VISUMS

Send

Kas ir Visums? Tas ir viens ārkārtīgi piekrauts jautājums! Neatkarīgi no tā, kādā leņķī kāds atbildēja uz šo jautājumu, varēja pavadīt gadus, atbildot uz šo jautājumu, un tik tikko saskrāpēt virsmu. Laika un telpas ziņā tas ir neizmērojami liels (un, iespējams, pat bezgalīgs) un pēc cilvēka standartiem neticami vecs. Tāpēc tā sīks apraksts ir monumentāls uzdevums. Bet mēs šeit, Space Magazine, esam apņēmušies izmēģināt!

Kas ir Visums? Nu, īsa atbilde ir, ka tā ir visas eksistences summa. Tas ir viss laiks, telpa, matērija un enerģija, kas sāka paplašināties pirms aptuveni 13,8 miljardiem gadu, un kopš tā laika turpina paplašināties. Neviens nav pilnīgi pārliecināts, cik patiesībā ir Visums, un neviens nav pilnīgi pārliecināts, kā tas viss beigsies. Bet pašreizējie pētījumi un pētījumi ir daudz iemācījuši cilvēces vēstures gaitā.

Definīcija:

Termins “Visums” ir atvasināts no latīņu valodas vārda “universum”, ko Romas valstsvīrs Cicerons un vēlākie romiešu autori izmantoja, lai atsauktos uz pasauli un kosmosu, kā viņi to zināja. Tas sastāvēja no Zemes un visām dzīvajām radībām, kas tajā mitinājās, kā arī no Mēness, Saules, toreiz zināmajām planētām (Merkurs, Venēra, Marss, Jupiters, Saturns) un zvaigznēm.

Terminu “kosmoss” bieži lieto aizstāt ar Visumu. Tas ir atvasināts no grieķu vārda kosmoss, kas burtiski nozīmē “pasaule”. Citi vārdi, ko parasti izmanto, lai definētu esamību, ietver “Daba” (atvasināts no ģermāņu vārda natur) un angļu valodas vārdu “viss”, ko lieto, var redzēt zinātniskajā terminoloģijā - t.i., “Theory of Everything” (TOE).

Mūsdienās šo terminu bieži izmanto, lai apzīmētu visas lietas, kas pastāv zināmajā Visumā - Saules sistēmu, Piena ceļu un visas zināmās galaktikas un virsbūves. Mūsdienu zinātnes, astronomijas un astrofizikas kontekstā tas attiecas arī uz visu kosmosa laiku, visām enerģijas formām (t.i., elektromagnētisko starojumu un matēriju) un fiziskajiem likumiem, kas tos saista.

Visuma izcelsme:

Pašreizējā zinātniskā vienprātība ir tāda, ka Visums paplašinājās no ļoti augstas matērijas un enerģijas blīvuma punkta aptuveni pirms 13,8 miljardiem gadu. Šī teorija, kas pazīstama kā Lielā sprādziena teorija, nav vienīgais kosmoloģiskais modelis, lai izskaidrotu Visuma pirmsākumus un tā evolūciju - piemēram, pastāv Steady State teorija vai oscilējošā Visuma teorija.

Tomēr tā ir visplašāk pieņemtākā un populārākā. Tas ir saistīts ar faktu, ka Lielā sprādziena teorija vien spēj izskaidrot visu zināmo matērijas izcelsmi, fizikas likumus un Visuma lielizmēra struktūru. Tas arī atspoguļo Visuma paplašināšanos, kosmiskā mikroviļņu fona esamību un plašu citu parādību klāstu.

Dodoties atpakaļ no pašreizējā Visuma stāvokļa, zinātnieki teorēja, ka tam ir jābūt izcelsmei vienā bezgalīga blīvuma un ierobežotā laika punktā, kas sāka paplašināties. Pēc sākotnējās izplešanās teorija apgalvo, ka Visums ir pietiekami atdzisis, lai veidotos subatomiskās daļiņas un vēlāk vienkārši atomi. Šo pirmatnējo elementu milzu mākoņi vēlāk sakrita caur gravitācijas spēku, veidojot zvaigznes un galaktikas.

Tas viss sākās aptuveni pirms 13,8 miljardiem gadu, un tāpēc tiek uzskatīts par Visuma vecumu. Pārbaudot teorētiskos principus, eksperimentus, kuros iesaistīti daļiņu paātrinātāji un lielās enerģijas stāvokļi, kā arī astronomiskos pētījumus, kas novērojuši dziļo Visumu, zinātnieki ir izveidojuši laika grafiku notikumiem, kas sākās ar Lielo sprādzienu un ir noveduši pie kosmiskās evolūcijas pašreizējā stāvokļa. .

