UNIVERSUM

Send

Mis on universum? See on üks tohutult laetud küsimus! Olenemata sellest, millise nurga alt sellele küsimusele vastati, võis sellele küsimusele vastamiseks kulutada aastaid ja ikkagi pinnale kriimustada. Aja ja ruumi osas on see mõõtmatult suur (ja võib-olla isegi lõpmatu) ning inimstandardite järgi uskumatult vana. Selle üksikasjalik kirjeldamine on seetõttu monumentaalne ülesanne. Kuid meie siin, ajakiri Space Magazine, otsustame proovida!

Mis on universum? Noh, lühike vastus on, et see on kogu olemasolu summa. See on kogu aeg, ruum, mateeria ja energia, mis hakkas laienema umbes 13,8 miljardit aastat tagasi ja on sellest ajast alates laienenud. Keegi pole täiesti kindel, kui ulatuslik Universum tegelikult on, ja keegi pole täiesti kindel, kuidas see kõik lõpeb. Kuid käimasolevad uuringud ja uuringud on inimkonna ajaloo jooksul meile palju õpetanud.

Definitsioon:

Mõiste “universum” on tuletatud ladinakeelsest sõnast “universum”, mida kasutasid Rooma riigimees Cicero ja hilisemad Rooma autorid, et osutada maailmale ja kosmosele, nagu nad seda teadsid. See koosnes Maast ja kõigist selles elavatest olenditest, samuti Kuust, Päikesest, tol ajal tuntud planeetidest (Merkuur, Veenus, Marss, Jupiter, Saturn) ja tähtedest.

Mõistet “kosmos” kasutatakse sageli universumiga vaheldumisi. See on tuletatud kreeka sõnast kosmos, mis tähendab sõna-sõnalt “maailm”. Teised sõnad, mida tavaliselt eksisteeritakse kogu eksistentsi määratlemiseks, hõlmavad “loodus” (tuletatud germaani sõnast natur) ja ingliskeelset sõna “everything”, mida kasutatakse, võib näha teaduslikus terminoloogias - s.o “Theory of Everything” (TOE).

Tänapäeval kasutatakse seda terminit sageli kõigi asjade jaoks, mis eksisteerivad tuntud universumis - Päikesesüsteem, Linnutee ja kõik teadaolevad galaktikad ja tekiehitised. Kaasaegse teaduse, astronoomia ja astrofüüsika kontekstis tähistab see ka kogu kosmoseaega, kõiki energiavorme (s.o elektromagnetilist kiirgust ja ainet) ning neid siduvaid füüsikalisi seadusi.

Universumi päritolu:

Praegune teaduslik konsensus on see, et Universum laienes ülikõrge mateeria ja energiatiheduse punktist umbes 13,8 miljardit aastat tagasi. See teooria, mida tuntakse Suure Paugu teooriana, pole ainus kosmoloogiline mudel, mis seletab Universumi päritolu ja selle evolutsiooni - näiteks on olemas püsiseisunditeooria või võnkuva universumi teooria.

See on siiski kõige laiemalt aktsepteeritud ja populaarne. See on tingitud asjaolust, et ainuüksi Suure Paugu teooria suudab selgitada kõigi teadaolevate ainete päritolu, füüsikaseadusi ja Universumi suuremahulist struktuuri. See kajastab ka Universumi laienemist, kosmilise mikrolaine fooni olemasolu ja paljusid teisi nähtusi.

Universumi praegusest seisundist tahapoole töötades on teadlased teoorias öelnud, et see pidi olema pärit ühest piirist lõpmatu tiheduse ja piiratud aja punktist, mis hakkas laienema. Pärast esialgset laienemist väidab teooria, et Universum jahtus piisavalt, et võimaldada subatomiliste osakeste ja hiljem lihtsate aatomite moodustumist. Nende ürgsete elementide hiiglaslikud pilved koondusid hiljem gravitatsiooni kaudu tähtede ja galaktikate moodustamiseks.

See kõik algas umbes 13,8 miljardit aastat tagasi ja seetõttu peetakse seda universumi ajastuks. Teoreetiliste põhimõtete katsetamise, osakeste kiirendite ja suure energiatarbega olekutega seotud katsete ning sügavat universumit jälginud astronoomiliste uuringute abil on teadlased loonud sündmuste ajaskaala, mis sai alguse Suurest Paugust ja on viinud kosmilise evolutsiooni praegusesse olekusse .

