AZ UNIVERZUM

Send

Mi az univerzum? Ez egy rendkívül megterhelt kérdés! Nem számít, milyen szögben válaszolt a kérdésre, évekig tölthette a kérdés megválaszolását, és még mindig alig megkarcolhatja a felületet. Idő és tér szempontjából elfogadhatatlanul nagy (és valószínűleg végtelen is), és emberi szabványok szerint hihetetlenül régi. Ezért monumentális feladat a részletes leírása. De mi itt, a Space Magazine elhatároztuk, hogy megpróbáljuk!

Tehát mi az univerzum? Nos, a rövid válasz az, hogy ez az összes létezés összesítése. Az idő, a tér, az anyag és az energia teljes darabja kezdett terjeszkedni körülbelül 13,8 milliárd évvel ezelőtt, és azóta tovább bővült. Senki sem lehet teljesen biztos abban, hogy az Univerzum valóban mennyire kiterjedt, és senki sem biztos abban, hogy vajon mi lesz ennek vége. A folyamatos kutatás és tanulás azonban sokat tanított nekünk az emberiség története során.

Meghatározás:

Az „univerzum” kifejezés a „universum” latin szóból származik, amelyet Cicero római államférfi és későbbi római szerzők használtak arra, hogy a világra és a kozmoszra hivatkozzanak, ahogy tudták. Ez a Földből és az összes benne lakó élőlényből, valamint a Holdból, a Napból, az akkor ismert bolygókból (Higany, Vénusz, Mars, Jupiter, Szaturnusz) és a csillagokból állt.

A „kozmosz” kifejezést gyakran felváltva használják az univerzummal. A görög szóból származik kosmos, amely szó szerint „a világot” jelenti. A létezés egészének meghatározására általánosan használt más szavak közé tartozik a „természet” (a germán szóból származik) natur) és az alkalmazott „mindent” angol szó, amelyet használ, a tudományos terminológiában - azaz a „minden elmélete” (TOE) - látható.

Ma ezt a kifejezést gyakran arra használják, hogy minden dologra utaljanak, amelyek léteznek az ismert világegyetemben - a Naprendszer, a Tejút és az összes ismert galaxis és felépítmény. A modern tudomány, a csillagászat és az asztrofizika kontextusában az összes téridőre, az energia minden formájára (azaz az elektromágneses sugárzásra és az anyagra), valamint az azokat kötő fizikai törvényekre utal.

Az univerzum eredete:

A jelenlegi tudományos konszenzus az, hogy az Univerzum nagyjából az anyag nagysága és az energia sűrűsége körülbelül 13,8 milliárd évvel ezelőtt kibővült. Ez a Big Bang Theory néven ismert elmélet nem az egyetlen kozmológiai modell, amely magyarázza az univerzum eredetét és evolúcióját - például létezik a Steady State Theory vagy az Oszcilláló Universe Theory.

Ez azonban a legszélesebb körben elfogadott és népszerű. Ennek oka az a tény, hogy önmagában a Nagyrobbanás elmélete meg tudja magyarázni az összes ismert anyag eredetét, a fizika törvényeit és az Univerzum nagy léptékű felépítését. Ez a világegyetem tágulását, a kozmikus mikrohullámú háttér létezését és egyéb jelenségek széles skáláját is beszámolja.

A világegyetem jelenlegi állapotától visszalépve a tudósok elméletük szerint a világ végtelen sűrűségének és véges idejének egyetlen pontjáról származhatott, amely növekedni kezdett. A kezdeti expanzió után az elmélet azt állítja, hogy az Univerzum eléggé lehűlt, hogy lehetővé váljon a szubatomi részecskék, később egyszerű atomok. Ezeknek az ősi elemeknek az óriásfelhői később a gravitáció útján összeolvadtak csillagok és galaxisok kialakulásához.

Mindez körülbelül 13,8 milliárd évvel ezelőtt kezdődött, és ezért az Univerzum korszakának tekintik. Az elméleti alapelvek, a részecskegyorsítókat és a nagy energiát igénylő állapotokat kísérletező kísérletek, valamint a mély univerzumot megfigyelő csillagászati tanulmányok révén a tudósok olyan események ütemtervét állították össze, amelyek a Nagy Bang-val kezdődtek és a kozmikus evolúció jelenlegi állapotához vezettek .