Tomēr vissenākie Visuma laiki - ilgst apmēram 10^-43 līdz 10^-11 sekundes pēc lielā sprādziena - tiek plaši spekulētas. Ņemot vērā, ka fizikas likumi, kā mēs tos zinām, šajā laikā nevarēja pastāvēt, ir grūti nojaust, kā Visumu varēja pārvaldīt. Turklāt eksperimenti, kas var radīt iesaistītās enerģijas veidus, ir sākumstadijā.

Tomēr joprojām dominē daudzas teorijas par to, kas notika šajā sākotnējā brīdī, un daudzas no tām ir savietojamas. Saskaņā ar daudzām no šīm teorijām tūlīt pēc lielā sprādziena var iedalīt šādos laika periodos: Singularitātes laikmets, Inflācijas laikmets un Dzesēšanas laikmets.

Pazīstams arī kā Planka laikmets (vai Planka laikmets), Singularitātes laikmets bija agrākais zināmais Visuma periods. Šajā laikā visa matērija tika kondensēta vienā bezgalīga blīvuma un ārkārtēja karstuma punktā. Šajā periodā tiek uzskatīts, ka gravitācijas kvantu iedarbībā dominēja fiziskā mijiedarbība un ka neviens cits fiziskais spēks nebija tikpat stiprs kā gravitācija.

Šis Planck laika periods ir no 0 punkta līdz aptuveni 10^-43sekundes, un tā tiek nosaukta, jo to var izmērīt tikai pēc Planka laika. Materiāla ārkārtīgā karstuma un blīvuma dēļ Visuma stāvoklis bija ļoti nestabils. Tādējādi tas sāka paplašināties un atdzist, izraisot fizikas galveno spēku izpausmes. No aptuveni 10^-43 otrais un 10^-36, Visums sāka šķērsot pārejas temperatūras.

Tiek uzskatīts, ka tieši šeit pamata spēki, kas pārvalda Visumu, ir sākuši atdalīties viens no otra. Pirmais solis šajā virzienā bija gravitācijas spēks, kas atdalījās no gabarīta spēkiem, kas veido spēcīgus un vājus kodolspēkus un elektromagnētismu. Pēc tam no 10^-36līdz 10^-32sekundes pēc lielā sprādziena Visuma temperatūra bija pietiekami zema (10 ° C)²⁸ K) ka elektromagnētisms un vājš kodolspēks arī spēja atdalīties.

Izveidojot pirmos Visuma pamat spēkus, sākās Inflācijas laikmets, kas ilga no 10^-32sekundes Planka laikā līdz nezināmam punktam. Lielākā daļa kosmoloģisko modeļu liecina, ka Visums šajā brīdī bija vienveidīgi piepildīts ar augstu enerģijas blīvumu un ka neticami augstā temperatūra un spiediens izraisīja strauju izplešanos un atdzišanu.

Tas sākās pulksten 10^-37 sekundes, kur fāzu pāreja, kas izraisīja spēku atdalīšanos, noveda pie perioda, kurā Visums pieauga eksponenciāli. Tieši šajā brīdī notika baroģenēze, kas attiecas uz hipotētisku notikumu, kurā temperatūra bija tik augsta, ka daļiņu nejaušas kustības notika ar relativistisku ātrumu.

Tā rezultātā visu veidu daļiņu un daļiņu pāri tika nepārtraukti veidoti un iznīcināti sadursmēs, kas, domājams, ir izraisījis matērijas pārsvaru pār antimatēriju pašreizējā Visumā. Pēc inflācijas apstāšanās Visumu veidoja kvarka-glikona plazma, kā arī visas citas elementārdaļiņas. Kopš šī brīža Visums sāka atdzist, un matērija sabruka un veidojās.

Tā kā Visumam turpināja samazināties blīvums un temperatūra, sākās Dzesēšanas laikmets. Tam bija raksturīga daļiņu enerģijas samazināšanās un fāžu pārejas turpināšanās, kamēr fizikas un elementāro daļiņu pamatjomi mainījās pašreizējā formā. Tā kā daļiņu enerģija būtu samazinājusies līdz vērtībām, kuras var iegūt ar daļiņu fizikas eksperimentiem, šis periods un turpmāk ir mazāk pakļauts spekulācijām.

Piemēram, zinātnieki uzskata, ka apmēram 10^-11 sekundes pēc lielā sprādziena daļiņu enerģija ievērojami samazinājās. Ap 10^-6 sekundes, kvarki un gluoni, kas apvienoti, veidojot tādus baronus kā protonus un neitronus, un neliels kvarku pārpalikums virs antikvarkiem noveda pie neliela bāronu pārpalikuma pār antiarioniem.