Universumi kõige varasemad ajad - umbes 10-st^-43 kuni 10-ni^-11 sekundit pärast suurt pauku - on ulatuslike spekulatsioonide objekt. Arvestades, et füüsika seadused, nagu me neid teame, ei saanud sel ajal eksisteerida, on raske mõista, kuidas võinuks Universumit juhtida. Veelgi enam, eksperimendid, mis võivad luua erinevaid energiaid, on lapsekingades.

Sellegipoolest domineerivad paljud teooriad selles, mis toimus sellel esialgsel ajal, paljud neist on ühilduvad. Kooskõlas paljude nende teooriatega saab suurele paugule järgneva hetke jagada järgmisteks ajavahemikeks: singulaarsuse, inflatsiooni ja jahutamise ajajärgud.

Samuti tuntud kui Plancki ajastu (või Plancki ajastu), oli singulaarsuse ajastu universumi varasim teadaolev periood. Sel ajal oli kogu aine kondenseerunud lõpmatu tiheduse ja äärmise kuumuse ühte punkti. Sellel perioodil usuti, et gravitatsiooni kvantmõjud domineerisid füüsilistes interaktsioonides ja et ükski teine füüsiline jõud ei olnud gravitatsiooniga võrdse tugevusega.

See Plancki ajavahemik ulatub punktist 0 kuni umbes 10-ni^-43sekundit ja on nii nimetatud, kuna seda saab mõõta ainult Plancki aja järgi. Aine äärmiselt kuumuse ja tiheduse tõttu oli Universumi seisund väga ebastabiilne. Seega hakkas see laienema ja jahtuma, viies füüsika põhijõudude ilmnemiseni. Alates umbes 10-st^-43 teine ja 10^-36, hakkas universum üleminekutemperatuure ületama.

Arvatakse, et just universumi valitsevad põhijõud on hakanud üksteisest eralduma. Esimene samm selles oli gabariidijõududest eralduv gravitatsioonijõud, mis moodustavad tugeva ja nõrga tuumajõu ning elektromagnetilisuse. Siis alates 10st^-36kuni 10-ni^-32sekundit pärast Suurt Pauku oli Universumi temperatuur piisavalt madal (10 ° C)²⁸ K) et elektromagnetism ja nõrk tuumajõud suutsid ka eralduda.

Universumi esimeste põhijõudude loomisega algas inflatsiooni ajastu, mis kestis alates 10. aastast^-32sekundit Plancki ajast teadmata punkti. Enamik kosmoloogilisi mudeleid viitab sellele, et universum täitus sel hetkel ühtlaselt suure energiatihedusega ning uskumatult kõrge temperatuur ja rõhk põhjustasid kiire laienemise ja jahutamise.

See algas kell 10^-37 sekundit, kus jõudude eraldumist põhjustanud faasisiire viis ka perioodini, kus Universum kasvas plahvatuslikult. Samuti tekkis sel hetkel barügenees, mis viitab hüpoteetilisele sündmusele, kus temperatuurid olid nii kõrged, et osakeste juhuslikud liikumised toimusid relativistlikel kiirustel.

Selle tulemusel tekkisid ja hävisid kokkupõrgetes pidevalt igasugused osakeste ja osakeste vastased paarid, mis arvatavasti viis praeguses universumis mateeria üle antimaterjalideni. Pärast inflatsiooni peatumist koosnes universum kvark-glüooni plasmast, aga ka kõigist muudest elementaarsetest osakestest. Sellest hetkest alates hakkas universum jahtuma ning mateeria ühines ja moodustus.

Universumi tiheduse ja temperatuuri languse jätkudes algas jahutusaeg. Seda iseloomustas osakeste energia vähenemine ja faasisiirete jätkumine, kuni füüsika põhijõud ja elementaarsed osakesed muutusid nende praegusel kujul. Kuna osakeste energia oleks langenud väärtusteni, mille saab osakeste füüsikaliste katsete abil, on selle perioodi alguseni vähem spekuleerida.

Näiteks usuvad teadlased, et umbes 10^-11 sekundit pärast Suurt Pauku langesid osakeste energiad märkimisväärselt. Umbes kell 10^-6 sekundit, kvarkid ja glüoonid kombineerituna, moodustades barüone, nagu prootonid ja neutronid, ja väike kvarkide liig antiikarkade kohal põhjustas baryoonide väikese ülearvu antikaroonide suhtes.

