SVEMIR

Send

Što je svemir? To je jedno neizmjerno opterećeno pitanje! Bez obzira na koji se kut vodio da bi se odgovorilo na to pitanje, moglo bi se provesti godine odgovora na to pitanje i još se jedva ogrebe po površini. U pogledu vremena i prostora, nevjerojatno je velik (a možda čak i beskrajan) i po ljudskim standardima nevjerojatno star. Detaljno ga je opisati stoga je monumentalni zadatak. Ali mi ovdje u časopisu Space Magazine odlučni smo probati!

Pa što je svemir? Pa, kratki odgovor je da je to zbroj cjelokupnog postojanja. Sveukupnost vremena, prostora, materije i energije koja se počela širiti prije otprilike 13,8 milijardi godina i od tada se nastavlja širiti. Nitko nije sasvim siguran koliko je Svemir uistinu opsežan i nitko nije sasvim siguran kako će se to sve završiti. Ali neprekidna istraživanja i proučavanja mnogo su nas naučila u toku ljudske povijesti.

Definicija:

Izraz "svemir" potječe od latinske riječi "universum", koju su rimski državnik Ciceron i kasnije rimski autori koristili za označavanje svijeta i kosmosa kako su ga poznavali. Sastojalo se od Zemlje i svih živih bića koja su u njoj prebivala, kao i Mjeseca, Sunca, tada poznatih planeta (Merkur, Venera, Mars, Jupiter, Saturn) i zvijezda.

Izraz "kosmos" često se upotrebljava naizmjenično s Univerzumom. Potječe od grčke riječi kosmos, što doslovno znači "svijet". Druge riječi koje se obično koriste za definiranje cjeline postojanja uključuju "prirodu" (izveden iz njemačke riječi natur) i engleska riječ "sve", koja se koristi može se vidjeti u znanstvenoj terminologiji - tj. "Teorija svega" (TOE).

Danas se ovaj termin često koristi za označavanje svih stvari koje postoje unutar poznatog svemira - Sunčevog sustava, Mliječnog puta i svih poznatih galaksija i nadgradnji. U kontekstu moderne znanosti, astronomije i astrofizike, to se također odnosi na sve svemirsko vrijeme, sve oblike energije (tj. Elektromagnetsko zračenje i tvar) i fizičke zakone koji ih vežu.

Podrijetlo svemira:

Postojeći znanstveni konsenzus je da se Svemir proširio od točke super visoke tvari i gustoće energije prije otprilike 13,8 milijardi godina. Ova teorija, poznata kao teorija velikog praska, nije jedini kozmološki model za objašnjenje podrijetla svemira i njegove evolucije - na primjer, postoji teorija stabilnog stanja ili oscilirajuća teorija univerzuma.

Ona je, međutim, najšire prihvaćena i najpopularnija. To je zbog činjenice da je samo teorija Velikog praska u stanju objasniti porijeklo sve poznate materije, zakone fizike i strukturu svemira velikih razmjera. Također objašnjava širenje svemira, postojanje kozmičke mikrovalne pozadine i širok spektar drugih pojava.

Radeći unatrag od trenutnog stanja svemira, znanstvenici su teoretizirali da on mora nastati u jednoj točki beskonačne gustoće i konačnog vremena koje se počelo širiti. Nakon početnog širenja, teorija tvrdi da se Svemir dovoljno ohladio da bi mogao nastati subatomske čestice, a kasnije i jednostavne atome. Ogromni oblaci tih prvobitnih elemenata kasnije su se spojili kroz gravitaciju u tvorbu zvijezda i galaksija.

Sve je to započelo prije otprilike 13,8 milijardi godina, pa se stoga smatra dobi svemira. Testiranjem teorijskih principa, eksperimentima s akceleratorima čestica i visokoenergetskim stanjima i astronomskim studijama koje su promatrale duboki Svemir, znanstvenici su konstruirali vremensku traku događaja koji su započeli Velikim praskom i doveli do trenutnog stanja kozmičke evolucije ,

Međutim, najranija vremena svemira - trajala otprilike 10^-43 do 10^-11 sekunde nakon Velikog praska - predmet su opsežnih nagađanja. S obzirom na to da zakoni fizike kakvi ih poznajemo ne bi mogli postojati u ovom trenutku, teško je shvatiti kako je Svemirom upravljao. Nadalje, eksperimenti koji mogu stvoriti uključene vrste energije su u povojima.

