VESMíR

Send

Čo je to vesmír? To je jedna nesmierne zaťažená otázka! Bez ohľadu na to, aký je uhol pohľadu na túto otázku, človek by mohol stráviť roky zodpovedaním tejto otázky a stále sotva poškriabať povrch. Pokiaľ ide o čas a priestor, je nepochopiteľne veľký (a možno aj nekonečný) a neuveriteľne starý podľa ľudských štandardov. Podrobný popis je preto monumentálnou úlohou. Ale my tu v Space Magazine sme odhodlaní vyskúšať!

Čo je to vesmír? Krátka odpoveď znie, že je to súčet všetkej existencie. Je to celý čas, priestor, hmota a energia, ktoré sa začali rozširovať približne pred 13,8 miliardami rokov a odvtedy sa neustále rozširujú. Nikto si nie je úplne istý, aká rozsiahla je vesmír skutočne, a nikto si nie je úplne istý, ako to všetko skončí. Ale prebiehajúci výskum a štúdium nás veľa naučili v priebehu dejín ľudstva.

Definícia:

Termín „vesmír“ je odvodený z latinského slova „universum“, ktoré rímsky štátnik Cicero a neskôr rímski autori používali na označenie sveta a vesmíru tak, ako ho poznali. Pozostávala zo Zeme a všetkých živých tvorov, ktoré v nej bývali, ako aj z Mesiaca, Slnka, vtedy známych planét (Merkúr, Venuša, Mars, Jupiter, Saturn) a hviezd.

Termín „kozmos“ sa často používa zameniteľne s Vesmírom. Je odvodený z gréckeho slova kozmos, čo doslova znamená „svet“. Medzi ďalšie slová, ktoré sa bežne používajú na vymedzenie celej existencie, patrí „Príroda“ (odvodená z germánskeho slova) natur) a anglické slovo „všetko“, ktoré používa, je možné vidieť vo vedeckej terminológii - t. j. „Teória všetkého“ (TOE).

Tento výraz sa dnes často používa na označenie všetkých vecí, ktoré existujú v známom vesmíre - Slnečnej sústave, Mliečnej ceste a všetkých známych galaxiách a nadstavbách. V kontexte modernej vedy, astronómie a astrofyziky sa to vzťahuje aj na všetok vesmírny čas, všetky formy energie (t. J. Elektromagnetické žiarenie a hmotu) a fyzikálne zákony, ktoré ich viažu.

Pôvod vesmíru:

Súčasný vedecký konsenzus je taký, že vesmír sa rozšíril z bodu super vysokej hmoty a hustoty energie približne pred 13,8 miliardami rokov. Táto teória, známa ako Teória veľkého tresku, nie je jediným kozmologickým modelom na vysvetlenie vzniku vesmíru a jeho vývoja - existuje napríklad teória ustáleného stavu alebo teória oscilačného vesmíru.

Je to však najrozšírenejší a najobľúbenejší. Je to spôsobené skutočnosťou, že teória Veľkého tresku je schopná vysvetliť pôvod všetkých známych látok, fyzikálne zákony a rozsiahlu štruktúru vesmíru. Zodpovedá tiež za rozširovanie vesmíru, existenciu kozmického mikrovlnného pozadia a širokú škálu ďalších javov.

Vedci sa opierajú o súčasný stav vesmíru a vedci sa domnievali, že musí pochádzať z jediného bodu nekonečnej hustoty a konečného času, ktorý sa začal rozširovať. Po počiatočnej expanzii teória tvrdí, že vesmír sa dostatočne ochladil, aby umožnil tvorbu subatomárnych častíc a neskôr jednoduchých atómov. Obrovské oblaky týchto prvotných prvkov sa neskôr gravitáciou zjednotili, aby vytvorili hviezdy a galaxie.

Toto všetko začalo zhruba pred 13,8 miliardami rokov, a preto sa považuje za vek vesmíru. Prostredníctvom testovania teoretických princípov, experimentov zahŕňajúcich urýchľovače častíc a vysokoenergetické stavy a astronomických štúdií, ktoré pozorovali hlboký vesmír, vedci zostavili časovú os udalostí, ktoré začali s Veľkým treskom a viedli k súčasnému stavu kozmického vývoja. ,

Najstaršie časy vesmíru však trvajú približne od 10^-43 do 10^-11 sekúnd po Veľkom tresku - sú predmetom rozsiahlych špekulácií. Vzhľadom na to, že zákony fyziky, o ktorých vieme, že v tomto čase nemohli existovať, je ťažké pochopiť, ako by sa vesmír mohol riadiť. A čo viac, experimenty, ktoré môžu vytvoriť rôzne druhy energie, sú v plienkach.