Tā kā temperatūra nebija pietiekami augsta, lai izveidotu jaunus protonu-antiprotonu pārus (vai neitronu-anitneitronu pārus), nekavējoties sekoja masu iznīcināšana, atstājot tikai vienu no 10¹⁰ oriģinālo protonu un neitronu un neviena no to daļiņām. Līdzīgs process notika apmēram 1 sekundē pēc lielā sprādziena elektroniem un pozitroniem.

Pēc šīm iznīcināšanas atlikušie protoni, neitroni un elektroni vairs nekustējās relativistiski, un Visuma enerģijas blīvumā dominēja fotoni - un mazākā mērā - neitrīni. Dažas minūtes pēc paplašināšanās sākās arī periods, kas pazīstams kā Lielā sprādziena nukleosintēze.

Pateicoties temperatūras pazemināšanās līdz 1 miljardam kelvinu un enerģijas blīvuma pazemināšanās līdz aptuveni gaisa ekvivalentam, neitroni un protoni sāka apvienoties, veidojot Visuma pirmo deitēriju (stabilu ūdeņraža izotopu) un hēlija atomus. Tomēr lielākā daļa Visuma protonu palika bez savienojuma kā ūdeņraža kodoli.

Pēc aptuveni 379 000 gadiem elektroni apvienojumā ar šiem kodoliem veidoja atomus (atkal galvenokārt ūdeņradi), savukārt starojums atdalījās no matērijas un turpināja paplašināties caur kosmosu, lielākoties netraucēti. Tagad ir zināms, ka šis starojums veido kosmisko mikroviļņu fonu (CMB), kas mūsdienās ir visvecākā gaisma Visumā.

CMB paplašinoties, tā pakāpeniski zaudēja blīvumu un enerģiju, un šobrīd tiek lēsts, ka tā temperatūra būs 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) un enerģijas blīvums 0,25 eV / cm.³ (vai 4,005 × 10^-14 J / m³; 400–500 fotoni / cm³). CMB var redzēt visos virzienos aptuveni 13,8 miljardu gaismas gadu attālumā, taču tā faktiskā attāluma aprēķini norāda to aptuveni 46 miljardu gaismas gadu attālumā no Visuma centra.

Visuma evolūcija:

Sekojošo vairāku miljardu gadu laikā Visuma matērijas nedaudz blīvākie reģioni (kas bija gandrīz vienmērīgi sadalīti) sāka gravitācijas veidā pievilkties viens otram. Tāpēc viņi kļuva vēl blīvāki, veidojot gāzes mākoņus, zvaigznes, galaktikas un citas astronomiskās struktūras, kuras mēs regulāri novērojam šodien.

Tas ir tas, ko sauc par struktūras laikmetu, jo tieši šajā laikā sāka veidoties mūsdienu Visums. Tas sastāvēja no redzamām matērijām, kas sadalītas dažāda lieluma struktūrās (t.i., zvaigznēs un planētās līdz galaktikām, galaktiku klasteriem un superklasteriem), kur matērija ir koncentrēta, un kuras atdala milzīgas līčas, kurās ir maz galaktiku.

Šī procesa detaļas ir atkarīgas no matērijas daudzuma un veida Visumā. Aukstā tumšā viela, siltā tumšā viela, karstā tumšā viela un baryonic viela ir četri ieteiktie veidi. Tomēr Lambda-Cold Dark Matter modelis (Lambda-CDM), kurā tumšās vielas daļiņas pārvietojās lēnām salīdzinājumā ar gaismas ātrumu, tiek uzskatīts par Lielā sprādziena kosmoloģijas standarta modeli, jo tas vislabāk atbilst pieejamajiem datiem. .

Tiek lēsts, ka šajā modelī aukstā tumšā matērija sastāda apmēram 23% no Visuma vielas / enerģijas, bet bāroniskais - apmēram 4,6%. Lambda atsaucas uz kosmoloģisko konstanti - Alberta Einšteina sākotnēji ierosināto teoriju, kas mēģināja parādīt, ka masas enerģijas līdzsvars Visumā paliek nemainīgs.

Šajā gadījumā tas ir saistīts ar tumšo enerģiju, kas kalpoja, lai paātrinātu Visuma izplešanos un saglabātu tā liela mēroga struktūru lielākoties vienveidīgu. Tumšās enerģijas esamība ir balstīta uz vairākām pierādījumu līnijām, kuras visas norāda, ka Visumu tā caurstrāvo. Balstoties uz novērojumiem, tiek lēsts, ka 73% Visuma veido šī enerģija.

Vissenākajās Visuma fāzēs, kad visas baryonic matērijas bija tuvāk telpai kopā, dominēja smagums. Tomēr pēc miljardiem gadu ilgas paplašināšanās pieaugošais tumšās enerģijas pārpilnība lika tai sākt dominēt mijiedarbībā starp galaktikām. Tas izraisīja paātrinājumu, kas ir pazīstams kā kosmiskā paātrinājuma laikmets.