Ipak, prevladavaju mnoge teorije o tome što se dogodilo u ovom početnom trenutku, od kojih su mnoge kompatibilne. U skladu s mnogim od ovih teorija, trenutak nakon Velikog praska može se raščlaniti na sljedeća vremenska razdoblja: epohu singularnosti, epohu inflacije i hladnu epohu.

Poznata i kao Planckova epoha (ili Planckova era), epoha singularnosti bilo je najranije poznato razdoblje Univerzuma. U to se vrijeme sva materija kondenzira na jednoj točki beskonačne gustoće i ekstremne topline. Tijekom ovog razdoblja, vjeruje se da su kvantni učinci gravitacije dominirali fizičkim interakcijama i da nijedna druga fizička sila nije bila jednaka jačini gravitacije.

Ovo Planckovo razdoblje proteže se od točke 0 do približno 10^-43sekundi, a tako je nazvan jer se može mjeriti samo u Planckovom vremenu. Zbog ekstremne topline i gustoće materije, stanje svemira bilo je vrlo nestabilno. Time se počela širiti i hladiti, što je dovelo do očitovanja osnovnih sila fizike. Otprilike 10^-43 drugi i 10^-36, Svemir je počeo prelaziti temperature prijelaza.

Ovdje se vjeruje da su se temeljne sile koje upravljaju Svemirom počele odvajati jedna od druge. Prvi korak u tome bila je sila gravitacije koja se odvojila od kalibracijskih sila, koje predstavljaju jake i slabe nuklearne sile i elektromagnetizam. Zatim, od 10^-36do 10^-32sekundi nakon Velikog praska, temperatura Svemira bila je dovoljno niska (10²⁸ K) da su se elektromagnetizam i slaba nuklearna sila mogli razdvojiti.

Stvaranjem prvih temeljnih sila Svemira, započela je inflacijska epoha, koja će trajati od 10^-32sekundi u Planckovom vremenu do nepoznate točke. Većina kozmoloških modela sugerira da je Svemir u ovom trenutku bio ispunjen jednolično visokom energetskom gustoćom, te da su nevjerojatno visoke temperature i tlak doveli do brzog širenja i hlađenja.

Ovo je počelo u 10^-37 sekundi, gdje je fazni prijelaz koji je uzrokovao razdvajanje sila također doveo do razdoblja u kojem je Svemir eksponencijalno rastao. U to se vrijeme dogodila i bariogeneza, što se odnosi na hipotetički događaj gdje su temperature bile toliko visoke da su se slučajni pokreti čestica događali relativističkim brzinama.

Kao rezultat toga, parovi svih vrsta i čestice neprestano su se stvarali i uništavali u sudarima, što se vjeruje da je dovelo do prevladavanja materije nad antimaterijom u današnjem Svemiru. Nakon što je inflacija prestala, svemir se sastojao od kvark-gluonske plazme, kao i sve ostale elementarne čestice. Od ovog trenutka nadalje, Svemir se počeo hladiti i materija se sakupljati i stvarati.

Kako je svemir nastavio smanjivati gustoću i temperaturu, započela je epoha hlađenja. Karakteriziralo ih je smanjenje energije čestica i nastavljanje faznih prijelaza dok se temeljne sile fizike i elementarne čestice nisu promijenile u današnji oblik. Budući da bi se energija čestica smanjila na vrijednosti koje se mogu dobiti eksperimentima fizike čestica, ovo je razdoblje nadalje podložno manje nagađanjima.

Na primjer, znanstvenici vjeruju da je oko 10^-11 sekundi nakon Velikog praska, energije čestica znatno su opale. Oko 10^-6 sekunde, kvarkovi i gluoni u kombinaciji da nastanu barioni poput protona i neutrona, a mali višak kvarkova nad antikvarkovima doveo je do malog viška bariona nad antibarionima.

Budući da temperature nisu bile dovoljno visoke za stvaranje novih parova protona-antiprotona (ili parova neutron-anitneutron), odmah je uslijedilo masno uništavanje, ostavljajući samo jedan od 10¹⁰ izvornih protona i neutrona i nijedne njihove antičestice. Sličan se proces dogodio oko 1 sekunde nakon Velikog praska za elektrone i pozitrone.