Stále však prevláda veľa teórií o tom, čo sa stalo v tomto počiatočnom okamihu, z ktorých mnohé sú kompatibilné. V súlade s mnohými z týchto teórií je možné okamžité obdobie po Veľkom tresku rozdeliť do nasledujúcich časových období: Epocha Singularity, Inflation Epocha a Cooling Epoch.

Epocha Singularity, známa tiež ako Planck Epoch (alebo Planck Era), bola najskorším známym obdobím vesmíru. V tomto čase bola všetka hmota kondenzovaná na jednom mieste nekonečnej hustoty a extrémneho tepla. Počas tohto obdobia sa verí, že kvantové účinky gravitácie dominovali fyzikálnym interakciám a že žiadne iné fyzické sily neboli rovnako silné ako gravitácia.

Toto obdobie spoločnosti Planck trvá od bodu 0 do približne 10^-43sekúnd a je pomenovaný, pretože sa dá merať iba v Planckovom čase. Kvôli extrémnemu teplu a hustote hmoty bol stav vesmíru veľmi nestabilný. Začala sa teda rozširovať a ochladzovať, čo viedlo k prejavu základných síl fyziky. Od približne 10^-43 druhý a 10^-36, vesmír začal prekročiť teploty prechodu.

Práve tu sa verí, že základné sily, ktoré riadia vesmír, sa od seba navzájom oddelili. Prvým krokom v tomto kroku bola gravitačná sila oddelená od meracích síl, ktoré zodpovedajú za silné a slabé jadrové sily a elektromagnetizmus. Potom od 10^-36do 10^-32sekúnd po Veľkom tresku bola teplota vesmíru dostatočne nízka (10%)²⁸ K) elektromagnetizmus a slabá jadrová sila sa tiež dokázali oddeliť.

Vytvorením prvých základných síl vesmíru začala epocha inflácie trvajúca od 10 rokov^-32sekúnd v Planckovom čase do neznámeho bodu. Väčšina kozmologických modelov naznačuje, že vesmír bol v tomto bode homogénne naplnený hustotou vysokej energie a že neuveriteľne vysoké teploty a tlak spôsobili rýchlu expanziu a ochladenie.

Začalo sa to o 10^-37 sekundy, kde fázový prechod, ktorý spôsobil oddelenie síl, tiež viedol k obdobiu, keď vesmír exponenciálne rástol. V tomto okamihu tiež nastala baryogenéza, ktorá sa vzťahuje na hypotetickú udalosť, pri ktorej boli teploty také vysoké, že k náhodným pohybom častíc došlo pri relativistických rýchlostiach.

Výsledkom toho bolo, že pri zrážkach sa neustále vytvárajú a ničia dvojice častíc a antičastíc všetkého druhu, čo vedie k prevládaniu hmoty nad antihmotou v súčasnom vesmíre. Po zastavení inflácie vesmír pozostával z plazmy kvark-gluón, ako aj všetkých ostatných elementárnych častíc. Od tohto momentu sa vesmír začal ochladzovať a hmota sa zhlukovala a formovala.

Ako vesmír pokračoval v znižovaní hustoty a teploty, začala sa ochladzovacia epocha. Toto bolo charakterizované tým, že energia častíc klesala a fázové prechody pokračovali, až kým sa základné sily fyziky a elementárne častice nezmenili na svoju súčasnú podobu. Pretože energia častíc by klesla na hodnoty, ktoré sa dajú získať experimentmi s fyzikou častíc, toto obdobie ďalej podlieha menšej špekulácii.

Napríklad vedci veria, že asi 10^-11 sekúnd po Veľkom tresku výrazne klesla energia častíc. Okolo 10^-6 sekundy, kvarky a gluóny kombinované za vzniku baryónov, ako sú protóny a neutróny, a malý prebytok kvarkov nad antikvarkami viedli k malému prebytku baryónov oproti antibaryónom.

Pretože teploty neboli dostatočne vysoké na vytvorenie nových párov protón-antiprotón (alebo párov neutrón-anitneutrón), okamžite nasledovalo hromadné zničenie a zostal iba jeden z 10¹⁰ pôvodných protónov a neutrónov a žiadny z ich antičastíc. Podobný proces sa stal asi 1 sekundu po Veľkom tresku pre elektróny a pozitróny.

