii. Aceasta a declanșat o accelerație, care este cunoscută sub numele de Cosmic Acceleration Epoch.

Când a început această perioadă este subiect de dezbatere, dar se estimează că a început aproximativ 8,8 miliarde de ani după Big Bang (acum 5 miliarde de ani). Cosmologii se bazează atât pe mecanica cuantică, cât și pe Relativitatea generală a lui Einstein pentru a descrie procesul evoluției cosmice care a avut loc în această perioadă și în orice moment după Epochile Inflaționiste.

Printr-un proces riguros de observații și modelări, oamenii de știință au stabilit că această perioadă evolutivă este în concordanță cu ecuațiile de teren ale lui Einstein, deși adevărata natură a energiei întunecate rămâne iluzivă. Mai mult, nu există modele bine acceptate care să poată determina ce a avut loc în Univers înainte de perioada anterioară 10^-15secunde după Big Bang.

Cu toate acestea, experimentele în curs de desfășurare folosind colizorul mare de Hadron (LHC) al CERN încearcă să recreeze condițiile de energie care ar fi existat în timpul Big Bang-ului, ceea ce este de așteptat să dezvăluie și fizici care depășesc tărâmul modelului standard.

Orice descoperire în acest domeniu va conduce probabil la o teorie unificată a gravitației cuantice, unde oamenii de știință vor putea în sfârșit să înțeleagă cum interacționează gravitația cu celelalte trei forțe fundamentale ale fizicii - electromagnetism, forță nucleară slabă și forță nucleară puternică. La rândul său, aceasta ne va ajuta, de asemenea, să înțelegem ce s-a întâmplat cu adevărat în primele epoci ale Universului.

Structura universului:

Dimensiunea, forma și structura pe scară largă a Universului au făcut obiectul cercetărilor în curs. Deși cea mai veche lumină din Univers care poate fi observată se află la 13,8 miliarde de ani lumină (CMB), aceasta nu este întinderea reală a Universului. Având în vedere că Universul se află într-o stare de expansiune de miliarde de ani și la viteze care depășesc viteza luminii, limita reală se extinde mult dincolo de ceea ce putem vedea.

Modelele noastre cosmologice actuale indică faptul că Universul măsoară aproximativ 91 de miliarde de ani-lumină (28 de miliarde de parsecuri) în diametru. Cu alte cuvinte, Universul observabil se extinde spre exterior de la Sistemul nostru Solar la o distanță de aproximativ 46 de miliarde de ani-lumină în toate direcțiile. Cu toate acestea, având în vedere că marginea Universului nu este observabilă, nu este încă clar dacă Universul are de fapt o margine. Pentru tot ceea ce știm, continuă pentru totdeauna!

În cadrul Universului observabil, materia este distribuită într-o manieră extrem de structurată. În cadrul galaxiilor, aceasta constă din concentrații mari - adică planete, stele și nebuloase - intersectate cu zone mari de spațiu gol (adică spațiu interplanetar și mediu interstelar).

Lucrurile sunt la fel la scară mai mare, galaxiile fiind separate de volume de spațiu umplute cu gaz și praf. La scara cea mai mare, unde există grupuri de galaxii și supercluzori, aveți o rețea wispy de structuri pe scară largă constând din filamente dense de materie și goluri cosmice gigantice.

În ceea ce privește forma sa, spațiul poate exista într-una din cele trei configurații posibile - curbată pozitiv, curbată negativ și plat. Aceste posibilități se bazează pe existența a cel puțin patru dimensiuni ale spațiului-timp (o coordonată x, o coordonată y, o coordonată z și un timp) și depind de natura expansiunii cosmice și indiferent dacă este sau nu Universul. este finit sau infinit.

Un Univers cu curbă (sau închisă) pozitiv ar semăna cu o sferă în patru dimensiuni, care ar fi finită în spațiu și fără margini discernibile. Un Univers cu curbă negativă (sau deschisă) ar arăta ca o „șa” în patru dimensiuni și nu ar avea granițe în spațiu sau timp.