Nakon tih uništenja, preostali protoni, neutroni i elektroni se više nisu relativno kretali, a gustoćom energije Svemira dominirali su fotoni - i u manjoj mjeri neutrinovi. Nekoliko minuta nakon širenja, započelo je i razdoblje poznato kao nukleosinteza Velikog praska.

Zahvaljujući padu temperature na milijardu Kelvina, a gustoća energije koja se spuštala na ekvivalent zraka, neutroni i protoni su se počeli kombinirati kako bi formirali prvi deuterij Svemira (stabilan izotop vodika) i helijeve atome. Međutim, većina protona Svemira ostala je nekombinirana kao jezgre vodika.

Nakon otprilike 379.000 godina, elektroni su se kombinirali s tim jezgrama da bi formirali atome (opet, uglavnom vodik), dok se radijacija odvojila od materije i nastavila širiti kroz svemir, uglavnom nesmetano. Sada je poznato da je to zračenje ono što čini pozadinu mikrokozmetičke pozadine (CMB), koja je danas najstarije svjetlo u Svemiru.

Kako se CMB proširio, postupno je gubio gustoću i energiju, a trenutno se procjenjuje da ima temperaturu od 2.7260 ± 0.0013 K (-270.424 ° C / -454.763 ° F) i gustoću energije od 0,25 eV / cm³ (ili 4.005 × 10^-14 J / m³; 400–500 fotona / cm³). CMB se može vidjeti u svim smjerovima na udaljenosti od otprilike 13,8 milijardi svjetlosnih godina, ali procjene njegove stvarne udaljenosti postavljaju ga na oko 46 milijardi svjetlosnih godina od središta Svemira.

Evolucija svemira:

Tijekom nekoliko milijardi godina koje su uslijedile, nešto gušće regije materije Svemira (koje su bile gotovo jednoliko raspoređene) počele su gravitacijski privlačiti jedna drugu. Stoga su postajali još gušći, tvoreći plinske oblake, zvijezde, galaksije i ostale astronomske strukture koje danas redovito promatramo.

To je ono što je poznato kao Epoha Strukture, budući da je upravo u to vrijeme moderni Svemir počeo dobivati oblik. Sastojalo se od vidljive materije raspoređene u strukturama različitih veličina (tj. Zvijezda i planeta do galaksija, galaksija i super klastera) u kojima je materija koncentrirana i koje su razdvojene ogromnim provalijama s nekoliko galaksija.

Pojedinosti ovog postupka ovise o količini i vrsti materije u Svemiru. Hladna tamna tvar, topla tamna tvar, vruća tamna tvar i barijenska materija su četiri predložene vrste. Međutim, Lambda-hladna tamna materija (Lambda-CDM), u kojoj su se čestice tamne tvari polako kretale u usporedbi sa brzinom svjetlosti, smatra se standardnim modelom kozmologije Big Bang-a, jer najbolje odgovara raspoloživim podacima ,

U ovom modelu, hladna tamna tvar se procjenjuje da čini oko 23% materije / energije svemira, dok barijenska materija čini oko 4,6%. Lambda se odnosi na kozmološku konstantu, teoriju koju je Albert Einstein izvorno predložio koja je pokušala pokazati da ravnoteža mase-energije u Svemiru ostaje statična.

U ovom se slučaju povezuje s tamnom energijom, koja je služila da ubrza širenje Svemira i održi njegovu veliku strukturu u velikoj mjeri ujednačenu. Postojanje tamne energije temelji se na višestrukim dokazima, a svi oni ukazuju na to da ju je Svemir prožet. Na temelju promatranja, procjenjuje se da je 73% Svemira sačinjena od ove energije.

Tijekom najranijih faza svemira, kada je sva barijenska materija bila međusobno bliže prostoru, gravitirala je gravitacija. Međutim, nakon višegodišnjeg širenja, rastuće obilje tamne energije dovelo je do toga da započinje dominirajuće interakcije između galaksija. To je pokrenulo ubrzanje, poznato pod nazivom Epoha kozmičkog ubrzanja.