Par šī perioda sākumu var diskutēt, taču tiek lēsts, ka tas sākās aptuveni 8,8 miljardus gadu pēc Lielā sprādziena (pirms 5 miljardiem gadu). Kosmologi paļaujas gan uz kvantu mehāniku, gan uz Einšteina vispārējo relativitāti, lai aprakstītu kosmiskās evolūcijas procesu, kas notika šajā periodā un jebkurā laikā pēc inflācijas laikmeta.

Izmantojot stingru novērojumu un modelēšanas procesu, zinātnieki ir noteikuši, ka šis evolūcijas periods saskan ar Einšteina lauka vienādojumiem, kaut arī tumšās enerģijas patiesā daba joprojām ir maldinoša. Turklāt nav labi atbalstītu modeļu, kas varētu noteikt, kas notika Visumā pirms laikposma pirms 10^-15sekundes pēc Lielā sprādziena.

Tomēr notiekošie eksperimenti, izmantojot CERN lielo hadronu sadursmi (LHC), cenšas atjaunot enerģijas apstākļus, kādi būtu bijuši Lielā sprādziena laikā, kas, domājams, arī atklāj fiziku, kas pārsniedz standarta modeļa jomu.

Jebkurš izrāviens šajā jomā, iespējams, novedīs pie vienotas kvantu gravitācijas teorijas, kurā zinātnieki beidzot varēs saprast, kā gravitācija mijiedarbojas ar trim citiem fizikas pamatvirzieniem - elektromagnētismu, vāju kodola spēku un spēcīgu kodolenerģijas spēku. Tas, savukārt, mums arī palīdzēs saprast, kas patiesībā notika visuma vissenākajos laikos.

Visuma uzbūve:

Pašreizējie pētījumi ir saistīti ar faktisko Visuma izmēru, formu un liela mēroga struktūru. Lai arī vecākā Visuma gaisma, ko var novērot, atrodas 13,8 miljardu gaismas gadu attālumā (CMB), tas nav patiesais Visuma mērogs. Ņemot vērā to, ka Visums ir ekspansijas stāvoklī miljardu gadu garumā un ar ātrumu, kas pārsniedz gaismas ātrumu, faktiskā robeža sniedzas tālu pāri tam, ko mēs varam redzēt.

Mūsu pašreizējie kosmoloģiskie modeļi norāda, ka Visuma diametrs ir aptuveni 91 miljards gaismas gadu (28 miljardi parses). Citiem vārdiem sakot, novērotais Visums sniedzas uz āru no mūsu Saules sistēmas līdz aptuveni 46 miljardu gaismas gadu attālumam visos virzienos. Tomēr, ņemot vērā to, ka Visuma mala nav novērojama, vēl nav skaidrs, vai Visumam patiesībā ir mala. Mums visiem zināms, ka tas turpinās mūžīgi!

Novērojamajā Visumā matērija tiek sadalīta ļoti strukturētā veidā. Galaktikās tas sastāv no lielām koncentrācijām - t.i., planētām, zvaigznēm un miglājiem -, kas atrodas starp lieliem tukšas telpas apgabaliem (t.i., starpplanētu telpa un starpzvaigžņu vide).

Liela mēroga apstākļos lietas ir vienādas - galaktikas atdala kosmosa apjomi, kas piepildīti ar gāzi un putekļiem. Lielākajā mērogā, kur pastāv galaktiku kopas un superklasteri, jums ir prātīgs liela mēroga struktūru tīkls, kas sastāv no blīviem matērijas pavedieniem un gigantisku kosmisko tukšumu.

Pēc formas, kosmosa laiks var pastāvēt vienā no trim iespējamām konfigurācijām - pozitīvi izliektas, negatīvi izliektas un plakanas. Šīs iespējas ir balstītas uz vismaz četru telpas-laika dimensiju esamību (x-koordināta, y-koordināta, z-koordināta un laiks), un tās ir atkarīgas no kosmiskās izplešanās rakstura un no tā, vai Visums ir vai nav ir ierobežots vai bezgalīgs.

Pozitīvi izliekts (vai slēgts) Visums atgādinātu četrdimensiju sfēru, kas telpā būtu ierobežota un bez redzamām malām. Negatīvi izliekts (vai atvērts) Visums izskatītos kā četrdimensiju “segls” un tam nebūtu robežu telpā vai laikā.

Iepriekšējā scenārijā Visumam būtu jāpārtrauc paplašināties enerģijas pārmērīgas enerģijas dēļ. Pēdējā tas saturētu pārāk maz enerģijas, lai kādreiz pārstātu paplašināties. Trešajā un pēdējā scenārijā - plakanā Visumā - pastāvētu kritisks enerģijas daudzums, un tā izplešanās apstāsies tikai pēc bezgalīga laika.