Po týchto vyhladeniach sa zostávajúce protóny, neutróny a elektróny už nepohybovali relativisticky a energetickú hustotu vesmíru ovládali fotóny - av menšej miere neutrína. Niekoľko minút po expanzii sa začalo aj obdobie známe ako nukleosyntéza veľkého tresku.

Vďaka poklesu teploty na 1 miliardu kelvinov a poklesu hustoty energie na približne ekvivalent vzduchu sa neutróny a protóny začali kombinovať a tvoriť prvý deutérium vesmíru (stabilný izotop vodíka) a atómy hélia. Väčšina protónov Vesmíru však zostala nekombinovaná ako jadrá vodíka.

Po asi 379 000 rokoch sa elektróny kombinovali s týmito jadrami a vytvorili atómy (opäť väčšinou vodík), zatiaľ čo žiarenie sa oddelilo od hmoty a pokračovalo v expanzii v priestore, do značnej miery nerušené. Toto žiarenie je známe tým, že predstavuje kozmické mikrovlnné pozadie (CMB), ktoré je dnes najstarším svetlom vo vesmíre.

Keď sa CMB rozširovala, postupne strácala hustotu a energiu a odhaduje sa, že v súčasnosti má teplotu 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) a hustotu energie 0,25 eV / cm.³ (alebo 4 005 × 10^-14 J / m³; 400 - 500 fotónov / cm³). CMB je možné vidieť vo všetkých smeroch vo vzdialenosti približne 13,8 miliárd svetelných rokov, ale odhady jej skutočnej vzdialenosti ju umiestnia asi 46 miliárd svetelných rokov od stredu vesmíru.

Vývoj vesmíru:

V priebehu niekoľkých miliárd rokov, ktoré nasledovali, sa mierne hustejšie oblasti hmoty vesmíru (ktorá sa takmer rovnomerne rozložila) začali navzájom gravitačne priťahovať. Z tohto dôvodu rástli ešte hustejšie a tvorili plynové oblaky, hviezdy, galaxie a ďalšie astronomické štruktúry, ktoré dnes pravidelne sledujeme.

Toto je známe ako štruktúrna epocha, pretože v tom čase sa začal formovať moderný vesmír. Toto pozostávalo z viditeľnej hmoty distribuovanej v štruktúrach rôznych veľkostí (t. J. Hviezdy a planéty ku galaxiám, klastrom galaxií a super klastrom), kde je látka koncentrovaná, a ktoré sú oddelené obrovskými zálivmi obsahujúcimi málo galaxií.

Podrobnosti tohto procesu závisia od množstva a typu hmoty vo vesmíre. Štyri navrhované typy sú studená temná hmota, teplá temná hmota, horúca temná hmota a baryonická hmota. Model Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM), v ktorom sa častice tmavej hmoty pohybovali pomaly v porovnaní s rýchlosťou svetla, sa však považuje za štandardný model kozmológie Big Bang, pretože najlepšie vyhovuje dostupným údajom. ,

V tomto modeli sa odhaduje, že studená temná hmota tvorí asi 23% hmoty / energie vo vesmíre, zatiaľ čo baryonická hmota tvorí asi 4,6%. Lambda sa odvoláva na kozmologický konštant, teóriu pôvodne navrhnutú Albertom Einsteinom, ktorá sa pokúšala ukázať, že rovnováha hmoty-energie vo vesmíre zostáva statická.

V tomto prípade je spojená s temnou energiou, ktorá slúžila na urýchlenie expanzie vesmíru a udržanie jeho rozsiahlej štruktúry do značnej miery rovnomernej. Existencia temnej energie je založená na viacerých dôkazoch, z ktorých všetky naznačujú, že ňou prechádza vesmír. Na základe pozorovaní sa odhaduje, že 73% vesmíru je tvorených touto energiou.

Počas najranejších fáz vesmíru, keď bola všetka baryonická hmota bližšie priestorový, prevládala gravitácia. Avšak po miliardách rokov expanzie ju rastúca hojnosť temnej energie viedla k tomu, aby začala dominovať interakcie medzi galaxiami. To vyvolalo zrýchlenie, ktoré je známe ako epocha kozmického zrýchlenia.