Azonban a világegyetem legkorábbi időszaka - kb^-43 10-ig^-11 másodperccel a nagy robbanás után - széles spekuláció tárgya. Tekintettel arra, hogy a fizika törvényei, amelyeknek tudjuk őket, ebben az időben nem létezhetnek, nehéz megérteni, hogyan lehetne irányítani az Univerzumot. Sőt, a kísérletek, amelyek megteremthetik az ehhez hasonló energiákat, még gyerekcipőben vannak.

Ennek ellenére sok elmélet uralkodik abban, hogy mi történt ebben a kezdeti pillanatban, sok közülük kompatibilis. Ezen elméletek sokaságával összhangban a Nagyrobbanást követõ pillanat a következõ idõszakokra bontható: Singularity Epoch, Inflációs Epoch és Cooling Epoch.

A Planck-korszaknak (vagy Planck-korszaknak) is ismert szingularitási korszak volt a világegyetem legkorábbi ismert korszaka. Ebben az időben minden anyag kondenzálódott a végtelen sűrűség és a szélsőséges hő egyetlen pontján. Ebben az időszakban úgy gondolják, hogy a gravitáció kvantitatív hatásai dominálták a fizikai kölcsönhatásokat, és hogy egyetlen más fizikai erő sem volt olyan erős, mint a gravitáció.

Ez a Planck időtartam a 0-tól körülbelül 10-ig terjed^-43másodperc, és azért nevezték el, mert csak Planck-időben mérhető. Az anyag rendkívüli hő- és sűrűsége miatt az Univerzum állapota rendkívül instabil volt. Így kezd kibontakozni és lehűlni, ami a fizika alapvető erőinek megnyilvánulásához vezetett. Kb. 10-től^-43 második és 10^-36, az univerzum kezdett átmenni az átmeneti hőmérsékleteken.

Úgy gondolják, hogy az univerzumot irányító alapvető erők itt kezdtek elválasztani egymástól. Ennek első lépése az erőteljes és gyenge nukleáris erőket és az elektromágnesességet okozó mérőerőktől elválasztó gravitációs erő volt. Aztán 10-től^-3610-ig^-32másodperccel a nagy robbanás után az univerzum hőmérséklete elég alacsony volt (10 ° C)²⁸ K) az elektromágnesesség és a gyenge nukleáris erő is képes elválasztani egymástól.

Az univerzum első alapvető erőinek megteremtésével megkezdődött az inflációs korszak, amely 10-től kezdődött^-32másodperc alatt Planck-időben egy ismeretlen pontig. A legtöbb kozmológiai modell azt sugallja, hogy ezen a ponton az Univerzum homogén módon volt megtöltve nagy energia sűrűséggel, és hogy a hihetetlenül magas hőmérsékletek és nyomás gyors tágulást és hűtést eredményeztek.

Ez 10-kor kezdődött^-37 másodperc, ahol az erőszakadást okozó fázisátmenet egy olyan időszakhoz vezetett, ahol az Univerzum exponenciálisan nőtt. Ugyancsak ebben az időben fordult elő bariogenezis, amely egy hipotetikus eseményre utal, ahol a hőmérsékletek olyan magasak voltak, hogy a részecskék véletlenszerű mozgása relativista sebességgel történt.

Ennek eredményeként mindenféle részecske-részecske-párt folyamatosan létrehozták és megsemmisítették ütközések során, ami úgy vélhetően vezetett, hogy az anyag túlsúlyban van az antitesttel szemben a jelenlegi univerzumban. Az infláció leállása után az univerzum kvark-gluon plazmából, valamint minden egyéb elemi részecskéből állt. Ettől a ponttól kezdve az Univerzum hűlni kezdett, az anyag összeolvadt és képződött.

Ahogy az Univerzum sűrűsége és hőmérséklete tovább csökkent, a hűtés korszak kezdődött. Ezt jellemezte a részecskék energiájának csökkenése és a fázisátmenetek folytatódása, amíg a fizika és az elemi részecskék alapvető erői meg nem változtak jelenlegi formájukba. Mivel a részecske energiái olyan értékekre estek volna, amelyeket a részecskefizikai kísérletekkel lehet elérni, ezt az időszakot kevesebb spekulációnak kell alávetni.

Például a tudósok úgy vélik, hogy körülbelül 10^-11 másodperccel a Big Bang után a részecske energiája jelentősen csökkent. Körülbelül 10-kor^-6 másodperc, a kvarkok és a gluonok összekapcsolva olyan baronokat képeznek, mint protonok és neutronok, és az antikvarkokhoz viszonyítva kicsi felesleges kvarkok kis mennyiségű baryont eredményeztek az antiaronokhoz képest.