Kuna temperatuurid ei olnud uute prooton-antiprotonipaaride (või neutron-anitneutronipaaride) moodustamiseks piisavalt kõrged, järgnes kohe massi hävitamine, jättes vaid ühe kümnest¹⁰ originaalsetest prootonitest ja neutronitest ning mitte ühestki nende antiosakesest. Sarnane protsess juhtus umbes 1 sekundil pärast Suurt Pauku elektronide ja positronite jaoks.

Pärast neid hävitamist ei liikunud järelejäänud prootonid, neutronid ja elektronid enam relativistlikult ning Universumi energiatiheduses domineerisid footonid - ja vähemal määral ka neutriinod. Mõni minut pärast laienemist algas ka periood, mida tuntakse Suure Paugu nukleosünteesina.

Tänu temperatuuride langusele 1 miljardi kelvini ja energiatiheduse langusele umbes õhu ekvivalendile hakkasid neutronid ja prootonid ühinema, moodustades Universumi esimese deuteeriumi (vesiniku stabiilne isotoop) ja heeliumi aatomid. Enamik Universumi prootoneid jäid siiski vesiniku tuumadena ühendamata.

Umbes 379 000 aasta pärast ühendasid elektronid nende tuumadega aatomite (jällegi enamasti vesiniku) moodustamiseks, samal ajal kui kiirgus eraldus mateeriast ja laienes kosmoses, takistamatult. Nüüd on teada, et see kiirgus moodustab kosmilise mikrolaine fooni (CMB), mis on tänapäeval universumi vanim valgus.

CMB laienedes kaotas see järk-järgult tiheduse ja energia ning hinnanguliselt on selle temperatuur 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) ja energiatihedus 0,25 eV / cm.³ (või 4,005 × 10^-14 J / m³; 400–500 footonit / cm³). CMB-d võib vaadelda kõigis suundades umbes 13,8 miljardi valgusaasta kaugusel, kuid selle tegeliku kauguse järgi võib see asuda Universumi keskpunktist umbes 46 miljardi valgusaasta kaugusel.

Universumi areng:

Sellele järgnenud mitme miljardi aasta jooksul hakkasid Universumi mateeria pisut tihedamad piirkonnad (mis olid peaaegu ühtlaselt jaotunud) üksteise suhtes gravitatsiooniliselt köitma. Seetõttu kasvasid nad veelgi tihedamaks, moodustades gaasipilved, tähed, galaktikad ja muud astronoomilised struktuurid, mida täna regulaarselt jälgime.

Seda nimetatakse struktuuri ajastuks, kuna just sel ajal hakkas moodne universum kuju võtma. See koosnes nähtavast materjalist, mis jaotati erineva suurusega struktuurides (st tähed ja planeedid galaktikateni, galaktikaparvedesse ja superklastritesse), kus aine on kontsentreeritud ja mida eraldavad tohutud lahed, mis sisaldavad vähe galaktikaid.

Selle protsessi üksikasjad sõltuvad aine hulgast ja tüübist Universumis. Külm tume aine, soe tume aine, kuum tume aine ja baryonic aine on neli soovitatud tüüpi. Suure Paugu kosmoloogia standardmudeliks peetakse siiski Lambda-Külma Dark Matteri mudelit (Lambda-CDM), milles tumeaine osakesed liikusid aeglaselt võrreldes valguse kiirusega, kuna see sobib kõige paremini olemasolevate andmetega .

Selle mudeli järgi moodustab külm tumeaine hinnanguliselt umbes 23% Universumi ainest / energiast, baryooniline aine aga umbes 4,6%. Lambda viitab kosmoloogilisele konstandile - algselt Albert Einsteini pakutud teooriale, mis üritas näidata, et massi-energia tasakaal Universumis püsib staatiline.

Sel juhul seostatakse seda tumeda energiaga, mis kiirendas Universumi paisumist ja hoidis selle suuremahulise struktuuri suures osas ühtlasena. Pimeda energia olemasolu põhineb mitmel tõendusjoonel, mis kõik näitavad, et Universum on sellest läbi imbunud. Vaatluste põhjal koosneb hinnanguliselt see energia 73% Universumist.

Universumi kõige varasemates faasides, kui kogu baryooniline aine paiknes tihedamalt kosmoses, domineeris gravitatsioon. Pärast miljardeid aastaid kestnud laienemist tingis tumeda energia üha suurem arvukus selle domineerimise galaktikate vahel. See käivitas kiirenduse, mida tuntakse kosmilise kiirenduse ajajärguna.