Začiatok tohto obdobia je predmetom diskusie, ale podľa odhadov sa začal zhruba 8,8 miliardy rokov po Veľkom tresku (pred 5 miliardami rokov). Kozmológovia sa spoliehajú na kvantovú mechaniku a na Einsteinovu všeobecnú relativitu, aby opísali proces kozmického vývoja, ku ktorému došlo v tomto období a kedykoľvek po inflačnej epoche.

Vďaka dôslednému procesu pozorovania a modelovania vedci určili, že toto vývojové obdobie je v súlade s Einsteinovými poľnými rovnicami, hoci skutočná povaha temnej energie zostáva iluzívna. Navyše neexistujú dobre podporované modely, ktoré dokážu určiť, čo sa vo vesmíre stalo pred obdobím pred 10.^-15sekúnd po Veľkom tresku.

Pokračujúce experimenty využívajúce CERNov Veľký Hadron Collider (LHC) sa však snažia obnoviť energetické podmienky, ktoré by existovali počas Veľkého tresku, od ktorého sa tiež očakáva, že odhalí fyziku, ktorá presahuje rámec štandardného modelu.

Akýkoľvek prielom v tejto oblasti pravdepodobne povedie k zjednotenej teórii kvantovej gravitácie, kde vedci konečne pochopia, ako gravitácia interaguje s tromi ďalšími základnými silami fyziky - elektromagnetizmom, slabou jadrovou silou a silnou jadrovou silou. Toto nám zase pomôže pochopiť, čo sa skutočne stalo počas najranejších období vesmíru.

Štruktúra vesmíru:

Skutočná veľkosť, tvar a rozsiahla štruktúra vesmíru bola predmetom prebiehajúceho výskumu. Zatiaľ čo najstaršie svetlo vo vesmíre, ktoré je možné pozorovať, je vzdialené 13,8 miliárd svetelných rokov (CMB), nejde o skutočný rozsah vesmíru. Vzhľadom na to, že vesmír sa nachádzal v expanzii po milióny rokov a pri rýchlostiach, ktoré presahujú rýchlosť svetla, presahuje skutočná hranica ďaleko za hranice toho, čo vidíme.

Naše súčasné kozmologické modely naznačujú, že vesmír meria v priemere asi 91 miliárd svetelných rokov (28 miliárd parsec). Inými slovami, pozorovateľný vesmír sa rozprestiera smerom von od našej slnečnej sústavy do vzdialenosti približne 46 miliárd svetelných rokov vo všetkých smeroch. Avšak vzhľadom na to, že okraj vesmíru nie je pozorovateľný, nie je zatiaľ jasné, či má vesmír skutočne okraj. Pre všetko čo vieme, to pokračuje navždy!

V pozorovateľnom vesmíre je hmota distribuovaná vysoko štruktúrovaným spôsobom. V galaxiách to pozostáva z veľkých koncentrácií - t. J. Planét, hviezd a hmlovín - rozptýlených s veľkými plochami prázdneho priestoru (t. J. Medziplanetárny priestor a medzihviezdne médium).

Veci sú takmer rovnaké vo väčších mierkach, pričom galaxie sú oddelené objemami priestoru naplnenými plynmi a prachom. V najväčšom meradle, kde existujú klastre a superklastre galaxií, máte múdru sieť veľkých štruktúr pozostávajúcich z hustých nekonečných vlákien a obrovských kozmických dutín.

Pokiaľ ide o tvar, časopriestor môže existovať v jednej z troch možných konfigurácií - pozitívne zakrivené, negatívne zakrivené a ploché. Tieto možnosti sú založené na existencii najmenej štyroch dimenzií časopriestoru (súradnica x, súradnica y, z-súradnica a čas) a závisia od povahy kozmickej expanzie a od toho, či je alebo nie je vesmír. je konečný alebo nekonečný.

Pozitívne zakrivený (alebo uzavretý) vesmír by sa podobal štvordimenzionálnej sfére, ktorá by bola konečná v priestore a bez rozpoznateľnej hrany. Negatívne zakrivený (alebo otvorený) vesmír by vyzeral ako štvordimenzionálne „sedlo“ a nemal by žiadne hranice priestoru ani času.

V predchádzajúcom prípade by sa vesmír musel prestať rozširovať kvôli nadmernému množstvu energie. V druhom prípade by obsahoval príliš málo energie na to, aby sa prestal rozširovať. V treťom a poslednom scenári - plochý vesmír - by existovalo kritické množstvo energie a jeho expanzia by sa zastavila až po nekonečnom množstve času.