Mivel a hőmérséklet nem volt elég magas ahhoz, hogy új proton-anti-proton párokat (vagy neutron-anitneutron párokat) hozzon létre, a tömeges megsemmisítés azonnal következett, így 10-ből csak egy maradt meg.¹⁰ az eredeti protonok és neutronok, és egyikük sem a részecskék. Hasonló folyamat történt körülbelül 1 másodperccel a nagy robbanás után az elektronok és pozitronok esetében.

Ezen megsemmisítés után a fennmaradó protonok, neutronok és elektronok már nem mozogtak relativisztikusan, és az Univerzum energia sűrűségét fotonok - és kisebb mértékben - neutrinók uralták. Néhány perccel a kiterjedés után megkezdődött a Big Bang nukleoszintézis néven ismert időszak is.

Az egymilliárd kelvinre eső hőmérsékleteknek és az energia sűrűségének a levegővel egyenértékűnek megfelelő csökkenésnek köszönhetően a neutronok és a protonok összekapcsolódtak az univerzum első deutériumának (a hidrogén stabil izotópja) és hélium atomjainak. A Világegyetem legtöbb protonja azonban nem kapcsolódott hidrogénmagként.

Körülbelül 379 000 év elteltével az elektronok ezekkel a magokkal egyesülnek, hogy atomokat képezzenek (ismét elsősorban hidrogénatomok), miközben a sugárzás leválasztották az anyagot és tovább terjedt az űrben, nagyrészt akadálytalanul. Ez a sugárzás manapság ismert, hogy alkotja a kozmikus mikrohullámú hátteret (CMB), amely manapság a világ legrégebbi fénye.

A CMB bővülésével fokozatosan elvesztette a sűrűségét és az energiát, és becslések szerint hőmérséklete 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) és az energiasűrűsége 0,25 eV / cm.³ (vagy 4,005 × 10^-14 J / m³; 400–500 foton / cm³). A CMB minden irányban látható körülbelül 13,8 milliárd fényév távolságban, de a tényleges távolság becslése szerint mintegy 46 milliárd fényévre helyezkedik el az Univerzum központjától.

Az univerzum evolúciója:

Az ezt követő több milliárd év folyamán az Univerzum anyag kissé sűrűbb régiói (amelyek szinte egyenletesen voltak eloszlva) gravitációs vonzódásban részesültek egymás iránt. Ezért még sűrűbbé váltak, gázfelhőket, csillagokat, galaxiseket és más csillagászati struktúrákat képezve, amelyeket manapság rendszeresen megfigyelünk.

Ez az úgynevezett szerkezeti korszak, mivel ebben az időben kezdett kialakulni a modern világegyetem. Ez a látható anyagból állt, amely különböző méretű struktúrákban oszlik meg (azaz csillagok és bolygók galaxisokba, galaxiscsoportokba és szuperklaszterekbe), ahol az anyag koncentrálódik, és amelyeket hatalmas öblök választanak el, amelyek néhány galaxist tartalmaznak.

Ennek a folyamatnak a részletei az univerzum anyag mennyiségétől és típusától függenek. Hideg sötét anyag, meleg sötét anyag, forró sötét anyag és baryon anyag a négy javasolt típus. Ugyanakkor a Lambda-Hideg Sötét Anyag modellt (Lambda-CDM), amelyben a sötét anyag részecskéi lassan mozognak a fénysebességhez képest, tekintik a Big Bang kozmológia szokásos modelljének, mivel ez a rendelkezésre álló adatokhoz legjobban illeszkedik. .

Ebben a modellben a becslések szerint a hideg sötét anyag az univerzum anyagának / energiájának körülbelül 23% -át, míg a baryon anyag körülbelül 4,6% -át teszi ki. A Lambda a kozmológiai állandóra utal, egy Albert Einstein által eredetileg javasolt elméletre, amely megkísérelte megmutatni, hogy a tömeg-energia egyensúlya az univerzumban statikus marad.

Ebben az esetben a sötét energiához kapcsolódik, amely felgyorsította az univerzum terjeszkedését és nagy léptékű szerkezetét nagyjából egységesen tartotta. A sötét energia létezése többféle bizonyítéksoron alapszik, amelyek mindegyike azt jelzi, hogy az Univerzum átitatja azt. A megfigyelések alapján becslések szerint az univerzum 73% -át ez az energia alkotja.