Selle perioodi alguse üle võib vaielda, kuid hinnanguliselt algas see umbes 8,8 miljardit aastat pärast Suurt Pauku (5 miljardit aastat tagasi). Kosmoloogid tuginevad nii kvantmehaanikale kui ka Einsteini üldisele relatiivsusele, et kirjeldada kosmilise evolutsiooni protsessi, mis toimus sel perioodil ja igal ajal pärast inflatsiooniperioodi.

Range vaatlus- ja modelleerimisprotsessi abil on teadlased kindlaks teinud, et see evolutsiooniperiood on kooskõlas Einsteini väljavõrranditega, ehkki tumeda energia tegelik olemus on endiselt illusioon. Veelgi enam, puuduvad hästi toetatud mudelid, mis võimaldaksid kindlaks teha, mis toimus universumis enne perioodi eelnevat perioodi 10^-15sekundit pärast Suurt Pauku.

Kuid CERNi suure hadronite põrkeseadme (LHC) abil tehtavate katsete eesmärk on taastada energiaolud, mis oleksid eksisteerinud Suure Paugu ajal, mis peaks eeldatavasti ilmutama ka füüsikalisi olusid, mis väljuvad tavamudeli valdkonnast.

Mis tahes läbimurded selles valdkonnas viivad tõenäoliselt ühtse kvantgravitatsiooni teooriani, kus teadlased saavad lõpuks aru, kuidas gravitatsioon interakteerub kolme teise füüsika põhijõuga - elektromagnetism, nõrk tuumajõud ja tugev tuumajõud. See omakorda aitab meil ka mõista, mis tõepoolest juhtus Universumi kõige varasemal ajastul.

Universumi struktuur:

Universumi tegelikku suurust, kuju ja ulatuslikku ülesehitust on pidevalt uuritud. Kui vanim universumis täheldatav valgus asub 13,8 miljardi valgusaasta kaugusel (CMB), siis see pole Universumi tegelik ulatus. Arvestades, et Universum on laienenud olekus miljardit aastat ja kiirustel, mis ületavad valguse kiirust, ulatub tegelik piir kaugele sellest, mida me võime näha.

Meie praegused kosmoloogilised mudelid näitavad, et Universumi läbimõõt on umbes 91 miljardit valgusaastat (28 miljardit parset). Teisisõnu - vaadeldav universum ulatub meie päikesesüsteemist väljapoole umbes 46 miljardi valgusaasta kauguseni kõigis suundades. Arvestades aga seda, et Universumi serv pole vaadeldav, pole veel selge, kas Universumil on tegelikult serv. Kõigile, mida me teame, jätkub see igavesti!

Vaadeldava universumi sees jaotatakse aine väga struktureeritud viisil. Galaktikates koosneb see suurtest kontsentratsioonidest - s.o planeetidest, tähtedest ja ududest -, mis paiknevad suure tühja ruumi aladega (st planeetidevaheline ruum ja tähtedevaheline keskkond).

Asjad on suuremas mõõtkavas enam-vähem samad - galaktikaid eraldab gaasi ja tolmuga täidetud ruumi maht. Suurimas mastaabis, kus eksisteerivad galaktikaparved ja superparved, on teil targas suurte mõõtmetega struktuuride võrk, mis koosneb aine tihedast filamendist ja hiiglaslikest kosmilistest tühimikest.

Oma kuju poolest võib ruumiaeg eksisteerida ühes kolmest võimalikust konfiguratsioonist - positiivselt kõverdatud, negatiivselt kõverdatud ja tasane. Need võimalused põhinevad ruumi-aja vähemalt nelja mõõtme olemasolul (x-koordinaat, y-koordinaat, z-koordinaat ja aeg) ning sõltuvad kosmilise laienemise olemusest ja sellest, kas Universum on või mitte on piiratud või lõpmatu.

Positiivselt kõverdatud (või suletud) Universum sarnaneb neljamõõtmelise keraga, mis oleks ruumis piiratud ja ilma nähtava servata. Negatiivselt kõverdatud (või avatud) universum näeks välja nagu neljamõõtmeline “sadul” ja sellel ei oleks ruumis ega ajas piire.

Varasema stsenaariumi kohaselt peaks universum lakkama energia ületalitluse tõttu. Viimases sisaldaks see liiga vähe energiat, et kunagi laieneda. Kolmanda ja viimase stsenaariumi - lameda Universumi - korral eksisteeriks kriitiline kogus energiat ja selle paisumine peatuks alles lõpmatu aja möödudes.