Osud vesmíru:

Hypotéza, že vesmír mal východiskový bod, prirodzene vyvoláva otázky o možnom konečnom bode. Ak vesmír začal ako malý bod nekonečnej hustoty, ktorý sa začal rozširovať, znamená to, že sa bude naďalej rozširovať donekonečna? Alebo to jedného dňa dôjde z expanzívnej sily a začne ustupovať dovnútra, kým sa všetka hmota nezdrví späť do malej gule?

Odpoveď na túto otázku bola kozmológmi v centre pozornosti už od začiatku debaty o tom, ktorý model vesmíru bol správny. S prijatím teórie Veľkého tresku, ale pred pozorovaním temnej energie v 90-tych rokoch sa kozmológovia dohodli na dvoch scenároch, ktoré sú najpravdepodobnejšími výsledkami pre náš vesmír.

V prvom, všeobecne známom ako scenár „Veľkej krízy“, vesmír dosiahne maximálnu veľkosť a potom sa začne sám zrútiť. Toto bude možné iba vtedy, ak bude hustota hmoty vo vesmíre väčšia ako kritická hustota. Inými slovami, pokiaľ hustota hmoty zostáva na určitej hodnote alebo nad ňou (1 - 3 × 10^-26 kg hmoty na m3), vesmír sa nakoniec stiahne.

Alternatívne, ak by bola hustota vo vesmíre rovnaká alebo nižšia ako kritická hustota, expanzia by sa spomalila, ale nikdy nezastavila. V tomto scenári, známom ako „veľké zmrazenie“, by vesmír pokračoval, kým formácia hviezd nakoniec neprestane spotrebovať všetok medzihviezdny plyn v každej galaxii. Medzitým by všetky existujúce hviezdy vyhoreli a stali by sa bielymi trpaslíkmi, neutrónovými hviezdami a čiernymi dierami.

Zrážky medzi týmito čiernymi dierami by veľmi postupne viedli k hromadeniu hmoty do väčších a väčších čiernych dier. Priemerná teplota Vesmíru by sa priblížila k absolútnej nule a čierne diery by sa odparili po vyžarovaní posledného Hawkingovho žiarenia. Nakoniec sa entropia vesmíru zvýši do tej miery, že z nej nebude možné získať žiadnu organizovanú formu energie (scenáre známe ako „tepelná smrť“).

Moderné pozorovania, ktoré zahŕňajú existenciu temnej energie a jej vplyv na kozmickú expanziu, viedli k záveru, že stále viac a viac aktuálne viditeľného vesmíru prechádza za náš horizont udalostí (tj CMB, hrana toho, čo vidíme). a stanú sa pre nás neviditeľnými. Prípadný výsledok tohto stavu nie je v súčasnosti známy, ale „tepelná smrť“ sa v tomto scenári považuje za pravdepodobný koncový bod.

Ďalšie vysvetlenia temnej energie, nazývané teórie fantómovej energie, naznačujú, že v konečnom dôsledku sa rozširujúca sa galaktická zhluky, hviezdy, planéty, atómy, jadrá a samotná hmota roztrhajú. Tento scenár je známy ako „veľký trh“, v ktorom bude expanzia samotného vesmíru nakoniec jeho zvratom.

Dejiny štúdia:

Presne povedané, ľudské bytosti uvažujú a študujú povahu vesmíru už od praveku. Najstaršie správy o tom, ako vznikol vesmír, boli mytologickej povahy a ústne sa odovzdávali z generácie na generáciu. V týchto príbehoch sa svet, priestor, čas a celý život začali tvorivou udalosťou, pri ktorej za vytvorenie všetkého zodpovedal Boh alebo Bohovia.

Astronómia sa začala objavovať aj ako študijné pole v období starovekých Babylončanov. Systémy konštelácií a astrologických kalendárov pripravené babylonskými učencami už v 2. tisícročí BCE by pokračovali v informovaní o kozmologických a astrologických tradíciách kultúr na ďalšie tisíce rokov.

Klasickým starovekom sa začala objavovať predstava o vesmíre, ktorý bol diktovaný fyzikálnymi zákonmi. Medzi gréckymi a indickými učencami sa vysvetlenia stvorenia začali vo svojej podstate stať filozofickými a zdôrazňovali skôr príčinu a účinok než božskú agentúru. Najskoršími príkladmi sú Thales a Anaximander, dvaja predsokratickí grécki učenci, ktorí tvrdili, že všetko sa zrodilo z prvotnej formy hmoty.