În fostul scenariu, Universul ar trebui să înceteze să se extindă din cauza unei supraabundențe de energie. În cea din urmă, ar conține prea puțină energie pentru a înceta să se extindă vreodată. În cel de-al treilea și ultimul scenariu - un Univers plat - ar exista o cantitate critică de energie, iar expansiunea sa se va opri doar după o perioadă infinită de timp.

Soarta Universului:

Ipotezarea că Universul a avut un punct de plecare naște în mod firesc întrebări despre un posibil punct final. Dacă Universul a început ca un punct minuscul de densitate infinită care a început să se extindă, asta înseamnă că va continua să se extindă la nesfârșit? Sau va rămâne într-o zi fără forță expansivă și va începe să se retragă spre interior, până când toată materia se va returna într-o minge minusculă?

Răspunsul la această întrebare a fost un obiectiv major al cosmologilor încă de la începutul dezbaterii despre ce model de Univers a fost cel corect. Odată cu acceptarea Teoriei Big Bang, dar înainte de observarea energiei întunecate în anii 90, cosmologii au ajuns să cadă de acord asupra a două scenarii ca fiind rezultatele cele mai probabile pentru Universul nostru.

În primul scenariu, cunoscut frecvent sub denumirea de „Big Crunch”, Universul va atinge o dimensiune maximă și apoi va începe să se prăbușească de la sine. Acest lucru va fi posibil numai dacă densitatea de masă a Universului este mai mare decât densitatea critică. Cu alte cuvinte, atât timp cât densitatea materiei rămâne la sau peste o anumită valoare (1-3 × 10)^-26 kg de materie pe m³), Universul va contracta în cele din urmă.

Alternativ, dacă densitatea în Univers ar fi egală cu sau sub densitatea critică, expansiunea s-ar încetini, dar nu s-ar opri niciodată. În acest scenariu, cunoscut sub denumirea de „Big Freeze”, Universul ar continua până când formarea stelelor a încetat în cele din urmă cu consumul întregului gaz interstelar din fiecare galaxie. Între timp, toate stelele existente ar arde și ar deveni pitici albe, stele cu neutroni și găuri negre.

Foarte treptat, coliziunile dintre aceste găuri negre ar avea ca rezultat acumularea de masă în găuri negre mai mari și mai mari. Temperatura medie a Universului s-ar apropia de zero absolut, iar găurile negre s-ar evapora după emiterea ultimei radiații Hawking. În cele din urmă, entropia Universului ar crește până la punctul în care nicio formă organizată de energie nu ar putea fi extrasă din el (scenarii cunoscute sub numele de „moarte prin căldură”).

Observațiile moderne, care includ existența energiei întunecate și influența ei asupra expansiunii cosmice, au dus la concluzia că tot mai multe Universuri vizibile vor trece dincolo de orizontul nostru eveniment (adică CMB, marginea a ceea ce putem vedea) și devin invizibili pentru noi. Rezultatul eventual nu este cunoscut în prezent, dar „moartea prin căldură” este considerată un punct final probabil și în acest scenariu.

Alte explicații despre energia întunecată, numite teorii despre energia fantomelor, sugerează că în cele din urmă grupuri de galaxii, stele, planete, atomi, nuclei și materie în sine vor fi sfărâmate de expansiunea în continuă creștere. Acest scenariu este cunoscut sub numele de „Big Rip”, în care expansiunea Universului însuși va fi în cele din urmă să se dezlege.

Istoria studiului:

Strict vorbind, ființele umane au contemplat și studiat natura Universului încă din timpurile preistorice. Ca atare, primele povești despre cum a ajuns Universul erau de natură mitologică și se transmiteau oral de la o generație la alta. În aceste povești, lumea, spațiul, timpul și toată viața au început cu un eveniment de creație, în care un Dumnezeu sau zei erau responsabili de crearea a tot.

Astronomia a început, de asemenea, să apară ca un câmp de studiu de pe vremea babilonienilor antici. Sistemele de constelații și calendare astrologice pregătite de savanții babilonieni încă din al II-lea mileniu î.e.n. ar continua să informeze tradițiile cosmologice și astrologice ale culturilor pentru mii de ani viitori.