A világegyetem legkorábbi szakaszaiban, amikor az összes baryon anyag szorosabban volt a térben, a gravitáció uralkodott. Milliárd éves terjeszkedés után azonban a sötét energia növekvő bősége vezetett ahhoz, hogy uralja a galaxisok közötti kölcsönhatásokat. Ez gyorsulást váltott ki, amelyet kozmikus gyorsulás korszaknak hívnak.

Amikor ez az időszak megkezdődött, vita tárgyát képezi, de becslések szerint körülbelül 8,8 milliárd évvel kezdődött a nagy robbanás után (5 milliárd évvel ezelőtt). A kozmológusok mind a kvantummechanikára, mind az Einstein általános relativitásra támaszkodnak, hogy leírják a kozmikus evolúció folyamatát, amely ebben az időszakban és az inflációs korszak után bármikor megtörtént.

A szigorú megfigyelési és modellezési folyamat révén a tudósok megállapították, hogy ez az evolúciós időszak összhangban áll Einstein terepi egyenleteivel, bár a sötét energia valódi természete továbbra is illuzórikus. Ráadásul nincsenek olyan jól támogatott modellek, amelyek képesek lennének meghatározni, mi történt az univerzumban a korábbi időszak előtt 10^-15másodperccel a Big Bang után.

A CERN nagy hadronder ütközőjét (LHC) használó folyamatban lévő kísérletek ugyanakkor arra törekednek, hogy újrateremtjék az energiaviszonyokat, amelyek a nagy robbanás idején fennálltak volna, ami szintén várhatóan a fizika felfedésére irányul, amely túlmutat a standard modell birodalmán.

Az ezen a területen történt bármilyen áttörés valószínűleg a kvantitatív gravitáció egységes elméletéhez vezet, ahol a tudósok végre meg tudják érteni, hogy a gravitáció hogyan hat a fizika három másik alapvetõ erõjére - az elektromágnesességre, a gyenge atomerõre és az erõteljes nukleáris erõre. Ez viszont segíteni fog nekünk annak megértésében is, hogy mi történt valóban a világegyetem legkorábbi korszakaiban.

Az univerzum felépítése:

Az univerzum tényleges méretét, alakját és nagyméretű felépítését a folyamatos kutatás tárgya. Míg az Univerzumban a legrégebbi megfigyelhető fény 13,8 milliárd fényév távolságra van (CMB), ez nem az Univerzum tényleges mérete. Tekintettel arra, hogy az Univerzum milliárd éven át expanziós állapotban van, és olyan sebességgel, amely meghaladja a fénysebességet, a tényleges határ messze meghaladja azt, amit láthatunk.

Jelenlegi kozmológiai modellünk azt jelzi, hogy az Univerzum átmérője körülbelül 91 milliárd fényév (28 milliárd erszény). Más szavakkal, a megfigyelhető világegyetem a Naprendszerünkből kifelé, minden irányba körülbelül 46 milliárd fényév távolságig terjed. Mivel azonban a világegyetem széle nem megfigyelhető, még nem világos, hogy az univerzumnak valóban van-e széle. Mindannyian tudjuk, hogy örökkévaló!

A megfigyelhető univerzumban az anyag eloszlatása rendkívül strukturált módon történik. A galaxisokon belül ez nagy koncentrációkból áll - azaz bolygókból, csillagokból és ködökből -, amelyek üres hely nagy területeivel (azaz a bolygók közötti tér és a csillagközi közeg) vannak egymással keresztezve.

A dolgok nagyjából ugyanazok a méretek, ahol a galaxisokat gázzal és porral megtöltött térfogatok választják el egymástól. A legnagyobb léptékben, ahol galaxis klaszterek és szuperklaszterek léteznek, van egy nagy méretű struktúrák bölcs hálózata, amely sűrű anyagszálakból és gigantikus kozmikus üregekből áll.

A téridő alakja szempontjából három lehetséges konfiguráció egyikében létezhet - pozitívan ívelt, negatívan ívelt és lapos. Ezek a lehetőségek a tér-idő legalább négy dimenziójának (x-koordináta, y-koordináta, z-koordináta és idő) létezésén alapulnak, és a kozmikus expanzió természetétől, valamint attól, hogy az Univerzum vagy sem véges vagy végtelen.

A pozitívan ívelt (vagy zárt) világegyetem négydimenziós gömbre hasonlít, amely véges a térben, és nincs észlelhető éle. A negatívan ívelt (vagy nyitott) világegyetem négydimenziós „nyeregnek” tűnne, és nem lennének határok a térben vagy az időben.