Kada je započelo ovo razdoblje, predmet je rasprave, ali procjenjuje se da je započeo otprilike 8,8 milijardi godina nakon Velikog praska (prije 5 milijardi godina). Kozmolozi se oslanjaju i na kvantnu mehaniku i na Einsteinovu opću relativnost kako bi opisali proces kozmičke evolucije koji se odvijao u tom razdoblju i bilo koje vrijeme nakon inflatorne epohe.

Kroz rigorozni proces promatranja i modeliranja, znanstvenici su utvrdili da se ovo evolucijsko razdoblje podudara s Einsteinovim poljskim jednadžbama, mada prava priroda tamne energije ostaje prividna. Štoviše, ne postoje dobro podržani modeli koji bi mogli odrediti što se događalo u Svemiru prije razdoblja koje je prednjačilo 10^-15sekundi nakon Velikog praska.

Međutim, tekući eksperimenti pomoću CERN-ovog velikog hadronskog sudarača (LHC) nastoje obnoviti energetske uvjete koji bi postojali tijekom Velikog praska, a za koje se očekuje da će otkriti i fiziku koja nadilazi područje standardnog modela.

Svako probijanje na ovom području vjerojatno će dovesti do jedinstvene teorije kvantne gravitacije, gdje će znanstvenici napokon moći razumjeti kako gravitacija djeluje s tri druge temeljne sile fizike - elektromagnetizam, slaba nuklearna sila i jaka nuklearna sila. To će nam zauzvrat pomoći da shvatimo što se doista dogodilo tijekom najranijih epoha Svemira.

Struktura svemira:

Stvarna veličina, oblik i velika struktura Svemira bili su predmetom tekućih istraživanja. Iako je najstarije svjetlo u Svemiru koje je moguće promatrati udaljeno 13,8 milijardi svjetlosnih godina (CMB), to nije stvarni opseg Univerzuma. S obzirom na to da je svemir u stanju ekspanzije već milijardu godina, i pri brzinama koje prelaze brzinu svjetlosti, stvarna se granica proteže daleko izvan onoga što možemo vidjeti.

Naši trenutni kozmološki modeli pokazuju da Svemir mjeri promjerom oko 91 milijardu svjetlosnih godina (28 milijardi parseksa). Drugim riječima, promatrani Univerzum se proteže prema van od našeg Sunčevog sustava do udaljenosti od oko 46 milijardi svjetlosnih godina u svim smjerovima. Međutim, s obzirom da rub Svemira nije promatran, još nije jasno ima li Svemir zapravo svoj rub. Koliko znamo, to traje zauvijek!

Unutar promatranog Univerzuma materija se distribuira na visoko strukturiran način. Unutar galaksija to se sastoji od velikih koncentracija - tj. Planeta, zvijezda i maglica - isprepletenih s velikim površinama praznog prostora (tj. Međuplanetarnim prostorom i međuzvjezdanim medijem).

Stvari su približno iste kod većih razmjera, pri čemu su galaksije razdvojene količinama prostora ispunjenim plinom i prašinom. Na najvećem mjerilu, gdje postoje galaksije i superklasteri, imate mudru mrežu velikih struktura koje se sastoje od gustih niti i gigantske kozmičke praznine.

Prostorno vrijeme može u pogledu svog oblika postojati u jednoj od tri moguće konfiguracije - pozitivno zakrivljenoj, negativno zakrivljenoj i ravnoj. Te se mogućnosti temelje na postojanju najmanje četiri dimenzije prostora-vremena (x-koordinata, y-koordinata, z-koordinata i vrijeme), a ovise o prirodi kozmičkog širenja i da li svemir ili ne je konačan ili beskonačan.

Pozitivno zakrivljen (ili zatvoren) Svemir nalikovao bi četverodimenzionalnoj sferi koja bi bila konačna u prostoru i bez prepoznatljivog ruba. Negativno zakrivljen (ili otvoren) Svemir izgledao bi poput četverodimenzionalnog „sedla“ i ne bi imao granica u prostoru ili vremenu.

U prvom scenariju, svemir bi se trebao prestati širiti zbog prevelike energije. U potonjem, sadržavao bi premalo energije da se ikada prestane širiti. U trećem i posljednjem scenariju - ravni Svemir - postojala bi kritična količina energije i njegovo širenje zaustavilo bi se tek nakon beskonačnog vremena.

