VESMíR

Send

Co je vesmír? To je jedna nesmírně naložená otázka! Bez ohledu na to, jaký úhel se člověk pokládal za odpověď na tuto otázku, mohli jsme strávit roky odpovědí na tuto otázku a stále stěží poškrábat povrch. Z hlediska času a prostoru je nepochopitelně velký (a možná i nekonečný) a podle lidských standardů neuvěřitelně starý. Podrobný popis je tedy monumentálním úkolem. Ale my tady ve Space Magazine jsme rozhodnuti to vyzkoušet!

Co je vesmír? Krátká odpověď zní, že je součtem celé existence. Je to celá doba, prostor, hmota a energie, která se začala rozšiřovat zhruba před 13,8 miliardami let a od té doby se neustále rozšiřuje. Nikdo si není zcela jist, jak rozsáhlý je vesmír skutečně, a nikdo si není zcela jist, jak to všechno skončí. Probíhající výzkum a studium nás však během lidské historie hodně naučily.

Definice:

Termín „vesmír“ je odvozen z latinského slova „universum“, které použil římský státník Cicero a později římští autoři k označení světa a vesmíru tak, jak ho znali. To sestávalo ze Země a všech živých tvorů, kteří v ní žili, stejně jako z Měsíce, Slunce, tehdy známých planet (Merkur, Venuše, Mars, Jupiter, Saturn) a hvězd.

Termín „vesmír“ se často používá zaměnitelně s vesmírem. Je odvozeno z řeckého slova kosmos, což doslova znamená „svět“. Jiná slova běžně používaná k definování celé existence zahrnují „Příroda“ (odvozená z germánského slova) natur) a anglické slovo „všechno“, které používá, lze vidět ve vědecké terminologii - tj. „Teorie všeho“ (TOE).

Dnes se tento termín často používá k označení všech věcí, které existují ve známém vesmíru - sluneční soustavě, mléčné dráze a všech známých galaxiích a nástavbách. V souvislosti s moderní vědou, astronomií a astrofyzikou se také odkazuje na veškerý časoprostor, na všechny formy energie (tj. Elektromagnetické záření a hmotu) a na fyzikální zákony, které je spojují.

Původ vesmíru:

Současný vědecký konsenzus je takový, že vesmír se rozšířil z bodu super vysoké hmoty a hustoty energie zhruba před 13,8 miliardami let. Tato teorie, známá jako teorie velkého třesku, není jediným kosmologickým modelem pro vysvětlení původu vesmíru a jeho vývoje - například existuje teorie ustáleného stavu nebo teorie oscilačního vesmíru.

Je však nejrozšířenější a nejoblíbenější. To je způsobeno skutečností, že samotná teorie Velkého třesku je schopna vysvětlit původ všech známých látek, fyzikální zákony a rozsáhlou strukturu vesmíru. To také odpovídá za expanzi vesmíru, existenci kosmického mikrovlnného pozadí a širokou škálu dalších jevů.

Vědci se opírali o současný stav vesmíru a domnívali se, že musí vzniknout v jediném bodě nekonečné hustoty a konečného času, který se začal rozšiřovat. Po počáteční expanzi teorie tvrdí, že vesmír se dostatečně ochladil, aby umožnil vznik subatomových částic a později jednoduchých atomů. Obří mraky těchto pravěkých prvků se později gravitací spojily, aby vytvořily hvězdy a galaxie.

To vše začalo zhruba před 13,8 miliardami let, a proto se považuje za věk vesmíru. Prostřednictvím testování teoretických principů, experimentů zahrnujících urychlovače částic a vysoce energetické stavy a astronomických studií, které pozorovaly hluboký vesmír, vědci vytvořili časovou osu událostí, které začaly velkým třeskem a vedly k současnému stavu kosmického vývoje. .

Avšak nejranější časy vesmíru - trvající přibližně od 10^-43 do 10^-11 vteřiny po Velkém třesku - jsou předmětem rozsáhlých spekulací. Vzhledem k tomu, že fyzikální zákony, jak je známe, nemohly v tuto chvíli existovat, je těžké pochopit, jak by mohl být vesmír ovládán. A co víc, experimenty, které mohou vytvářet různé druhy energií, jsou v plenkách.

Stále však převládá mnoho teorií o tom, co se stalo v tomto počátečním okamžiku v čase, z nichž mnohé jsou kompatibilní. V souladu s mnoha z těchto teorií lze okamžité sledování Velkého třesku rozdělit do následujících časových období: Epocha Singularity, Inflation Epocha a Cooling Epoch.