Az előző forgatókönyv szerint az Univerzumnak abba kellene hagynia a tágulást az energia túlterhelése miatt. Ez utóbbi túl kevés energiát tartalmazna ahhoz, hogy abbahagyja a terjeszkedést. A harmadik és egy utolsó forgatókönyvben - egy lapos univerzumban - kritikus mennyiségű energia létezne, és terjeszkedése csak végtelen idő eltelte után állna le.

Az univerzum sorsa:

Ha feltételezzük, hogy az Univerzumnak kiindulási pontja van, természetesen felmerül a kérdés a lehetséges végpontról. Ha az Univerzum a végtelen sűrűség apró pontjaként kezdődött, amely elkezdett terjeszkedni, akkor ez azt jelenti-e, hogy végtelenségig tovább fog terjeszkedni? Vagy egy nap elfogy a hatalmas erő, és elkezdi befelé vonulni, amíg az összes anyag összepattan egy apró golyóba?

A kérdés megválaszolása a kozmológusok egyik legfontosabb kérdése azóta, hogy megkezdődött a vita arról, hogy az Univerzum melyik modellje volt a helyes. A Nagyrobbanás Elmélet elfogadásával, de a sötét energia megfigyelése előtt az 1990-es években a kozmológusok megállapodtak abban, hogy két forgatókönyv szerint a legvalószínűbb eredmény az univerzumunkban.

Az elsőben, amelyet általában „Big Crunch” forgatókönyvnek hívnak, az Univerzum eléri a maximális méretet, majd önmagában összeomlik. Ez csak akkor lesz lehetséges, ha az Univerzum tömegsűrűsége meghaladja a kritikus sűrűséget. Más szavakkal, mindaddig, amíg az anyag sűrűsége egy bizonyos értéken vagy annál meg nem halad (1-3x10)^-26 kg anyag / m³), az univerzum végül összehúzódik.

Alternatív megoldásként, ha az univerzumban a sűrűség megegyezik vagy meghaladja a kritikus sűrűséget, akkor a tágulás lelassul, de soha nem áll le. Ebben a forgatókönyvben, amelyet „Big Freeze” néven hívnak, az Univerzum addig folytatódik, amíg a csillagképződés végül meg nem szűnik az egyes csillagközi gázok felhasználásával az egyes galaxisokban. Eközben az összes létező csillag kiégne és fehér törpékké, neutroncsillagokké és fekete lyukakká válna.

A fekete lyukak közötti ütközések nagyon fokozatosan nagyobb és nagyobb fekete lyukakba halmozódnának. Az univerzum átlaghőmérséklete megközelíti az abszolút nullát, és a fekete lyukak elpárolognak, miután az utolsó Hawking-sugárzást kibocsátották. Végül az Univerzum entrópiája annyira növekszik, hogy semmilyen szervezett energiaformát nem lehet kinyerni belőle („hőhalál” néven ismert forgatókönyvek).

A modern megfigyelések, ideértve a sötét energia létezését és annak kozmikus terjeszkedésre gyakorolt hatását, arra a következtetésre vezettek, hogy a jelenleg látható Világegyetem egyre több és nagyobb része túlmegy az eseményhorizontunkon (azaz a CMB, amit láthatunk.) és láthatatlanná válnak számunkra. Ennek végső eredménye jelenleg nem ismert, de a „hőhalál” valószínűsíthető végpontjának tekinthető ebben a forgatókönyvben is.

A sötét energia egyéb magyarázata, amelyet fantomenergia-elméleteknek hívnak, azt sugallja, hogy a galaxiscsoportok, csillagok, bolygók, atomok, magok és maga az anyag az elvégzett szétesés során szétesik. Ez a forgatókönyv úgynevezett „nagy szakadás”, amelyben maga az Univerzum terjeszkedése végül is visszavonása lesz.

A tanulmány története:

Szigorúan véve, az emberek az őskor óta gondolkodnak és tanulmányozzák az Univerzum természetét. Mint ilyen, a világegyetem kialakulásának legkorábbi ismertetései mitológiai jellegűek, és szóbeli átadásra kerültek az egyik generációról a másikra. Ezekben a történetekben a világ, a tér, az idő és az egész élet egy teremtéses eseménygel kezdődött, ahol egy Isten vagy az istenek voltak felelősek mindent létrehozni.

A csillagászat az ókori babilónia idején is kutatási területként kezdett megjelenni. A babiloni tudósok által már a Kr. E. 2. évezredben készített csillagkép és asztrológiai naptárak rendszerei a több ezer éven át a kultúrák kozmológiai és asztrológiai hagyományainak megismerésére szolgálnak.