Sudbina svemira:

Hipoteziranje da je Svemir imao početnu točku prirodno postavlja pitanja o mogućoj krajnjoj točki. Ako je Svemir počeo kao sićušna točka beskonačne gustoće koja se počela širiti, znači li to da će se i dalje širiti u nedogled? Ili će jednog dana nestati ekspanzivne sile i početi se povlačiti prema unutra dok se sva materija ne zdrobi natrag u sićušnu kuglu?

Odgovor na ovo pitanje glavni je fokus kozmologa još od početka rasprave o tome koji je model Svemira bio pravi. S prihvaćanjem teorije Velikog praska, ali prije promatranja tamne energije u 1990-ima, kozmolozi su se dogovorili o dva scenarija kao najvjerojatnijim ishodima za naš Svemir.

U prvom, obično poznatom kao scenarij "velike krize", svemir će dostići maksimalnu veličinu i tada će se početi urušavati u sebe. To će biti moguće samo ako je gustoća mase svemira veća od kritične gustoće. Drugim riječima, sve dok gustoća materije ostane na ili iznad određene vrijednosti (1-3 × 10)^-26 kg materije po m³), Univerzum će se na kraju ugovoriti.

Alternativno, ako bi gustoća u Svemiru bila jednaka ili ispod kritične gustoće, širenje bi se usporilo, ali nikad neće zaustaviti. U ovom scenariju, poznatom kao "Veliko smrzavanje", Svemir bi nastavio sve dok formacija zvijezda na kraju ne prestane s potrošnjom svih međuzvjezdanih plinova u svakoj galaksiji. U međuvremenu bi sve postojeće zvijezde izgorjele i postale bijeli patuljci, neutronske zvijezde i crne rupe.

Vrlo postepeno, sudari tih crnih rupa rezultirali bi masom nakupljanjem u veće i veće crne rupe. Prosječna temperatura svemira približila bi se apsolutnoj nuli, a crne rupe bi isparavale nakon ispuštanja posljednjeg Hawkingova zračenja. Konačno, entropija Svemira povećala bi se do točke kad se iz njega ne može izvući nijedan organizirani oblik energije (scenariji poznati kao "toplinska smrt").

Moderna promatranja, koja uključuju postojanje tamne energije i njezin utjecaj na kozmičko širenje, doveli su do zaključka da će sve više i više trenutno vidljivog Univerzuma prelaziti izvan našeg horizonta događaja (tj. CMB, rub onoga što možemo vidjeti) i postaju nam nevidljivi. Eventualni rezultat toga zasad nije poznat, ali se "toplotna smrt" također smatra vjerojatnom krajnjom točkom u ovom scenariju.

Druga objašnjenja tamne energije, nazvana teorijama fantomske energije, sugeriraju da će se u konačnici sve veće širenje galaksija klasteri, zvijezde, planeti, atomi, jezgre i materija. Ovaj je scenarij poznat kao "Veliki prokop", u kojem će širenje Svemira na kraju biti poništenje.

Povijest studija:

Strogo govoreći, ljudska bića razmatraju i proučavaju prirodu Svemira još od prapovijesti. Kao takvi, najraniji izvještaji o tome kako je Svemir nastao bili su mitološke prirode i usmeno su se prenosili s generacije na generaciju. U tim su pričama svijet, prostor, vrijeme i sav život započeli događajem stvaranja, gdje su Bog ili Bogovi bili odgovorni za stvaranje svega.

Astronomija je također počela izlaziti kao polje proučavanja u vrijeme drevnih Babilonaca. Sustavi konstelacija i astroloških kalendara koje su pripremili babilonski učenjaci već u 2. tisućljeću prije Krista nastavit će se informirati o kozmološkim i astrološkim tradicijama kultura tisućama godina koje dolaze.

Klasičnom antikom počeo se pojavljivati pojam univerzuma koji je bio diktiran fizičkim zakonima. Između grčkih i indijskih učenjaka, objašnjenja za stvaranje počela su postati filozofske naravi, naglašavajući uzrok i posljedicu, a ne božansko djelovanje. Najraniji primjeri uključuju Thalesa i Anaximandera, dvojicu predsokratskih grčkih učenjaka koji su tvrdili da je sve rođeno iz iskonskog oblika materije.