Epocha singularity, známá také jako Planck Epoch (nebo Planck Era), byla nejstarším známým obdobím vesmíru. V tuto chvíli byla veškerá hmota kondenzována na jednom místě nekonečné hustoty a extrémního tepla. Během tohoto období se věří, že kvantové účinky gravitace dominovaly fyzickým interakcím a že žádné jiné fyzické síly nebyly stejně silné jako gravitace.

Toto období Planck se prodlužuje z bodu 0 na přibližně 10^-43sekund, a je tak pojmenován, protože může být měřen pouze v Planckově čase. Kvůli extrémnímu teplu a hustotě hmoty byl stav vesmíru velmi nestabilní. Začalo se tak rozšiřovat a ochladit, což vedlo k projevu základních fyzických sil. Od přibližně 10^-43 druhý a 10^-36, vesmír začal překračovat teploty přechodu.

Právě zde se předpokládá, že se základní síly, které ovládají vesmír, začaly od sebe oddělovat. Prvním krokem v tomto kroku byla gravitační síla oddělující se od měřicích sil, které způsobují silné a slabé jaderné síly a elektromagnetismus. Pak od 10^-36do 10^-32sekund po Velkém třesku byla teplota vesmíru dostatečně nízká (10%)²⁸ K) že elektromagnetismus a slabá jaderná síla se dokázaly také oddělit.

Vytvořením prvních základních sil vesmíru začala epocha inflace, která trvala od 10^-32sekund v Planckově době do neznámého bodu. Většina kosmologických modelů naznačuje, že vesmír byl v tomto bodě homogenně naplněn hustotou vysoké energie a že neuvěřitelně vysoké teploty a tlak způsobily rychlou expanzi a chlazení.

Začalo to v 10^-37 sekund, kde fázový přechod, který způsobil oddělení sil, také vedl k období, kdy vesmír exponenciálně rostl. To bylo také v tomto okamžiku to baryogenesis nastal, který se odkazuje na hypotetickou událost kde teploty byly tak vysoké že náhodné pohyby částic nastaly u relativistic rychlostí.

Výsledkem toho bylo, že ve srážkách se neustále vytvářely a ničily dvojice částic a antičástic všeho druhu, což je podle všeho v současném vesmíru vedeno k převahě hmoty nad antihmotou. Po zastavení inflace se vesmír skládal z plazmy kvark-gluon a všech ostatních elementárních částic. Od tohoto okamžiku se vesmír začal ochladit a hmota se spojila a formovala.

Jak vesmír pokračoval ve snižování hustoty a teploty, začala epocha chlazení. Toto bylo charakterizováno energií částic klesajících a fázovými přechody pokračujícími, dokud se základní síly fyziky a elementární částice nezměnily do své současné podoby. Protože energie částic by klesla na hodnoty, které lze získat experimenty s fyzikou částic, je toto období dále předmětem menší spekulace.

Například vědci věří, že asi 10^-11 sekund po Velkém třesku energie částic výrazně poklesla. Asi v 10^-6 sekundy, kvarky a gluony se spojily a vytvořily baryony, jako jsou protony a neutrony, a malý přebytek kvarků nad antikvarkami vedl k malému přebytku baryonů nad antibaryony.

Protože teploty nebyly dostatečně vysoké na to, aby vytvořily nové proton-antiprotonové páry (nebo páry neutron-anitneutrony), okamžitě následovalo hromadné ničení a zůstal jen jeden z 10¹⁰ původních protonů a neutronů a žádný z jejich antičástic. Podobný proces nastal asi 1 sekundu po Velkém třesku pro elektrony a pozitrony.

Po těchto zničení se zbývající protony, neutrony a elektrony již nepohybovaly relativisticky a energetické hustotě vesmíru dominovaly fotony - a v menší míře neutrina. Několik minut po expanzi začalo také období známé jako nukleosyntéza Velkého třesku.

Díky poklesu teploty na 1 miliardu kelvinů a poklesu energetické hustoty na přibližně ekvivalent vzduchu se neutrony a protony začaly kombinovat a tvořit první deuterium vesmíru (stabilní izotop vodíku) a atomy helia. Většina protonů vesmíru však zůstala nekombinovaná jako jádra vodíku.

Po asi 379 000 letech se elektrony kombinovaly s těmito jádry za vzniku atomů (opět většinou vodík), zatímco záření se oddělilo od hmoty a pokračovalo v expanzi vesmírem, do značné míry nerušeně. Toto záření je nyní známo jako to, co tvoří kosmické mikrovlnné pozadí (CMB), které je dnes nejstarším světlem ve vesmíru.