A klasszikus antikvitás során kialakult egy olyan világegyetem fogalma, amelyet a fizikai törvények diktáltak. A görög és az indiai tudósok között a teremtés magyarázata filozófiai jellegűvé vált, és inkább az okot és okot hangsúlyozta, nem pedig az isteni hivatást. A legkorábbi példák közé tartozik Thales és Anaximander, két szocratát megelőző görög tudós, akik azt állították, hogy minden az anyag ősi formájából származik.

Az ie 5. századra az Empedocles-szocratátus filozófus lett az első nyugati tudós, aki négy elemből - földből, levegőből, vízből és tűzből álló univerzumot javasolt. Ez a filozófia nagyon népszerűvé vált a nyugati körökben, és hasonló volt az öt elem - fém, fa, víz, tűz és föld - kínai rendszeréhez, amely egy időben alakult ki.

Csak a demokrácia, az 5. – 4. Században a Kr. E. Görög filozófusáig oszthatatlan részecskékből (atomokból) álló univerzumot javasoltak. A kanadai indiai filozófus (aki a 6. vagy 2. században élt), tovább vitte ezt a filozófiát azzal, hogy azt állította, hogy a fény és a hő ugyanaz az anyag különböző formában. Az 5. századi CE buddhista filozófus, Dignana tovább vitte ezt, és azt javasolta, hogy minden anyag energiából álljon.

A véges idő fogalma az abraham vallások - a judaizmus, a kereszténység és az iszlám - kulcseleme volt. Valószínűleg az ítélet napjának zoroasztriai koncepciójának ihlette az a hiedelem, hogy az univerzumnak van kezdete és vége, a mai napig ismeri el a kozmológia nyugati koncepcióit.

A Kr. E. 2. évezred és a 2. században a csillagászat és az asztrológia tovább fejlődött. A bolygók megfelelő mozgásának és a csillagképeknek az állatövön keresztüli mozgásának megfigyelése mellett a görög csillagászok megfogalmazták az Univerzum geocentrikus modelljét is, ahol a Nap, a bolygók és a csillagok a Föld körül forognak.

Ezeket a hagyományokat legjobban a 2. századi CE. Matematikai és csillagászati értekezés írja leAlmagest, amelyet görög-egyiptomi csillagász, Claudius Ptolemaeus (más néven Ptolemaiosz) írt. Ezt az értekezést és az általa alkalmazott kozmológiai modellt a középkori európai és iszlám tudósok kánonjának tekintik az elkövetkező több mint ezer évig.

Még a tudományos forradalom előtt (kb. 16.-18. Század) voltak csillagászok, akik javaslatot tettek a világegyetem heliorcentrikus modelljére - ahol a Föld, a bolygók és a csillagok a Nap körül forogtak. Ezek között szerepelt Samos görög csillagász, Aristarchus (kb. 310–230) és a hellenista csillagász és Seleucus filozófus (190–150).

A középkorban az indiai, perzsa és arab filozófusok és tudósok fenntartották és kibővítették a klasszikus csillagászatot. A Ptolemaiosz és a nem arisztotelészi ötletek életben tartása mellett forradalmi ötleteket is javasoltak, mint például a Föld forgása. Egyes tudósok - például Aryabhata indiai csillagász és Albumasar és Al-Sijzi perzsa csillagászok - még a heliorcentrikus univerzum fejlett változatát is kifejtették.

Nicolaus Copernicus a 16. századra javasolta a heliocentrikus világegyetem legteljesebb fogalmát azáltal, hogy megoldja a matematikai problémákat az elmélettel. Ötleteit először a 40 oldalas kézirat fejezte ki Commentariolus („Kis kommentár”), amely heticentrikus modellt írt le hét általános alapelv alapján. Ez a hét alapelv kijelentette:

Az ég testek nem mind egy pont körül forognak
A Föld központja a holdgömb központja - a hold pályája a Föld körül; az összes gömb a Világegyetem központja közelében lévő Nap körül forog
A Föld és a Nap közötti távolság a Földtől és a Naptól a csillagokig terjedő távolság jelentéktelen hányadát képviseli, tehát a csillagokban nem figyelhető meg parallaxis
A csillagok mozgathatatlanok - látszólagos napi mozgásukat a Föld napi forgása okozza
A Földet a Nap körül egy gömbben mozgatják, ami a Nap látszólagos éves vándorlását idézi elő
A Földnek egynél több mozgása van
A Föld körüli mozgása a Nap körül a látszólagos fordított irányba hozza a bolygók mozgásának irányát.