Visuma liktenis:

Hipotēzējot, ka Visumam bija sākuma punkts, protams, rodas jautājumi par iespējamo beigu punktu. Ja Visums sākās kā niecīgs bezgalīga blīvuma punkts, kas sāka paplašināties, vai tas nozīmē, ka tas turpinās paplašināties bezgalīgi? Vai arī kādu dienu tas izsīks no ekspansīvā spēka un sāks atkāpties uz iekšu, līdz visa matērija atgriezīsies sīkā bumbiņā?

Kopš diskusijām par to, kurš Visuma modelis bija pareizākais, kosmologi ir pievērsuši īpašu uzmanību atbildēm uz šo jautājumu. Pieņemot Lielā sprādziena teoriju, bet pirms tumšās enerģijas novērošanas 1990. gados, kosmologi bija vienojušies par diviem scenārijiem, kas ir visdrīzākais rezultāts mūsu Visumam.

Pirmajā, ko parasti dēvē par “lielās krīzes” scenāriju, Visums sasniegs maksimālo lielumu un pēc tam pats sāks sabrukt. Tas būs iespējams tikai tad, ja Visuma masas blīvums ir lielāks par kritisko blīvumu. Citiem vārdiem sakot, kamēr matērijas blīvums paliek pie noteiktas vērtības vai virs tās (1-3 × 10)^-26 kg vielas uz m³), Visums galu galā samazināsies.

Alternatīvi, ja blīvums Visumā būtu vienāds ar kritisko blīvumu vai zemāks, izplešanās palēninātos, bet nekad neapstātos. Šajā scenārijā, ko sauc par “lielo sasalšanu”, Visums darbotos, līdz zvaigžņu veidošanās galu galā tiktu pārtraukta ar visu starpzvaigžņu gāzes patēriņu katrā galaktikā. Tikmēr visas esošās zvaigznes izdegtu un kļūtu par baltajiem punduriem, neitronu zvaigznēm un melnajiem caurumiem.

Ļoti pakāpeniski šo melno caurumu sadursmes rezultātā masa uzkrājas lielākos un lielākos melnajos caurumos. Universa vidējā temperatūra tuvojas absolūtai nullei, un melnie caurumi iztvaikotu pēc pēdējā sava Hokinga starojuma izstarošanas. Visbeidzot, Visuma entropija palielināsies līdz vietai, kurā no tā nevarētu iegūt nevienu organizētu enerģijas veidu (scenāriji, kas pazīstami kā “karstuma nāve”).

Mūsdienu novērojumi, kas ietver tumšās enerģijas esamību un tās ietekmi uz kosmisko izplešanos, ļāva secināt, ka arvien vairāk un vairāk no šobrīd redzamā Visuma izies ārpus mūsu notikumu horizonta (ti, CMB, tā mala, ko mēs varam redzēt) un kļūt mums neredzami. Tā iespējamie rezultāti šobrīd nav zināmi, taču arī “scenārija nāve” tiek uzskatīta par iespējamu gala punktu šajā scenārijā.

Citi tumšās enerģijas skaidrojumi, ko sauc par fantomu enerģijas teorijām, liek domāt, ka galaktiku kopas, zvaigznes, planētas, atomi, kodoli un pati matērija tiks sagrauta ar arvien pieaugošo paplašināšanos. Šis scenārijs ir pazīstams kā “lielais kraķis”, kurā visuma izplešanās galu galā būs tā atsaukšana.

Studiju vēsture:

Stingri sakot, cilvēki ir domājuši un pētījuši Visuma dabu jau kopš aizvēsturiskiem laikiem. Agrākie pārskati par Visuma izveidošanos bija mitoloģiska rakstura un mutiski nodoti no vienas paaudzes paaudzē. Šajos stāstos pasaule, telpa, laiks un visa dzīve sākās ar radīšanas notikumu, kurā Dievs vai Dievi bija atbildīgi par visa radīšanu.

Astronomija kā senatnes babiloniešu laiks sāka parādīties arī kā studiju lauks. Zvaigžņu zvaigznāju un astroloģisko kalendāru sistēmas, ko Babilonijas zinātnieki sagatavoja jau 2. gadu tūkstotī pirms mūsu ēras, turpinātu informēt kultūru kosmoloģiskās un astroloģiskās tradīcijas tūkstošiem gadu uz priekšu.

Pēc klasiskās senatnes sāka parādīties priekšstats par Visumu, ko diktēja fiziski likumi. Starp grieķu un indiešu zinātniekiem radīšanas skaidrojumi sāka kļūt filozofiski, uzsverot cēloni un sekas, nevis dievišķo aģentu. Agrākie piemēri ir Thales un Anaximander, divi pirmsokrātu grieķu zinātnieki, kuri apgalvoja, ka viss ir radies no matērijas pirmatnējās formas.