Do 5. storočia pred Kr. Sa predsokratický filozof Empedocles stal prvým západným učencom, ktorý navrhol vesmír zložený zo štyroch prvkov - zem, vzduch, voda a oheň. Táto filozofia sa stala veľmi populárnou v západných kruhoch a bola podobná čínskemu systému piatich prvkov - kovu, dreva, vody, ohňa a zeme - ktoré sa objavili približne v rovnakom čase.

Až vo chvíli, keď bol grécky filozof BCE z 5. a 4. storočia pred Kr., Navrhol sa vesmír zložený z nedeliteľných častíc (atómov). Indický filozof Kanada (ktorý žil v 6. alebo 2. storočí pred Kristom) túto filozofiu ďalej rozvíjal tým, že navrhoval, aby svetlo a teplo boli rovnakou substanciou v rôznej podobe. Budhistický filozof Dignana z 5. storočia CE to posunul ešte ďalej a navrhol, aby bola všetka hmota zložená z energie.

Pojem „konečný čas“ bol tiež kľúčovým prvkom abrahámskych náboženstiev - judaizmu, kresťanstva a islamu. Snáď viera, že vesmír mal začiatok a koniec vesmíru, možno inšpirovaná zoroastriánskou koncepciou Deň súdu, by pokračovala v informovaní západných pojmov kozmológie ešte dnes.

Medzi 2. tisícročím pred Kristom a 2. storočím nášho letopočtu sa astronómia a astrológia naďalej vyvíjali a vyvíjali. Okrem sledovania správnych pohybov planét a pohybu konštelácií cez Zodiac, grécki astronómovia tiež artikulovali geocentrický model vesmíru, kde sa Slnko, planéty a hviezdy otáčajú okolo Zeme.

Tieto tradície sú najlepšie popísané v matematickom a astronomickom pojednaní CE z 2. storočiaAlmagest, ktorú napísal grécko-egyptský astronóm Claudius Ptolemaeus (známy ako Ptolemy). Toto pojednanie a kozmologický model, ktorý podporoval, by stredovekí európski a islamskí vedci považovali za kánon na najbližších tisíc rokov.

Avšak ešte pred vedeckou revolúciou (približne 16. až 18. storočie) boli astronómovia, ktorí navrhli heliocentrický model vesmíru - kde sa okolo Slnka otáčali Zem, planéty a hviezdy. Patria sem grécky astronóm Aristarchus zo Samosu (približne 310 - 230 BCE) a helénistický astronóm a filozof Seleucus zo Seleucie (190 - 150 BCE).

V stredoveku indickí, perzskí a arabskí filozofi a vedci udržiavali a rozširovali klasickú astronómiu. Popri udržiavaní ptolemaijských a nearistotelských myšlienok nažive, navrhovali tiež revolučné myšlienky, ako je rotácia Zeme. Niektorí vedci - napríklad indický astronóm Aryabhata a perzskí astronómovia Albumasar a Al-Sijzi - dokonca pokročilé verzie heliocentrického vesmíru.

Do 16. storočia navrhol Nicolaus Copernicus najkompletnejší koncept heliocentrického vesmíru vyriešením pretrvávajúcich matematických problémov s teóriou. Jeho nápady boli prvýkrát vyjadrené v 40-stranovom rukopise s názvom Commentariolus („Malý komentár“), ktorý opisuje heliocentrický model založený na siedmich všeobecných zásadách. Týchto sedem zásad uviedlo, že:

Nebeské telá sa točí iba okolo jedného bodu
Stred Zeme je stredom lunárnej gule - obežnej dráhy Mesiaca okolo Zeme; všetky sféry sa otáčajú okolo Slnka, ktoré je blízko centra vesmíru
Vzdialenosť medzi Zemou a Slnkom je zanedbateľnou časťou vzdialenosti od Zeme a Slnka k hviezdam, takže v hviezdach nie je pozorovaná paralaxa
Hviezdy sú nepohyblivé - ich zjavný denný pohyb je spôsobený dennou rotáciou Zeme
Zem sa pohybuje v oblasti okolo Slnka, čo spôsobuje zjavnú ročnú migráciu Slnka
Krajina má viac ako jeden pohyb
Orbitálny pohyb Zeme okolo Slnka spôsobuje opačný smer v smere pohybov planét.