Ötleteinek átfogóbb kezelése 1532-ben jelent meg, amikor Kopernikusz befejezte magnum opusát - Devolutionibus orbium coelestium (A mennyei gömbök fordulatairól). Ebben fejtette ki hét fő érvét, de részletesebben és részletesebb számításokkal támasztotta alá azokat. Az üldöztetés és a visszatérés félelme miatt ezt a kötetet 1542-es haláláig nem engedték szabadon.

Ötleteit tovább finomíthatják a 16. / 17. századi matematikusok, csillagász és feltaláló, Galileo Galilei. Saját alkotása távcsőjével Galileo rögzített megfigyeléseket végez a Holdról, a Napról és a Jupiterről, amelyek hibákat mutattak az univerzum geocentrikus modelljében, miközben megmutatták a kopernikuszi modell belső konzisztenciáját.

Megfigyeléseit több különbözõ kötetben tették közzé a 17. század elején. A hold kráteres felületére, valamint a Jupiterre és annak legnagyobb holdjaira vonatkozó megfigyeléseit 1610-ben részletezték Sidereus Nuncius (A Csillagos Messenger), míg a megfigyelések napfénypontok voltak A Napon megfigyelt foltokon (1610).

Galileo rögzítette a Tejútról szóló megfigyeléseit a Csillagos Messenger, amelyet korábban homályosnak tartottak. Ehelyett Galileo úgy találta, hogy ez olyan csillagok tömege, amelyek annyira sűrűn vannak csomagolva, hogy távolról tűnnek felhőknek, de valójában sokkal távolabbi csillagok voltak, mint azt korábban gondolták.

1632-ben Galileo végül beszélt a „Nagy vitaról”A párbeszéd szokás szerint nagy tömegű nővére (Párbeszéd a két fő világrendszerről, amelyben a heliocentrikus modellt a geocentrikus felett javasolta. Saját teleszkópos megfigyeléseivel, modern fizikájával és szigorú logikájával Galileo érvei hatékonyan aláásta Arisztotelész és Ptolemaiosz rendszerének alapját a növekvő és befogadó közönség számára.

Johannes Kepler továbbfejlesztette a modellt a bolygók elliptikus pályáinak elméletével. A bolygók helyzetét előrejelző pontos táblázatokkal kombinálva a Kopernikuszi modell hatékonyan bebizonyosodott. A tizenhetedik század közepétől kezdve kevés csillagász volt, akik nem voltak kopernikusok.

A következő nagy hozzájárulás Sir Isaac Newton (1642/43 - 1727) érkezett, aki a Kepler bolygó-mozgás törvényei alapján vezetett rá, hogy fejlessze az univerzális gravitáció elméletét. 1687-ben közzétette híres értekezését Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica („A természetes filozófia matematikai alapelvei”), amely részletezi a mozgás három törvényét. Ezek a törvények kimondták, hogy:

Tehetetlenségi referenciakeretben tekintve az objektum vagy nyugalmi állapotban marad, vagy állandó sebességgel tovább mozog, kivéve, ha egy külső erő befolyásolja.
A tárgyon lévő külső erők (F) vektorösszege egyenlő a tömeggel (m) ennek a tárgynak a szorzata az objektum (a) gyorsítási vektorával. Matematikai formában ezt a következőképpen fejezzük ki: F =megy
Amikor az egyik test erőt gyakorol a második testre, akkor a második test egyidejűleg olyan nagy erőt fejt ki, amely nagysága megegyezik és az első test irányával ellentétes.

Ezek a törvények együttesen leírják az objektum, az rá ható erők és az ebből következő mozgás viszonyt, ezáltal megalapozva a klasszikus mechanikát. A törvények azt is lehetővé tették Newton számára, hogy kiszámítsa az egyes bolygók tömegét, kiszámítsa a Föld eloszlását a pólusoknál és a dudorot az Egyenlítőn, és hogy a Nap és a Hold gravitációs vonzása hogyan hozza létre a Föld hullámait.

Kalkulus-szerű geometriai elemzési módszere szintén képes volt figyelembe venni a levegõben lévõ hangsebességet (a Boyle-törvény alapján), az napéjegyenlõdések precesszióját - amelyet megmutatott a hold gravitációs vonzása eredményeként a Föld felé - és meghatározni a üstökös pályáin. Ez a kötet mély hatást gyakorol a tudományokra, alapelveinek kánonja maradva a következő 200 évben.