Prin Antichitatea clasică, a început să apară noțiunea de Univers dictată de legi fizice. Între savanții greci și indieni, explicațiile pentru creație au început să devină de natură filozofică, subliniind cauza și efectul, mai degrabă decât agenția divină. Cele mai vechi exemple includ Thales și Anaximander, doi savanți greci presocratici care au susținut că totul s-a născut dintr-o formă primordială a materiei.

Până în secolul al V-lea î.Hr., filosoful pre-socratic Empedocles a devenit primul savant occidental care a propus un Univers format din patru elemente - pământ, aer, apă și foc. Această filozofie a devenit foarte populară în cercurile occidentale și a fost similară cu sistemul chinezesc format din cinci elemente - metal, lemn, apă, foc și pământ - care au apărut în același timp.

Nu a fost propus până în momentul în care Democrit, filosoful grec din secolul al V-lea / al IV-lea î.e.n., a fost propus un Univers format din particule (atomi) indivizi. Filozoful indian Kanada (care a trăit în secolul al VI-lea sau al II-lea î.e.n.) a dus această filozofie mai departe, propunând că lumina și căldura erau aceeași substanță sub formă diferită. Filozoful budist Dignana din secolul al V-lea, CE a dus acest lucru și mai departe, propunând că toată materia era alcătuită din energie.

Noțiunea de timp finit a fost, de asemenea, o caracteristică cheie a religiilor avraamice - iudaismul, creștinismul și islamul. Poate că este inspirat de conceptul zoroastrian al Zilei Judecății, credința că Universul avea un început și un sfârșit va continua să informeze conceptele occidentale de cosmologie chiar și până în zilele noastre.

Între mileniul II î.Hr. și secolul II CE, astronomia și astrologia au continuat să se dezvolte și să evolueze. Pe lângă monitorizarea mișcărilor adecvate ale planetelor și mișcarea constelațiilor prin Zodiac, astronomii greci au articulat și modelul geocentric al Universului, unde Soarele, planetele și stelele gravitează în jurul Pământului.

Aceste tradiții sunt descrise cel mai bine în tratatul matematic și astronomic din secolul al II-lea, CEAlmagest, care a fost scris de astronomul greco-egiptean Claudius Ptolemaeus (alias. Ptolemeu). Acest tratat și modelul cosmologic pe care l-a susținut ar fi considerate canon de către savanții medievali europeni și islamici pe o perioadă de peste o mie de ani.

Cu toate acestea, chiar înainte de Revoluția Științifică (aproximativ secolele 16-18), au existat astronomi care au propus un model heliocentric al Universului - unde Pământul, planetele și stelele au învârtit în jurul Soarelui. Printre aceștia s-a numărat astronomul grec Aristarh din Samos (cca. 310 - 230 î.e.n.) și astronomul elenistic și filozoful Seleucus din Seleucia (190 - 150 î.e.n.).

În timpul Evului Mediu, filozofi și savanți indieni, persani și arabi s-au menținut și s-au extins asupra astronomiei clasice. Pe lângă păstrarea în viață a ideilor ptolemaice și non-aristotelice, au propus și idei revoluționare precum rotația Pământului. Unii savanți - cum ar fi astronomul indian Aryabhata și astronomii persani Albumasar și Al-Sijzi - chiar și versiuni avansate ale unui Univers heliocentric.

Până în secolul al XVI-lea, Nicolaus Copernic a propus cel mai complet concept de Univers heliocentric, prin rezolvarea problemelor matematice persistente cu teoria. Ideile sale au fost exprimate pentru prima dată în manuscrisul de 40 de pagini intitulat Commentariolus („Micul comentariu”), care a descris un model heliocentric bazat pe șapte principii generale. Aceste șapte principii au declarat că:

Corpurile cerești nu toate se învârt în jurul unui singur punct
Centrul Pământului este centrul sferei lunare - orbita lunii în jurul Pământului; toate sferele se rotesc în jurul Soarelui, care se află aproape de centrul Universului
Distanța dintre Pământ și Soare este o fracțiune nesemnificativă a distanței de la Pământ și Soare la stele, deci paralaxia nu este observată în stele
Stelele sunt imobile - mișcarea lor aparentă zilnică este cauzată de rotația zilnică a Pământului
Pământul este mutat într-o sferă din jurul Soarelui, determinând migrația aparentă anuală a Soarelui
Pământul are mai mult de o mișcare
Mișcarea orbitală a Pământului în jurul Soarelui determină inversa aparentă în direcția mișcărilor planetelor.