Universumi saatus:

Hüpotees, et Universumil oli alguspunkt, tekitab loomulikult küsimusi võimaliku lõpp-punkti kohta. Kui Universum sai alguse pisikesest lõpmatu tiheduse punktist, mis hakkas laienema, kas see tähendab, et see jätkab laienemist lõputult? Või hakkab see ühel päeval otsa saama ekspansiivne jõud ja hakkab tagasi tõmbuma, kuni kogu aine krõbiseb tagasi pisikeseks palliks?

Sellele küsimusele vastamine on olnud kosmoloogide peamine tähelepanu keskpunkt alates sellest, kui algas arutelu selle üle, milline universumi mudel oli õige. Suure paugu teooria aktsepteerimisega, kuid enne tumeda energia vaatlemist 1990. aastatel olid kosmoloogid jõudnud kokkuleppele kahes stsenaariumis, mis on meie Universumi jaoks kõige tõenäolisemad tulemused.

Esimeses, üldtuntud stsenaariumi "Big Crunch" korral saavutab Universum maksimaalse suuruse ja hakkab siis iseenesest kokku varisema. See on võimalik ainult siis, kui Universumi massitihedus on suurem kui kriitiline tihedus. Teisisõnu, seni kuni aine tihedus püsib teatud väärtusel (1-3 x 10) või üle selle^-26 kg ainet m³), lõpuks Universum kahaneb.

Teise võimalusena, kui tihedus universumis oleks võrdne kriitilise tihedusega või sellest väiksem, aeglustaks laienemine, kuid ei peatu kunagi. Selle stsenaariumi järgi, mida tuntakse “suure külmumisena”, jätkatakse Universumit seni, kuni tähtede moodustumine lakkab lõpuks koos kõigi tähtedevahelise gaasi tarbimisega igas galaktikas. Samal ajal põleksid kõik olemasolevad tähed läbi ja muutuksid valgeteks kääbusteks, neutrontähtedeks ja mustadeks aukudeks.

Väga järk-järgult põhjustaksid nende mustade aukude kokkupõrked massi kogunemise suurematesse ja suurematesse mustadesse aukudesse. Universumi keskmine temperatuur läheneks absoluutsele nullile ja mustad augud aurustuksid pärast viimase Hawkingi kiirguse eraldumist. Lõpuks suureneks Universumi entroopia nii kaugele, et sellest ei saaks mingit organiseeritud energiavormi (stsenaariumid, mida tuntakse kui “kuuma surma”).

Kaasaegsed vaatlused, mis hõlmavad tumeda energia olemasolu ja selle mõju kosmilisele laienemisele, on viinud järeldusele, et üha enam praegu nähtavast Universumist väljub meie sündmushorisondist (st CMB, selle serv, mida me võime näha) ja muutuvad meile nähtamatuks. Selle lõpptulemust ei ole praegu teada, kuid ka sooja stsenaariumi puhul peetakse „kuuma surma” tõenäoliseks lõpp-punktiks.

Muud tumeda energia selgitused, mida nimetatakse fantoomenergia teooriateks, viitavad sellele, et galaktikate klastrid, tähed, planeedid, aatomid, tuumad ja mateeria lagunevad pidevalt kasvava laienemise tagajärjel. Seda stsenaariumi nimetatakse „suureks rippiks“, mille käigus Universumi enda laienemine saab lõpuks selle taandumise.

Õppe ajalugu:

Rangelt võttes on inimesed juba eelajaloolistest aegadest kaalunud ja uurinud Universumi olemust. Varem olid universumi loomise kohta varaseimad loodused mütoloogilised ja suuliselt põlvest põlve edasi antud. Nendes lugudes algas maailm, ruum, aeg ja kogu elu loomisüritusega, kus kõige loomise eest vastutasid jumal või jumalad.

Astronoomia hakkas õppevaldkonnaks kujunema ka iidsete babüloonlaste poolt. Babüloonia teadlaste poolt juba II aastatuhandel eKr koostatud tähtkujude ja astroloogiliste kalendrite süsteemid edastaksid kultuuride kosmoloogilisi ja astroloogilisi traditsioone tuhandete aastate jooksul.

Klassikalise antiigi järgi hakkas tekkima füüsiliste seaduste poolt dikteeritud universumi mõiste. Kreeka ja India teadlaste vahel hakkasid loomise seletused muutuma oma olemuselt filosoofilisteks, rõhutades pigem jumaliku agentuuri asemel põhjust ja tagajärge. Varasemate näidete hulka kuuluvad Thales ja Anaximander, kaks Sokratese-eelse aja Kreeka teadlast, kes väitsid, et kõik on sündinud ürgsest mateeria vormist.