Egy másik nagy felfedezésre 1755-ben került sor, amikor Immanuel Kant azt javasolta, hogy a Tejút nagy csillaggyűjtemény legyen, amelyet a kölcsönös gravitáció tart össze. Csakúgy, mint a Naprendszer, ez a csillaggyűjtemény forog és lemezként lesz kihúzva, és a Naprendszer be van ágyazva.

William Herschel csillagász 1785-ben megpróbálta valóban feltérképezni a Tejút alakját, de nem tudta, hogy a galaxis nagy részeit elfedi a gáz és a por, ami elrejti annak valódi alakját. A világegyetem és az azt irányító törvények tanulmányozásának következő nagy ugrása csak a 20. században ment végbe, amikor Einstein speciális és általános relativitáselméletet fejlesztett.

Einstein úttörő elméletei a térről és az időről (egyszerűen összefoglalva E = MC²) részben annak a kísérletnek az eredménye, amely Newton mechanikai törvényeit az elektromágnesesség törvényeivel oldotta meg (ahogyan Maxwell egyenletei és a Lorentz erőtörvény jellemzik). Végül Einstein megoldja e két terület közötti ellentmondást, speciális relativitáselméletet javasolva 1905-ös tanulmányában:A mozgó test elektrodinamikájáról“.

Alapvetően ez az elmélet kijelentette, hogy a fénysebesség minden inerciális referenciakeretben azonos. Ez megtörtént a korábban megfogalmazott konszenzussal, miszerint a mozgó közegen áthaladó fényt az a közeg húzza, ami azt jelentette, hogy a fény sebessége a sebességének összege keresztül közepes plusz a sebesség nak,-nek az a közeg. Ez az elmélet olyan kérdésekhez vezetett, amelyek leküzdhetetlennek bizonyultak Einstein elmélete előtt.

A speciális relativitáselmélet nemcsak összeegyeztette Maxwell elektromos és mágneses egyenleteit a mechanika törvényeivel, hanem egyszerűsítette a matematikai számításokat azáltal, hogy elkerüli a többi tudós által használt magyarázatokat. Ez egy közepes létezést teljesen feleslegessé tett, amely összhangban állt a közvetlenül megfigyelt fénysebességgel, és a megfigyelt rendellenességeket adta.

1907 és 1911 között Einstein elkezdte fontolóra venni a speciális relativitáselmélet alkalmazhatóságát a gravitációs terekben - az úgynevezett általános relativitáselmélet. Ez 1911-ben fejeződött be a „A gravitáció hatásáról a fény terjedésére“, Amelyben azt jósolta, hogy az idő a megfigyelőhöz viszonyítva és függ a helyzetét a gravitációs mezőn belül.

Fejlesztette továbbá az egyenértékűség elvét, amely kimondja, hogy a gravitációs tömeg megegyezik a tehetetlenségi tömeggel. Einstein azt is megjósolta a gravitációs időtágulás jelenségét is, amikor két, a gravitációs tömegtől eltérő távolságban elhelyezkedő megfigyelő észleli a két esemény közötti időbeli különbséget. Elméleteinek másik jelentős növekedése a fekete lyukak és a bővülő univerzum létezése volt.

1915-ben, néhány hónappal azután, hogy Einstein közzétette az általános relativitáselméletét, a német fizikus és csillagász Karl Schwarzschild megoldást talált az Einstein-mező egyenletekre, amelyek leírják egy pont és a gömbtömeg gravitációs mezőjét. Ez a megoldás, amelyet most Schwarzschild-sugárnak neveznek, egy olyan pontot ír le, ahol a gömb tömege annyira összenyomódott, hogy a felületből való menekülési sebesség megegyezzen a fénysebességgel.

1931-ben az indiai-amerikai asztrofizikus, Subrahmanyan Chandrasekhar a speciális relativitáselmélet alkalmazásával kiszámította, hogy egy bizonyos korlátozó tömeg fölött egy nem forgó elektrondegenerált anyagtest önmagában összeomlik. 1939-ben Robert Oppenheimer és mások egyetértettek Chandrasekhar elemzésével, állítva, hogy az előírt határ feletti neutroncsillagok fekete lyukakba esnek.

Az általános relativitás másik következménye az volt, hogy az univerzum vagy expanziós, vagy összehúzódási állapotban volt. 1929-ben Edwin Hubble megerősítette, hogy az előbbi volt a helyzet. 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!