Un tratament mai cuprinzător al ideilor sale a fost lansat în 1532, când Copernic și-a completat magnum opus - De revolutionibus orbium coelestium (Despre revoluțiile sferelor cerești). În el, el și-a prezentat cele șapte argumente majore, dar într-o formă mai detaliată și cu calcule detaliate pentru a le susține. Din cauza temerilor de persecuție și reacție, acest volum nu a fost lansat până la moartea sa, în 1542.

Ideile sale vor fi perfecționate în continuare de matematicienii, astronomul și inventatorul Galileo Galilei din secolul XVI / XVII. Folosind un telescop al propriei sale creații, Galileo ar face observații înregistrate despre Lună, Soare și Jupiter care au demonstrat defecte în modelul geocentric al Universului, arătând, de asemenea, consistența internă a modelului copernican.

Observațiile sale au fost publicate în mai multe volume diferite de-a lungul începutului secolului al XVII-lea. Observațiile sale asupra suprafeței cratere a Lunii și observațiile sale despre Jupiter și lunile sale cele mai mari au fost detaliate în 1610 cu Sidereus Nuncius (Messengerul înstelat) în timp ce observațiile sale au fost pete solare au fost descrise în Pe pete observate la Soare (1610).

De asemenea, Galileo și-a consemnat observațiile despre Calea Lactee Messenger înstelat, despre care se credea anterior că este nebuloasă. În schimb, Galileo a descoperit că era o multitudine de stele împachetate atât de dens, încât păreau de la distanță să semene cu nori, dar care erau de fapt stele mult mai îndepărtate decât se credea anterior.

În 1632, Galilei a abordat în cele din urmă „Marea dezbatere” în tratatul săuDialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Dialog cu privire la cele două sisteme mondiale șefe), în care a susținut modelul heliocentric față de geocentric. Utilizând propriile observații telescopice, fizică modernă și logică riguroasă, argumentele lui Galileo au subminat în mod eficient baza sistemului lui Aristotel și Ptolemeu pentru o audiență în creștere și receptivă.

Johannes Kepler a avansat modelul mai departe cu teoria sa asupra orbitelor eliptice ale planetelor. Combinat cu tabele precise care preziceau pozițiile planetelor, modelul copernican a fost dovedit eficient. De la mijlocul secolului al XVII-lea încoace, erau puțini astronomi care nu erau copernici.

Următoarea mare contribuție a venit de la Sir Isaac Newton (1642/43 - 1727), care lucrează cu Legile mișcării planetare ale lui Kepler l-a determinat să dezvolte teoria gravitației sale universale. În 1687, a publicat celebrul său tratat Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica („Principiile matematice ale filozofiei naturale”), care a detaliat cele trei legi ale mișcării. Aceste legi au declarat că:

Când este privit într-un cadru de referință inerțial, un obiect rămâne în repaus sau continuă să se miște la o viteză constantă, dacă nu este acționat de o forță externă.
Suma vectorială a forțelor externe (F) pe un obiect este egală cu masa (m) din acel obiect înmulțit cu vectorul de accelerație (a) al obiectului. În formă matematică, aceasta este exprimată astfel: F =mA
Când un corp exercită o forță asupra unui al doilea corp, al doilea corp exercită simultan o forță egală ca mărime și opusă în direcție asupra primului corp.

Împreună, aceste legi au descris relația dintre orice obiect, forțele care acționează asupra lui și mișcarea rezultată, punând astfel bazele mecanicii clasice. Legile permiteau, de asemenea, lui Newton să calculeze masa fiecărei planete, să calculeze aplatizarea Pământului la poli și la bombă la ecuator și la modul în care atracția gravitațională a Soarelui și a Lunii creează valurile Pământului.

Metoda lui de analiză geometrică asemănătoare cu calculul a fost, de asemenea, capabilă să dea seama de viteza sunetului în aer (bazată pe Legea lui Boyle), precesiunea echinoxilor - pe care i-a arătat a fost un rezultat al atracției gravitaționale a Lunii către Pământ - și să determine orbitele cometelor. Acest volum ar avea un efect profund asupra științelor, principiile sale rămânând canon pentru următorii 200 de ani.