Jak CMB expandovala, postupně ztratila hustotu a energii a v současné době se odhaduje, že má teplotu 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) a hustotu energie 0,25 eV / cm³ (nebo 4 005 × 10^-14 J / m³; 400–500 fotonů / cm³). CMB je vidět ve všech směrech ve vzdálenosti zhruba 13,8 miliard světelných let, ale odhady její skutečné vzdálenosti ji umístí asi 46 miliard světelných let od středu vesmíru.

Evoluce vesmíru:

Během několika miliard let, které následovaly, se mírně hustší oblasti hmoty vesmíru (která byla téměř rovnoměrně rozložena) začaly přitahovat k sobě gravitačním přitahováním. Rostly tedy ještě hustší a vytvářely plynové mraky, hvězdy, galaxie a další astronomické struktury, které dnes pravidelně sledujeme.

Toto je známé jako Strukturální epocha, protože právě v této době se moderní vesmír začal formovat. Toto sestávalo z viditelné hmoty distribuované ve strukturách různých velikostí (tj. Hvězdy a planety do galaxií, shluků galaxií a super shluků), kde je hmota koncentrována, a které jsou odděleny obrovskými zálivy obsahujícími málo galaxií.

Podrobnosti o tomto procesu závisí na množství a typu hmoty ve vesmíru. Studená temná hmota, teplá temná hmota, horká temná hmota a baryonská hmota jsou čtyři navrhované typy. Model Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM), ve kterém se částice temné hmoty pohybovaly pomalu ve srovnání s rychlostí světla, je však považován za standardní model kosmologie Big Bang, protože nejlépe vyhovuje dostupným datům. .

V tomto modelu se odhaduje, že studená temná hmota tvoří asi 23% hmoty / energie vesmíru, zatímco baryonická hmota tvoří asi 4,6%. Lambda odkazuje na Kosmologický konstantu, teorii původně navrženou Albertem Einsteinem, která se pokoušela ukázat, že rovnováha hmoty-energie ve vesmíru zůstává statická.

V tomto případě je spojována s temnou energií, která sloužila k urychlení expanze vesmíru a udržení jeho rozsáhlé struktury do značné míry jednotné. Existence temné energie je založena na mnoha liniích důkazů, z nichž všechny ukazují, že vesmír je jím prostupován. Na základě pozorování se odhaduje, že 73% vesmíru je tvořeno touto energií.

Během nejranějších fází vesmíru, kdy byla veškerá baryonická hmota těsněji spolu, došlo k převažování gravitace. Avšak po miliardách let expanze ji rostoucí množství temné energie vedlo k tomu, aby začala dominovat interakce mezi galaxiemi. Toto spustilo zrychlení, které je známé jako epocha kosmického zrychlení.

Když toto období začalo, je předmětem diskuse, ale odhaduje se, že začalo zhruba 8,8 miliard let po Velkém třesku (před 5 miliardami let). Kosmologové se opírají o kvantovou mechaniku a Einsteinovu obecnou relativitu, aby popsali proces kosmického vývoje, ke kterému došlo v tomto období a kdykoli po inflační epochě.

Přesný proces pozorování a modelování vědci určili, že toto evoluční období neodpovídá Einsteinovým polním rovnicím, i když skutečná povaha temné energie zůstává iluzivní. Navíc neexistují dobře podporované modely, které by dokázaly určit, co se ve vesmíru odehrálo před obdobím předcházejícím 10^-15sekund po Velkém třesku.

Probíhající experimenty využívající CERNův Large Hadron Collider (LHC) se však snaží obnovit energetické podmínky, které by existovaly během Velkého třesku, od kterého se také očekává, že odhalí fyziku, která přesahuje sféru standardního modelu.

Jakýkoli průlom v této oblasti pravděpodobně povede ke sjednocené teorii kvantové gravitace, kde budou vědci konečně schopni pochopit, jak gravitace interaguje se třemi dalšími základními silami fyziky - elektromagnetismem, slabou jadernou silou a silnou jadernou silou. To nám zase pomůže pochopit, co se skutečně stalo během nejranějších dob vesmíru.