5. sajandiks eKr sai Sokraatieelsest filosoofist Empedoclesist esimene lääne teadlane, kes pakkus välja universumi, mis koosneb neljast elemendist - maa, õhk, vesi ja tuli. See filosoofia sai lääne ringkondades väga populaarseks ja sarnanes umbes samal ajal tekkinud viie elemendi - metalli, puidu, vee, tule ja maa - Hiina süsteemiga.

Alles 5. – 4. Sajandist eKr pärit Kreeka filosoof Demokritus pakkus välja jagamatutest osakestest (aatomitest) koosneva universumi. India filosoof Kanada (kes elas 6. või 2. sajandil eKr) võttis seda filosoofiat edasi, väites, et valgus ja kuumus on sama aine erineval kujul. 5. sajandi CE budistlik filosoof Dignana viis selle veelgi kaugemale, tehes ettepaneku, et kogu aine koosneks energiast.

Piiratud aja mõiste oli ka Aabrahami religioonide - judaismi, kristluse ja islami - võtmeelement. Võib-olla inspireerituna kohtupäeva zoroastristlikust kontseptsioonist usku, et Universumil on algus ja lõpp, edastab lääne kosmoloogia kontseptsioone isegi tänapäevani.

Ajavahemikul II aastatuhandest eKr kuni 2. sajandini CE, astronoomia ja astroloogia arenesid edasi. Lisaks planeetide õigete liikumiste ja tähtkujude liikumise jälgimiseks sodiaagi kaudu, liigendasid Kreeka astronoomid ka Universumi geotsentrilise mudeli, kus Päike, planeedid ja tähed keerlevad ümber Maa.

Neid traditsioone on kõige parem kirjeldada 2. sajandi CE matemaatika- ja astronoomilises traktaadisAlmagest, mille kirjutas Kreeka-Egiptuse astronoom Claudius Ptolemaeus (teise nimega Ptolemaios). Seda traktaati ja kosmoloogilist mudelit, mida see pooldas, pidasid keskaja Euroopa ja islami teadlased kaanoniks enam kui tuhat aastat.

Kuid juba enne teaduslikku revolutsiooni (umbes 16. – 18. Sajand) leidsid astronoomid, kes pakkusid välja universumi heliotsentrilise mudeli - kus Maa, planeedid ja tähed keerlesid ümber Päikese. Nende hulka kuulusid Kreeka astronoom Aristarchus Samosest (ca 310–230 eKr) ja hellenistlik astronoom ja filosoof Seleucus (Seleucia, 190–150 eKr).

Keskajal säilitasid ja laiendasid India, Pärsia ja Araabia filosoofid ja teadlased klassikalist astronoomiat. Lisaks Ptolemaiose ja mittearistotellaste ideede hoidmisele pakkusid nad välja ka revolutsioonilisi ideid nagu Maa pöörlemine. Mõned teadlased - näiteks India astronoom Aryabhata ja Pärsia astronoomid Albumasar ja Al-Sijzi - on isegi heliotsentrilise universumi täiustatud versioone.

16. sajandiks pakkus Nicolaus Copernicus välja heliotsentrilise universumi kõige täiuslikuma kontseptsiooni, lahendades matemaatilised probleemid teoorias. Tema ideed väljendusid esmalt 40-leheküljelises käsikirjas pealkirjaga Kommentaariolus (“Väike kommentaar”), mis kirjeldas seitsmel üldpõhimõttel põhinevat heliotsentrilist mudelit. Nende seitsme põhimõtte kohaselt:

Taevakehad ei keerle kõik ühe punkti ümber
Maa keskpunkt on Kuusfääri keskpunkt - Kuu orbiit Maa ümber; kõik sfäärid pöörlevad ümber Päikese, mis asub Universumi keskpunkti lähedal
Maa ja Päikese vaheline kaugus on tühine osa kaugusest Maast ja Päikesest tähtede vahel, mistõttu tähtedes parallaksi ei täheldata
Tähed on liikumatud - nende nähtava igapäevase liikumise põhjustab Maa igapäevane pöörlemine
Maa liigub ümber Päikese ümbritsevas sfääris, põhjustades Päikese ilmse aastase rände
Maal on rohkem kui üks liikumine
Maa orbitaalliikumine ümber Päikese põhjustab planeetide liikumissuuna näilise tagasisuuna.