O altă descoperire majoră a avut loc în 1755, când Immanuel Kant a propus ca Calea Lactee să fie o colecție mare de stele ținute împreună de gravitatea reciprocă. La fel ca sistemul solar, această colecție de stele ar fi rotitoare și aplatizate ca un disc, cu sistemul solar încorporat în el.

Astronomul William Herschel a încercat să contureze efectiv calea Lactee în 1785, dar nu și-a dat seama că porțiuni mari ale galaxiei sunt întunecate de gaz și praf, ceea ce ascunde adevărata sa formă. Următorul mare salt în studiul Universului și legile care îl guvernează nu a venit până în secolul XX, cu dezvoltarea teoriilor lui Einstein despre Relativitatea specială și generală.

Teoriile inovatoare ale lui Einstein despre spațiu și timp (rezumate la fel E = mc²) au fost parțial rezultatul încercărilor sale de a rezolva legile mecanicii lui Newton cu legile electromagnetismului (caracterizate prin ecuațiile lui Maxwell și legea forței Lorentz). În cele din urmă, Einstein ar rezolva inconsistența dintre aceste două domenii, propunând Relativitate specială în lucrarea sa din 1905, „Despre electrodinamica corpurilor în mișcare“.

Practic, această teorie afirma că viteza luminii este aceeași în toate cadrele de referință inerțiale. Aceasta s-a încălcat cu consensul menținut anterior că lumina care călătorește printr-un mediu în mișcare va fi târâtă de acel mediu, ceea ce însemna că viteza luminii este suma vitezei sale prin un mediu plus viteza de acel mediu. Această teorie a dus la multiple probleme care s-au dovedit insurmontabile înainte de teoria lui Einstein.

Relativitatea specială nu numai că a reconciliat ecuațiile lui Maxwell pentru electricitate și magnetism cu legile mecanicii, dar a simplificat calculele matematice prin eliminarea explicațiilor străine utilizate de alți oameni de știință. De asemenea, a făcut existența unui mediu în întregime de prisos, în concordanță cu viteza de lumină direct observată și a dat în calcul aberațiile observate.

Între 1907 și 1911, Einstein a început să ia în considerare modul în care Relativitatea Specială putea fi aplicată pe câmpurile gravitaționale - ceea ce va fi cunoscut sub numele de Teoria Relativității Generale. Aceasta a culminat în 1911 cu publicațiile „Despre influența gravitației asupra propagării luminii„, În care a prezis că timpul este relativ la observator și depinde de poziția lor în cadrul unui câmp gravitațional.

El a mai avansat ceea ce este cunoscut sub numele de Principiul echivalenței, care afirmă că masa gravitațională este identică cu masa inerțială. Einstein a prezis, de asemenea, fenomenul de dilatare a timpului gravitațional - în cazul în care doi observatori situați la distanțe diferite de o masă gravitativă percep o diferență în intervalul de timp dintre două evenimente. Un alt rezultat major al teoriilor sale a fost existența găurilor negre și a unui Univers în expansiune.

În 1915, la câteva luni după ce Einstein și-a publicat teoria relativității generale, fizicianul și astronomul german Karl Schwarzschild a găsit o soluție la ecuațiile câmpului Einstein care descria câmpul gravitațional al unui punct și al unei mase sferice. Această soluție, numită acum raza Schwarzschild, descrie un punct în care masa unei sfere este atât de comprimată încât viteza de evacuare de la suprafață ar egala viteza luminii.

În 1931, astrofizicistul indian-american Subrahmanyan Chandrasekhar a calculat, folosind o Relativitate Specială, că un corp care nu se rotește de materie degenerată de electroni peste o anumită masă limitativă s-ar prăbuși în sine. În 1939, Robert Oppenheimer și alții au fost de acord cu analiza lui Chandrasekhar, susținând că stelele de neutroni peste o limită prescrisă se vor prăbuși în găurile negre.

O altă consecință a Relativității generale a fost prezicerea că Universul era fie într-o stare de expansiune, fie de contracție. În 1929, Edwin Hubble a confirmat că primul a fost cazul. 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!