Līdz 5. gadsimtam pirms mūsu ēras pirms Sokrātu filozofs Empedokless kļuva par pirmo rietumu zinātnieku, kurš ierosināja Visumu, kas sastāv no četriem elementiem - zemes, gaisa, ūdens un uguns. Šī filozofija kļuva ļoti populāra rietumu aprindās un bija līdzīga ķīniešu sistēmai, kurā bija pieci elementi - metāls, koks, ūdens, uguns un zeme -, kas parādījās aptuveni tajā pašā laikā.

Tikai demokrāts, 5. / 4. Gadsimtā pirms mūsu ēras grieķu filozofs, tika ierosināts Visums, kas sastāv no nedalāmām daļiņām (atomiem). Indiešu filozofs Kanāda (kurš dzīvoja 6. vai 2. gadsimtā pirms mūsu ēras) turpināja šo filozofiju, ierosinot, ka gaisma un karstums ir viena un tā pati viela atšķirīgā formā. 5. gadsimta CE budistu filozofs Dignana to pieņēma vēl vairāk, ierosinot, ka visu matēriju veido enerģija.

Ierobežotā laika jēdziens bija arī galvenā Ābrahāmas reliģiju - jūdaisma, kristietības un islāma - iezīme. Varbūt, iedvesmojoties no Zoroastrijas Tiesas dienas koncepcijas, pārliecība, ka Visumam ir sākums un beigas, turpinās informēt rietumu kosmoloģijas koncepcijas pat līdz mūsdienām.

Laikā no 2. tūkstošgades pirms mūsu ēras līdz 2. gadsimta CE astronomija un astroloģija turpināja attīstīties un attīstīties. Papildus tam, lai uzraudzītu pareizu planētu kustību un zvaigznāju kustību caur Zodiaku, grieķu astronomi arī artikulēja Visuma ģeocentrisko modeli, kur Saule, planētas un zvaigznes griežas ap Zemi.

Šīs tradīcijas vislabāk raksturo 2. gadsimta CE matemātiskais un astronomiskais traktāts,Almagest, kuru uzrakstījis grieķu un ēģiptiešu astronoms Klaudijs Ptolemajs (pazīstams arī kā Ptolemaja). Šo traktātu un tā atbalstīto kosmoloģisko modeli viduslaiku Eiropas un islāma zinātnieki uzskatīs par kanonu vairāk nekā tūkstoš gadu uz priekšu.

Tomēr pat pirms Zinātniskās revolūcijas (aptuveni 16. līdz 18. gadsimtā) bija astronomi, kuri ierosināja Visuma helicentrisko modeli - kur Zeme, planētas un zvaigznes apgriezās ap Sauli. To skaitā bija grieķu astronoms Aristarhuss no Samosas (aptuveni 310 - 230 BC) un hellēnisma astronoms un filozofs Seleucus Seleucia (190 - 150 BC).

Viduslaikos indiešu, persiešu un arābu filozofi un zinātnieki turpināja un izvērsa klasisko astronomiju. Papildus Ptolemaic un ideju, kas nav Aristotelian, idejām, tās ierosināja arī tādas revolucionāras idejas kā Zemes rotācija. Daži zinātnieki - piemēram, indiešu astronoms Ārijahata un persiešu astronomi Albumasārs un Al-Sijzi - pat ir attīstījušies heliocentriskā Visuma versijas.

Līdz 16. gadsimtam Nikolass Koperniks ierosināja vispilnīgāko heliocentriskā Visuma koncepciju, atrisinot matemātiskās problēmas ar teoriju. Viņa idejas vispirms tika izteiktas 40 lappušu manuskriptā ar virsrakstu Commentariolus (“Mazais komentārs”), kurā aprakstīts heliocentrisks modelis, kura pamatā ir septiņi vispārīgi principi. Šie septiņi principi noteica, ka:

Debesu ķermeņi ne visi griežas ap vienu punktu
Zemes centrs ir Mēness sfēras centrs - mēness orbīta ap Zemi; visas sfēras griežas ap Sauli, kas atrodas netālu no Visuma centra
Attālums starp Zemi un Sauli ir nenozīmīga attāluma daļa no Zemes un Saules līdz zvaigznēm, tāpēc parallakss zvaigznēs netiek novērots
Zvaigznes ir nekustīgas - to šķietamo ikdienas kustību izraisa Zemes ikdienas rotācija
Zeme tiek pārvietota sfērā ap Sauli, izraisot šķietamo Saules ikgadējo migrāciju
Zemei ir vairāk nekā viena kustība
Zemes orbītas kustība ap Sauli izraisa šķietamo apgriezienu planētu kustības virzienā.