Do 5. stoljeća prije Krista, predsokratski filozof Empedocles postao je prvi zapadni učenjak koji je predložio Univerzum sastavljen od četiri elementa - zemlje, zraka, vode i vatre. Ta je filozofija postala vrlo popularna u zapadnim krugovima i bila je slična kineskom sustavu pet elemenata - metala, drveta, vode, vatre i zemlje - koji su se pojavili otprilike u isto vrijeme.

Tek je Democrit, grčki filozof iz 5. i 4. stoljeća prije Krista, predložio Svemir sastavljen od nedjeljivih čestica (atoma). Indijski filozof Kanada (koji je živio u 6. ili 2. stoljeću prije Krista) tu je filozofiju uzeo dalje predlažući da su svjetlost i toplina ista tvar u različitom obliku. Budistički filozof iz 5. st. Dignana to je još više preuzeo, sugerirajući da je sva materija sačinjena od energije.

Pojam konačnog vremena također je bio ključno obilježje Abrahamovih religija - židovstva, kršćanstva i islama. Možda nadahnuta zoroastrijskim konceptom Sudnjeg dana, vjerovanje da je Svemir imao početak i kraj nastavit će informirati zapadne koncepte kozmologije čak i do današnjih dana.

Između 2. tisućljeća prije Krista i 2. stoljeća prije Krista, astronomija i astrologija nastavili su se razvijati i razvijati. Osim praćenja ispravnih pokreta planeta i kretanja zviježđa kroz Zodijak, grčki su astronomi artikulirali i geocentrični model Svemira, gdje se Sunce, planeti i zvijezde okreću oko Zemlje.

Te su tradicije najbolje opisane u matematičkom i astronomskom traktatu II. Stoljeća CEAlmagest, o čemu je pisao grčko-egipatski astronom Klaudij Ptolemaj (aka. Ptolomej). Ovaj će traktat i kozmološki model koji je zagovarao srednjovjekovni europski i islamski učenjaci smatrati kanonom tijekom narednih tisuću godina.

Međutim, i prije Znanstvene revolucije (otprilike 16. do 18. stoljeća) postojali su astronomi koji su predložili heliocentrični model svemira - gdje se Zemlja, planeti i zvijezde vrte oko Sunca. Tu su spadali grčki astronom Aristarh iz Samosa (oko 310. do 230. godine prije Krista) i helenistički astronom i filozof Seleuk iz Seleukije (190. do 150. godine prije Krista).

Tijekom srednjeg vijeka indijski, perzijski i arapski filozofi i učenjaci održavali su se i širili na Klasičnu astronomiju. Osim održavanja Ptolemajevih i ne-aristotelovskih ideja u životu, oni su također predložili revolucionarne ideje poput rotacije Zemlje. Neki učenjaci - poput indijskog astronoma Arijabhata i perzijskih astronoma Albumasar i Al-Sijzi - čak su i napredne verzije heliocentričnog svemira.

Do 16. stoljeća Nicolaus Kopernik predložio je najcjelovitiji koncept heliocentričnog svemira rješavanjem zaostalih matematičkih problema s teorijom. Njegove su ideje prvi put izražene u rukopisu na 40 stranica pod naslovom Commentariolus („Mali komentar“), koji je opisao heliocentrični model zasnovan na sedam općih načela. Tih sedam principa glasilo je da:

Nebeska tijela se ne okreću oko jedne točke
Središte Zemlje je središte mjesečeve sfere - Mjesečeva orbita oko Zemlje; sve se sfere vrte oko Sunca koje je blizu središta Svemira
Udaljenost između Zemlje i Sunca je beznačajan udio udaljenosti od Zemlje i Sunca do zvijezda, pa se paralaksa ne primjećuje u zvijezdama
Zvijezde su nepomične - njihovo prividno dnevno kretanje uzrokovano je dnevnim okretanjem Zemlje
Zemlja se pomiče u sferi oko Sunca, što uzrokuje prividnu godišnju migraciju Sunca
Zemlja ima više pokreta
Zemljino orbitalno kretanje oko Sunca uzrokuje naizgled obrnuti smjer gibanja planeta.