Tema ideede põhjalikum käsitlus ilmus 1532. aastal, kui Kopernik lõpetas oma magnum opuse - Devolutionibus orbium coelestium (Taevaste sfääride pöörde kohta). Selles esitas ta oma seitse peamist argumenti, kuid nende varundamiseks üksikasjalikumal kujul ja üksikasjalike arvutustega. Tagakiusamise ja tagasilöögi kartuse tõttu ei antud seda köidet välja enne tema surma 1542.

Tema ideid täpsustaksid veelgi 16. – 17. Sajandi matemaatikud, astronoom ja leiutaja Galileo Galilei. Omaloomingu teleskoobi abil teeb Galileo Kuu, Päikese ja Jupiteri registreeritud vaatlusi, mis näitasid Universumi geotsentrilise mudeli puudusi, näidates samas ka Koperniku mudeli sisemist järjepidevust.

Tema tähelepanekuid avaldati 17. sajandi alguses mitmes erinevas köites. Tema tähelepanekud Kuu kraatripinnast ning tähelepanekud Jupiteri ja selle suurimate kuude kohta täpsustati 1610. aastal Sidereus Nuncius (Tähistaja), samas kui tema tähelepanekud olid päikesepunktid, kirjeldati Päikesel täheldatud kohtadel (1610).

Galileo salvestas ka oma tähelepanekud Linnutee kohta Tähistaja, mis varem arvati olevat hägune. Selle asemel leidis Galileo, et see oli hulgaliselt tähti, mis olid nii tihedalt kokku pakitud, et eemalt paistis pilvede moodi, kuid tegelikult olid need tähed, mis olid palju kaugemal kui seni arvati.

1632. aastal käsitles Galileo oma traktaadis lõpuks suurt aruteluDialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Kahe peamise maailma süsteemi käsitlev dialoog), milles ta pooldas geotsentrilise heliotsentrilise mudeli kasutamist. Kasutades omaenda teleskoopilisi vaatlusi, tänapäevast füüsikat ja ranget loogikat, õõnestasid Galileo argumendid Aristotelese ja Ptolemaiose süsteemi alust kasvavale ja vastuvõtlikule publikule.

Johannes Kepler arendas mudelit edasi oma planeetide elliptiliste orbiitide teooriaga. Koos täpsete tabelitega, mis ennustasid planeetide asukohti, tõestati Koperniku mudelit tõhusalt. Alates 17. sajandi keskpaigast oli vähe astronoome, kes polnud koperniklased.

Järgmine suur panus tuli sir Isaac Newtonilt (1642/43 - 1727), kes töötades Kepleri Planeetide liikumise seadustega ajendas teda arendama oma universaalse gravitatsiooni teooriat. 1687. aastal avaldas ta oma kuulsa traktaadi Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica (“Loodusfilosoofia matemaatilised põhimõtted”), milles kirjeldati tema kolme liikumisseadust. Need seadused teatasid, et:

Inertses võrdlusraamis vaadates jääb objekt kas puhkeolekusse või jätkab liikumist konstantse kiirusega, kui sellele ei mõju väline jõud.
Objekti väliste jõudude (F) vektorite summa on võrdne massiga (m) selle objekti korrutis objekti kiirendusvektoriga (a). Matemaatiliselt väljendatakse seda järgmiselt: F =ma
Kui üks keha avaldab teisele kehale jõudu, avaldab teine keha samaaegselt jõudu, mis on suuruselt võrdne ja esimese kehaga vastupidine.

Need seadused koos kirjeldasid mis tahes objekti, seda mõjutavate jõudude ja sellest tuleneva liikumise suhet, pannes aluse klassikalisele mehaanikale. Seadused võimaldasid Newtonil arvutada ka iga planeedi massi, arvutada Maa lamedamaks pooluste ja ekvaatori juures asuva punnis ning kuidas Päikese ja Kuu gravitatsiooniline tõmme loovad Maa loodete.

Tema arvutusmeetodil põhinev geomeetrilise analüüsi meetod suutis arvestada ka heli kiirusega õhus (põhineb Boyle'i seadusel), pööripäevade pretsessioonist - mida ta näitas tulenevalt Kuu gravitatsioonilisest küljest Maale - ja määrata komeetide orbiidid. See maht avaldaks teadustele sügavat mõju, kui selle põhimõtted jääksid kaanoniks järgmiseks 200 aastaks.