Pilnīgāks viņa ideju raksturojums tika izlaists 1532. gadā, kad Koperniks pabeidza savu magnum opus - Devolutionibus orbium coelestium (Par debesu sfēru apgriezieniem). Tajā viņš izvirzīja savus septiņus galvenos argumentus, taču detalizētākā formā un ar detalizētiem aprēķiniem, lai tos pamatotu. Sakarā ar bailēm no vajāšanām un nepatikšanām šis apjoms netika izlaists līdz viņa nāvei 1542. gadā.

Viņa idejas vēl tiks pilnveidotas 16. / 17. gadsimta matemātiķiem, astronomam un izgudrotājam Galileo Galilei. Izmantojot sava radītā teleskopu, Galileo veiks reģistrētus Mēness, Saules un Jupitera novērojumus, kas parādīja Visuma ģeocentriskā modeļa trūkumus, vienlaikus parādot arī Kopernika modeļa iekšējo konsekvenci.

Viņa novērojumi tika publicēti vairākos dažādos sējumos visā 17. gadsimta sākumā. Viņa novērojumi par Mēness krāterēto virsmu un novērojumi par Jupiteru un tā lielākajiem pavadoņiem tika detalizēti aprakstīti 1610. gadā ar viņa Sidereus Nuncius (Zvaigžņotais vēstnesis), kamēr viņa novērojumi bija saules punkti, tika aprakstīti Uz punktiem, kas novēroti saulē (1610).

Galileo pierakstīja arī savus novērojumus par Piena ceļu Zvaigžņotais kurjers, kas iepriekš tika uzskatīts par miglainu. Tā vietā Galileo atklāja, ka tas ir daudzu zvaigžņu, kas iesaiņotas tik blīvi kopā, ka no attāluma izskatījās kā mākoņi, bet faktiski bija zvaigznes, kas atradās daudz tālāk, nekā tika domāts iepriekš.

1632. gadā Galileo savā rakstā beidzot pievērsās “Lielajām debatēm”Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Dialogs par divām galvenajām pasaules sistēmām), kurā viņš aizstāvēja heliocentrisko modeli pār ģeocentrisko. Izmantojot savus teleskopiskos novērojumus, moderno fiziku un stingru loģiku, Galileo argumenti efektīvi iedragāja Aristoteļa un Ptolemaja sistēmas pamatu pieaugošai un uztverošai auditorijai.

Johannes Kepler attīstīja modeli tālāk ar savu teoriju par planētu eliptiskajām orbītām. Apvienojumā ar precīzām tabulām, kas paredzēja planētu atrašanās vietas, Kopernika modelis tika efektīvi pierādīts. Sākot no septiņpadsmitā gadsimta vidus, bija maz tādu astronomu, kuri nebija kopernikāņi.

Nākamais lielais pienesums bija seram Īzakam Ņūtonam (1642/43 - 1727), kurš sadarbībā ar Keplera likumiem par planētas kustību lika viņam attīstīt universālās gravitācijas teoriju. 1687. gadā viņš publicēja savu slaveno traktātu Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica (“Dabas filozofijas matemātiskie principi”), kurā aprakstīti viņa trīs kustības likumi. Šie likumi noteica, ka:

Apskatot inerciālā atskaites rāmī, objekts vai nu paliek miera stāvoklī, vai turpina kustēties ar nemainīgu ātrumu, ja vien uz to nedarbojas ārējs spēks.
Objekta ārējo spēku (F) vektora summa ir vienāda ar masu (m) objekta reizinājums ar objekta paātrinājuma vektoru (a). Matemātiskā formā to izsaka šādi: F =ma
Kad viens ķermenis pieliek spēku otram ķermenim, otrs ķermenis vienlaikus pieliek spēku, kas ir vienāds ar lielumu un pretējs pirmajam ķermenim.

Šie likumi kopā aprakstīja attiecības starp jebkuru objektu, spēkiem, kas uz to iedarbojas, un no tā izrietošās kustības, tādējādi liekot pamatus klasiskajai mehānikai. Likumi arī ļāva Ņūtonam aprēķināt katras planētas masu, aprēķināt Zemes saplacināšanu pie poliem un izspiešanos pie ekvatora un to, kā Saules un Mēness gravitācijas vilkme rada Zemes plūdmaiņas.

Viņa aprēķinam līdzīgā ģeometriskās analīzes metode spēja arī ņemt vērā skaņas ātrumu gaisā (balstoties uz Boila likumu), ekvinokciju precesiju - kuru viņš parādīja kā Mēness gravitācijas pievilcības rezultātu uz Zemi - un noteikt komētu orbītas. Šim apjomam būtu dziļa ietekme uz zinātnēm, tā principiem paliekot kanonam nākamajiem 200 gadiem.