Opširnije je liječenje njegovih ideja objavljeno 1532. godine, kada je Kopernik dovršio svoj magnum opus - De revolutionibus orbium coelestium (O revolucijama nebeskih sfera). U njemu je predstavio svojih sedam glavnih argumenata, ali u detaljnijoj formi i s detaljnim izračunima kako bi ih podupro. Zbog straha od progona i odjeka, ovaj svezak nije objavljen sve do njegove smrti 1542. godine.

Njegove bi ideje usavršili matematičari iz 16. i 17. stoljeća, astronom i izumitelj Galileo Galilei. Koristeći teleskop vlastite kreacije, Galileo je napravio zabilježena promatranja Mjeseca, Sunca i Jupitera, što je pokazalo nedostatke u geocentričnom modelu svemira, istodobno pokazujući unutarnju konzistentnost Kopernikovog modela.

Njegova su zapažanja objavljena u nekoliko različitih svezaka tijekom ranog 17. stoljeća. Njegova opažanja o krateciziranoj površini Mjeseca i njegova promatranja Jupitera i njegovih najvećih mjeseci detaljno su opisana 1610. godine Sidereus Nuncius (Zvjezdani glasnik) dok su njegova opažanja bila sunčeve pjege opisane u Na mjestima koja se promatraju na suncu (1610).

Galileo je zabilježio i svoja zapažanja o Mliječnom putu u Zvjezdani glasnik, za koju se ranije vjerovalo da je nejasna. Umjesto toga, Galileo je otkrio da je to mnoštvo zvijezda pakiranih tako gusto zajedno da se činilo iz daljine da nalikuju oblacima, ali to su zapravo zvijezde koje su bile daleko dalje nego što se prije mislilo.

Godine 1632. Galileo se u svom traktatu konačno obratio „Velikoj raspravi“Dijalog sopra i zbog masovnih sistema del mondo (Dijalog o dva glavna svjetska sustava), u kojem se zalagao za heliocentrični model nad geocentričnim. Korištenjem vlastitih teleskopskih opažanja, moderne fizike i stroge logike, Galileovi argumenti učinkovito su potkopali temelje Aristotelovog i Ptolomejevog sustava za rastuću i prijemčivu publiku.

Johannes Kepler napredio je model dalje svojom teorijom o eliptičnim orbitama planeta. U kombinaciji s točnim tablicama koje su predviđale položaje planeta, Kopernikov model učinkovito se dokazao. Od sredine sedamnaestog stoljeća nadalje bilo je malo astronoma koji nisu bili Kopernici.

Sljedeći veliki doprinos došao je od sir Isaaca Newtona (1642/43 - 1727), koji je zajedno s Keplerovim Zakonom o planetarnom kretanju doveo do razvoja njegove teorije univerzalne gravitacije. Godine 1687. objavio je svoj poznati traktat Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica ("Matematički principi prirodne filozofije"), koji je detaljno opisao njegova tri zakona pokreta. Ovi zakoni navode da:

Kad se promatra u inercijalnom referentnom okviru, objekt ili ostaje u mirovanju ili se nastavlja kretati konstantnom brzinom, osim ako na to djeluje vanjska sila.
Vektorski zbroj vanjskih sila (F) na objekt jednak je masi (m) tog objekta pomnoženo s vektorom ubrzanja (a) objekta. U matematičkom obliku to se izražava kao: F =m
Kada jedno tijelo vrši silu na drugo tijelo, drugo tijelo istovremeno djeluje na silu jednaku po veličini i suprotno smjeru na prvo tijelo.

Ovi zakoni zajedno su opisali odnos između bilo kojeg objekta, sila koje djeluju na njega i rezultirajućeg gibanja, postavljajući na taj način temelj klasične mehanike. Zakoni su također omogućili Newtonu da izračuna masu svakog planeta, izračuna izravnavanje Zemlje na polovima i ispupčenje na ekvatoru te kako gravitacijsko povlačenje Sunca i Mjeseca stvara Zemljinu plimu.

Njegova metoda geometrijske analize slične računici bila je također u stanju objasniti brzinu zvuka u zraku (zasnovanu na Boyleovu zakonu), precesiju ekvinocija - za koju je pokazao da su rezultat gravitacijskog privlačenja Mjeseca prema Zemlji - i odrediti orbite kometa. Ovaj bi svezak duboko utjecao na znanosti, a njegovi principi ostat će kanon sljedećih 200 godina.