Komplexnejšie spracovanie jeho nápadov bolo prepustené v roku 1532, keď Copernicus dokončil svoje Magnum opus - Deolutionibus orbium coelestium (O revolúciách nebeských sfér). V ňom predložil svojich sedem hlavných argumentov, ale v podrobnejšej forme as podrobnými výpočtami ich podporil. Kvôli obavám z prenasledovania a odporu nebol tento zväzok prepustený až po jeho smrti v roku 1542.

Jeho nápady by ďalej zdokonalili matematici, astronóm a vynálezca Galileo Galilei zo 16. a 17. storočia. Galileo pomocou ďalekohľadu svojej vlastnej tvorby urobil zaznamenané pozorovania Mesiaca, Slnka a Jupitera, ktoré preukázali nedostatky v geocentrickom modeli Vesmíru a zároveň ukázali vnútornú konzistentnosť Copernicanovho modelu.

Jeho pozorovania boli uverejnené v niekoľkých rôznych zväzkoch na začiatku 17. storočia. Jeho pozorovania kráteru Mesiaca a jeho pozorovania Jupitera a jeho najväčších mesiacov boli podrobne opísané v roku 1610 s jeho Sidereus Nuncius (Hviezdny posol), zatiaľ čo jeho pozorovania boli slnečné škvrny Na miestach pozorovaných na slnku (1610).

Galileo tiež zaznamenal svoje pozorovania týkajúce sa Mliečnej dráhy v Hviezdny posol, ktorý bol predtým považovaný za hmlistý. Namiesto toho Galileo zistil, že je to množstvo hviezd balených tak husto spolu, že sa zdalo, že vyzerajú z diaľky, aby vyzerali ako oblaky, ale v skutočnosti to boli hviezdy, ktoré boli oveľa ďalej, než sa pôvodne predpokladalo.

V roku 1632 Galileo vo svojej rozprave napokon oslovil „Veľkú debatu“Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Dialóg o dvoch hlavných svetových systémoch), v ktorej obhajoval heliocentrický model nad geocentrom. Galileoove argumenty pomocou vlastných teleskopických pozorovaní, modernej fyziky a prísnej logiky účinne podkopávali základ systému Aristotela a Ptolemyho pre rastúce a vnímavé publikum.

Johannes Kepler tento model ďalej rozvíjal svojou teóriou eliptických dráh planét. V kombinácii s presnými tabuľkami, ktoré predpovedali polohy planét, bol Copernicanov model skutočne preukázaný. Od polovice 17. storočia bolo len málo astronómov, ktorí neboli koperiánmi.

Ďalší veľký príspevok prišiel od Sira Isaaca Newtona (1642/43 - 1727), ktorý pracoval s Keplerovými zákonmi planétového pohybu, ktorý ho priviedol k rozvoju jeho teórie univerzálnej gravitácie. V roku 1687 vydal svoje slávne pojednanie Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica („Matematické princípy prírodnej filozofie“), v ktorej sú podrobne uvedené jeho tri zákony o pohybe. Tieto zákony uviedli, že:

Pri pohľade v inerciálnom referenčnom rámci objekt zostáva buď v pokoji alebo sa pohybuje konštantnou rýchlosťou, pokiaľ naň nepôsobí vonkajšia sila.
Súčet vektorov vonkajších síl (F) na objekte sa rovná hmotnosti (m) tohto objektu vynásobené akceleračným vektorom (a) objektu. V matematickej podobe je to vyjadrené ako:m
Keď jedno telo pôsobí silou na druhé telo, druhé telo súčasne vyvíja silu rovnajúcu sa veľkosti a opačnému smeru na prvé telo.

Tieto zákony spoločne popisovali vzťah medzi akýmkoľvek objektom, silami, ktoré naň pôsobia, a výsledným pohybom, čím položili základy klasickej mechaniky. Zákony tiež umožnili Newtonovi vypočítať hmotnosť každej planéty, vypočítať sploštenie Zeme na póloch a vydutie na rovníku a to, ako gravitačné pôsobenie Slnka a Mesiaca vytvára prílivy Zeme.

Jeho geometrická metóda podobná počtu bola tiež schopná vysvetliť rýchlosť zvuku vo vzduchu (na základe Boyleovho zákona), precesiu rovnodenností - čo ukázal, boli výsledkom gravitačnej príťažlivosti Mesiaca k Zemi - a určili obežné dráhy komét. Tento objem by mal hlboký vplyv na vedy, pričom jeho princípy zostanú kánonom nasledujúcich 200 rokov.