Teine suurem avastus leidis aset 1755. aastal, kui Immanuel Kant tegi ettepaneku, et Linnutee oleks suur tähtede kollektsioon, mida hoiaks koos vastastikune raskus. Nii nagu Päikesesüsteem, oleks ka see tähtede kollektsioon pöörlev ja lapik kui ketas, kuhu Päikesesüsteem oleks manustatud.

Astronoom William Herschel üritas 1785. aastal tegelikult Linnutee kuju kaardistada, kuid ta ei mõistnud, et galaktika suuri osi varjab gaas ja tolm, mis varjab selle tegelikku kuju. Järgmine suur hüpe Universumi ja seda reguleerivate seaduste uurimisel saabus alles 20. sajandil, mil arenesid Einsteini eri- ja üldrelatiivsusteooriad.

Einsteini murrangulised teooriad ruumi ja aja kohta (kokku võetud lihtsalt kui E = mc²) olid osaliselt tema katse tulemus lahendada Newtoni mehaanika seadused elektromagnetismi seadustega (mida iseloomustavad Maxwelli võrrandid ja Lorentzi jõuseadus). Lõpuks lahendaks Einstein nende kahe valdkonna vahelise vastuolu, pakkudes oma 1905. aasta artiklis välja spetsiaalse suhtelisuse.Liikuvate kehade elektrodünaamikast“.

Põhimõtteliselt väitis see teooria, et valguse kiirus on kõigis inertsiaalsetes võrdlusraamides sama. See purunes varem peetud konsensusega, et liikuvast keskkonnast läbivat valgust lohistab see kandja, mis tähendab, et valguse kiirus on selle kiiruse summa läbi keskmine pluss kiirus kohta see meedium. See teooria tõi kaasa mitu küsimust, mis osutusid enne Einsteini teooriat ületamatuks.

Spetsiaalne relatiivsus mitte ainult ei sobitanud Maxwelli elektrienergia ja magnetismi võrrandid mehaanika seadustega, vaid lihtsustas ka matemaatilisi arvutusi, kaotades teiste teadlaste kasutatud kõrvalised seletused. See muutis ka keskmise olemasolu täiesti otstarbekaks, vastates otseselt jälgitavale valguse kiirusele ja moodustas täheldatud aberratsioonid.

Aastatel 1907–1911 hakkas Einstein kaaluma, kuidas saaks spetsiaalset relatiivsust rakendada raskusjõu väljadele - mida edaspidi tuntaks üldrelatiivsusteooriana. See kulmineerus 1911. aastal trükistega “Gravitatsiooni mõjust valguse levikule“, Milles ta ennustas, et aeg on vaatleja suhtes ja sõltub nende asukohast gravitatsiooniväljas.

Samuti arendas ta edasi nn ekvivalentsuspõhimõtet, mille kohaselt gravitatsioonimass on identne inertsiaalse massiga. Einstein ennustas ka gravitatsioonilise aja laienemise nähtust - kaks vaatlejat, kes asuvad gravitatsioonimassist erineval kaugusel, tajuvad kahe sündmuse vahelise aja erinevust. Tema teooriate teine suur väljakasv oli mustade aukude olemasolu ja laienev universum.

1915. aastal, mõni kuu pärast seda, kui Einstein oli avaldanud oma üldise relatiivsusteooria, leidis saksa füüsik ja astronoom Karl Schwarzschild Einsteini väljavõrranditele lahenduse, mis kirjeldas punkti ja sfäärilise massi gravitatsioonivälja. See lahendus, mida nüüd nimetatakse Schwarzschildi raadiuseks, kirjeldab punkti, kus kera mass on nii kokku surutud, et pinnalt väljumise kiirus võrduks valguse kiirusega.

India-ameerika astrofüüsik Subrahmanyan Chandrasekhar arvutas 1931. aastal spetsiaalse relatiivsuse abil, et elektronide poolt degenereerunud aine mittepöörlev keha, mis ületab teatud piiravat massi, kukub iseenesest kokku. 1939. aastal nõustusid Robert Oppenheimer ja teised Chandrasekhari analüüsiga, väites, et ette nähtud piiri ületavad neutronitähed varisevad mustadesse aukudesse.

Üldise relatiivsuse veel üks tagajärg oli ennustus, et Universum on kas laienemise või kokkutõmbumise seisundis. 1929. aastal kinnitas Edwin Hubble, et see oli nii. 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!