Još jedno veliko otkriće dogodilo se 1755. godine, kada je Immanuel Kant predložio da Mliječni put bude velika zbirka zvijezda koja se drži međusobnom gravitacijom. Baš poput Sunčevog sustava, ova se zbirka zvijezda rotirala i spljoštavala kao disk s unutarnjim dijelom Sunčevog sustava.

Astronom William Herschel pokušao je 1785. godine zapravo preslikati oblik Mliječnog puta, ali nije shvatio da su veliki dijelovi galaksije zamračeni plinom i prašinom, koja skriva njen pravi oblik. Sljedeći veliki skok u proučavanju Svemira i zakona koji njime upravljaju uslijedio je tek u 20. stoljeću, s razvojem Einsteinove teorije posebne i opće relativnosti.

Einsteinove revolucionarne teorije o prostoru i vremenu (sažeto jednostavno kao E = mc²) dijelom su rezultat njegovih pokušaja da Newtonove zakone mehanike razriješi zakonima elektromagnetizma (kao što su karakterizirane Maxwell-ove jednadžbe i Lorentzov zakon sile). Na kraju bi Einstein riješio neusklađenost između ta dva polja, predlažući Posebnu relativnost u svom radu iz 1905., "O elektrodinamičnosti pokretnih tijela“.

U osnovi, ova teorija je navela da je brzina svjetlosti jednaka u svim inercijalnim referentnim okvirima. To se raspalo s prethodno održanim konsenzusom da će se svjetlost koja putuje kroz pokretni medij povući po tom mediju, što je značilo da je brzina svjetlosti zbroj njegove brzine kroz srednje plus brzina od taj medij. Ova teorija dovela je do mnogih pitanja koja su se pokazala nesavladljiva prije Einsteinove teorije.

Posebna relativnost pomirila je ne samo Maxwell-ove jednadžbe za elektricitet i magnetizam sa zakonima mehanike, već je pojednostavila i matematičke proračune izopačujući se s vanjskim objašnjenjima koje su koristili drugi znanstvenici. Također je postojao medij koji je u potpunosti suvišan, u skladu s izravno promatranom brzinom svjetlosti, i bio je uočljiv u promatrane aberacije.

Između 1907 i 1911, Einstein je počeo razmatrati kako se posebna relativnost može primijeniti na gravitacijska polja - što će postati poznato kao Teorija opće relativnosti. To je kulminiralo 1911. publikacijomO utjecaju gravitacije na širenje svjetlosti", U kojem je predvidio da je vrijeme u odnosu na promatrača i da ovisi o njihovom položaju unutar gravitacijskog polja.

Napredovao je i ono što je poznato kao načelo ekvivalencije, koje kaže da je gravitaciona masa identična inercijalnoj masi. Einstein je također predvidio fenomen gravitacijskog širenja vremena - gdje dva promatrača smještena na različitim udaljenostima od gravitacijske mase opažaju razliku u vremenu između dva događaja. Drugi veliki porast njegovih teorija bilo je postojanje Crne rupe i svemira koji se širi.

1915., nekoliko mjeseci nakon što je Einstein objavio svoju Teoriju opće relativnosti, njemački fizičar i astronom Karl Schwarzschild pronašao je rješenje Einsteinovih jednadžbi koje su opisale gravitacijsko polje točke i sferne mase. Ovo rješenje, koje se sada naziva Schwarzschildov polumjer, opisuje točku u kojoj je masa sfere toliko komprimirana da bi brzina bijega s površine bila jednaka brzini svjetlosti.

Godine 1931. indijsko-američki astrofizičar Subrahmanyan Chandrasekhar izračunao je, koristeći Posebnu relativnost, da će se rotirajuće tijelo elektrone degenerirane materije iznad određene ograničavajuće mase urušiti na sebe. 1939. godine, Robert Oppenheimer i drugi složili su se s Chandrasekharovom analizom, tvrdeći da će se neutronske zvijezde iznad propisane granice urušiti u crne rupe.

Druga posljedica Opće relativnosti bila je predviđanje da je Svemir ili u stanju ekspanzije ili kontrakcije. Edwin Hubble je 1929. potvrdio da je to bio slučaj. 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!