Vēl viens nozīmīgs atklājums notika 1755. gadā, kad Immanuels Kants ierosināja, ka Piena ceļš ir liela zvaigžņu kolekcija, ko satur savstarpēja gravitācija. Tāpat kā Saules sistēma, arī šī zvaigžņu kolekcija rotēs un tiks izlīdzināta kā disks ar tajā iestrādātu Saules sistēmu.

Astronoms Viljams Heršels 1785. gadā mēģināja faktiski noteikt Piena ceļa formu, taču viņš nenojauta, ka lielas galaktikas daļas aizēno gāze un putekļi, kas slēpj tās patieso formu. Nākamais lielais lēciens Visuma un to pārvaldošo likumu izpētē notika tikai 20. gadsimtā, attīstot Einšteina īpašās un vispārējās relativitātes teorijas.

Einšteina revolucionārās teorijas par telpu un laiku (apkopotas vienkārši kā E = mc²) daļēji bija viņa mēģinājumu rezultāts atrisināt Ņūtona mehānikas likumus ar elektromagnētisma likumiem (ko raksturo Maksvela vienādojumi un Lorenca spēka likums). Galu galā Einšteins atrisinās neatbilstību starp šiem diviem laukiem, ierosinot Īpašā relativitāte savā 1905. gada rakstā “Par kustīgo ķermeņu elektrodinamiku“.

Būtībā šī teorija apgalvoja, ka gaismas ātrums ir vienāds visos inerciālajos atsauces kadros. Tas sabojājās ar iepriekš pausto vienprātību, ka gaismu, kas pārvietojas caur kustīgu barotni, velk gar šo barotni, kas nozīmēja, ka gaismas ātrums ir tā ātruma summa cauri vidējs plus ātrums no ka vidēja. Šī teorija noveda pie vairākiem jautājumiem, kas izrādījās nepārvarami pirms Einšteina teorijas.

Īpašā relativitāte ne tikai saskaņoja Maksvela vienādojumus par elektrību un magnētismu ar mehānikas likumiem, bet arī vienkāršoja matemātiskos aprēķinus, atceļot citus zinātnieku izmantotos paskaidrojumus. Tas arī padarīja vidēja lieluma esamību par pilnīgi tiešu novēroto gaismas ātrumu un atspoguļoja novērotās novirzes.

Laikā no 1907. līdz 1911. gadam Einšteins sāka apsvērt, kā īpašo relativitāti varētu piemērot gravitācijas laukiem - kas varētu būt pazīstams kā Vispārējās relativitātes teorija. Tā kulminācija bija 1911. gadā ar publikācijām “Par gravitācijas ietekmi uz gaismas izplatīšanos“, Kurā viņš paredzēja, ka laiks ir relatīvs attiecībā pret novērotāju un ir atkarīgs no viņu stāvokļa gravitācijas laukā.

Viņš arī attīstīja tā saukto Ekvivalences principu, kas nosaka, ka gravitācijas masa ir identiska inerces masai. Einšteins arī paredzēja gravitācijas laika dilatācijas fenomenu - kad divi novērotāji, kas atrodas atšķirīgā attālumā no gravitācijas masas, uztver laika atšķirību starp diviem notikumiem. Vēl viens būtisks viņa teoriju iznākums bija Melno caurumu un paplašināšanās Visuma esamība.

1915. gadā, dažus mēnešus pēc tam, kad Einšteins bija publicējis savu teoriju par vispārējo relativitāti, vācu fiziķis un astronoms Kārlis Švarcšilds atrada Einšteina lauka vienādojumu risinājumu, kas aprakstīja punkta un sfēriskās masas gravitācijas lauku. Šis risinājums, ko tagad sauc par ŠvarcŠilda rādiusu, apraksta punktu, kurā lodes masa ir tik saspiesta, ka izbēgšanas ātrums no virsmas būtu vienāds ar gaismas ātrumu.

1931. gadā indiāņu-amerikāņu astrofiziķis Subrahmanjans Čandrasekars, izmantojot īpašo relativitāti, aprēķināja, ka elektronsdegenerētas vielas, kas nav rotējošs, virs noteiktas ierobežojošās masas ķermenis sabruks pats par sevi. 1939. gadā Roberts Oppenheimers un citi piekrita Čandrasekara analīzei, apgalvojot, ka neitronu zvaigznes, kas pārsniedz noteikto robežu, sabruks melnajos caurumos.

Citas vispārējās relativitātes sekas bija pareģojums, ka Visums atrodas vai nu paplašināšanās, vai saraušanās stāvoklī. 1929. gadā Edvīns Habls apstiprināja, ka tas ir bijušais. 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!