Ďalší významný objav sa uskutočnil v roku 1755, keď Immanuel Kant navrhol, že Mliečna dráha je veľkou zbierkou hviezd držaných pohromade vzájomnou gravitáciou. Rovnako ako slnečná sústava, aj táto kolekcia hviezd sa bude otáčať a splošťovať ako disk, so v nej zabudovanou slnečnou sústavou.

Astronóm William Herschel sa v roku 1785 pokúsil skutočne zmapovať tvar Mliečnej dráhy, neuvedomil si však, že veľké časti galaxie sú zakryté plynom a prachom, ktorý ukrýva jej skutočný tvar. Ďalší veľký skok v štúdiu vesmíru a zákonov, ktorými sa spravuje, neprišiel až v 20. storočí, s vývojom Einsteinových teórií osobitnej a všeobecnej relativity.

Einsteinove priekopnícke teórie o priestore a čase (zhrnuté jednoducho ako Einsteinov vzťah) boli čiastočne výsledkom jeho pokusov o vyriešenie Newtonových zákonov mechaniky so zákonmi elektromagnetizmu (ako sú charakterizované Maxwellovými rovnicami a Lorentzovým silovým zákonom). Nakoniec by Einstein vyriešil nesúlad medzi týmito dvoma oblasťami navrhnutím osobitnej relativity vo svojom dokumente z roku 1905, “O elektrodynamike pohybujúcich sa orgánov“.

Táto teória v podstate uviedla, že rýchlosť svetla je rovnaká vo všetkých inerciálnych referenčných rámcoch. Toto prerušilo predchádzajúci konsenzus, že svetlo prechádzajúce pohybujúcim sa médiom by bolo ťahané týmto médiom, čo znamená, že rýchlosť svetla je súčtom jeho rýchlosti. skrz médium plus rýchlosť z to médium. Táto teória viedla k mnohým problémom, ktoré sa pred Einsteinovou teóriou ukázali neprekonateľné.

Špeciálna relativita nielenže zosúladila Maxwellove rovnice pre elektrinu a magnetizmus so zákonmi mechaniky, ale tiež zjednodušila matematické výpočty odstránením vonkajších vysvetlení používaných inými vedcami. Existencia média bola úplne zbytočná, zodpovedala priamo pozorovanej rýchlosti svetla a zodpovedala za pozorované aberácie.

V rokoch 1907 až 1911 začal Einstein uvažovať o tom, ako by sa dala špeciálna relativita aplikovať na gravitačné polia - čo by sa nazývalo Teória všeobecnej relativity. To vyvrcholilo v roku 1911 vydaním publikácií „O vplyve gravitácie na šírenie svetla„, V ktorom predpovedal, že čas je relatívny voči pozorovateľovi a závisí od jeho polohy v gravitačnom poli.

Tiež pokročil v tom, čo je známe ako zásada rovnocennosti, v ktorom sa uvádza, že gravitačná hmotnosť je identická s zotrvačnou hmotou. Einstein tiež predpovedal jav gravitačnej dilatácie času - keď dvaja pozorovatelia, ktorí sa nachádzajú v rôznych vzdialenostiach od gravitačnej hmoty, vnímajú rozdiel v čase medzi dvoma udalosťami. Ďalším veľkým nárastom jeho teórií bola existencia Čiernych dier a rozširujúci sa vesmír.

Nemecký fyzik a astronóm Karl Schwarzschild v roku 1915, niekoľko mesiacov potom, ako Einstein uverejnil svoju teóriu všeobecnej relativity, našiel riešenie pre Einsteinove polné rovnice, ktoré opisovali gravitačné pole bodovej a sférickej masy. Toto riešenie, teraz nazývané Schwarzschildov polomer, opisuje bod, v ktorom je hmotnosť gule stlačená tak, že úniková rýchlosť z povrchu by sa rovnala rýchlosti svetla.

V roku 1931 indicko-americký astrofyzik Subrahmanyan Chandrasekhar vypočítal pomocou špeciálnej relativity, že nerotujúce sa telo elektrónovo degenerovanej hmoty nad určitou obmedzujúcou hmotou by sa samo zrútilo. V roku 1939 sa Robert Oppenheimer a ďalší zhodli s Chandrasekharovou analýzou a tvrdili, že neutrónové hviezdy nad predpísaným limitom by sa zhroutili do čiernych dier.

Ďalším dôsledkom všeobecnej relativity bola predpoveď, že vesmír bol buď v stave expanzie alebo kontrakcie. V roku 1929 Edwin Hubble potvrdil, že tomu tak bolo. 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!