Struktura vesmíru:

Skutečná velikost, tvar a rozsáhlá struktura vesmíru byla předmětem probíhajícího výzkumu. Zatímco nejstarší světlo ve vesmíru, které lze pozorovat, je 13,8 miliard světelných let daleko (CMB), není to skutečný rozsah vesmíru. Vzhledem k tomu, že vesmír byl ve stavu expanze po miliardu let a při rychlostech, které překračují rychlost světla, skutečná hranice přesahuje to, co vidíme.

Naše současné kosmologické modely naznačují, že vesmír měří v průměru asi 91 miliard světelných let (28 miliard parseců). Jinými slovy, pozorovatelný vesmír sahá směrem ven z naší sluneční soustavy do vzdálenosti zhruba 46 miliard světelných let ve všech směrech. Avšak vzhledem k tomu, že okraj vesmíru není pozorovatelný, není zatím jasné, zda má vesmír skutečně okraj. Pro vše, co víme, to pokračuje navždy!

V pozorovatelném vesmíru je hmota distribuována vysoce strukturovaným způsobem. V galaxiích se jedná o velké koncentrace - tj. Planety, hvězdy a mlhoviny - rozptýlené s velkými oblastmi prázdného prostoru (tj. Meziplanetární prostor a mezihvězdné médium).

Věci jsou ve větších měřítcích téměř stejné, galaxie jsou odděleny objemy prostoru naplněného plynem a prachem. V největším měřítku, kde existují klastry a superklastry galaxií, máte roztomilou síť rozsáhlých struktur sestávající z hustých nekonečných vláken a gigantických vesmírných dutin.

Pokud jde o jeho tvar, prostoročas může existovat v jedné ze tří možných konfigurací - pozitivně zakřivený, negativně zakřivený a plochý. Tyto možnosti jsou založeny na existenci alespoň čtyř dimenzí časoprostoru (souřadnice x, souřadnice y, koordinace z a času) a závisí na povaze kosmické expanze a na tom, zda je či není vesmír je konečný nebo nekonečný.

Pozitivně zakřivený (nebo uzavřený) vesmír by se podobal čtyřrozměrné kouli, která by byla konečně v prostoru a bez rozpoznatelné hrany. Negativně zakřivený (nebo otevřený) vesmír by vypadal jako čtyřdimenzionální „sedlo“ a neměl by v prostoru ani čase žádné hranice.

V předchozím scénáři by se vesmír musel přestat rozšiřovat kvůli nadměrnému množství energie. Ve druhém případě by obsahoval příliš málo energie, aby se přestal rozšiřovat. Ve třetím a posledním scénáři - plochý vesmír - by existovalo kritické množství energie a jeho expanze by se zastavila až po nekonečném množství času.

Osud vesmíru:

Předpokládáme, že vesmír má počáteční bod, přirozeně vyvolává otázky o možném koncovém bodě. Pokud vesmír začal jako nepatrný bod nekonečné hustoty, který se začal rozšiřovat, znamená to, že se bude i nadále nekonečně rozšiřovat? Nebo to jednoho dne dojdou z expanzivní síly a začnou ustupovat dovnitř, dokud se veškerá hmota nevrčí zpět do malé koule?

Odpověď na tuto otázku byla od počátku debaty o tom, který model vesmíru byl ten správný, hlavním cílem kosmologů. S přijetím teorie velkého třesku, ale před pozorováním temné energie v 90. letech se kosmologové dohodli na dvou scénářích jako na nejpravděpodobnější výsledky pro náš vesmír.

V prvním, běžně známém jako scénář „Velké krize“, dosáhne vesmír maximální velikosti a poté se začne sám zhroutit. To bude možné pouze tehdy, bude-li hustota hmoty vesmíru větší než kritická hustota. Jinými slovy, pokud hustota hmoty zůstává na určité hodnotě nebo nad ní (1-3 × 10)^-26 kg hmoty na m3), vesmír se nakonec zkrátí.

Alternativně, pokud by byla hustota ve vesmíru stejná nebo nižší než kritická hustota, expanze by se zpomalila, ale nikdy nezastavila. V tomto scénáři, známém jako „velké zmrazení“, by vesmír pokračoval, dokud formace hvězd nakonec nepřestane spotřebovat veškerý mezihvězdný plyn v každé galaxii. Mezitím všechny existující hvězdy vyhoří a stanou se bílými trpaslíky, neutronovými hvězdami a černými dírami.

Srážky mezi těmito černými dírami by velmi postupně vedly k hromadění hmoty do větších a větších černých děr. Průměrná teplota vesmíru by se přiblížila k absolutní nule a černé díry by se vypařily po vyzařování poslední z jejich Hawkingova záření. Nakonec by se entropie vesmíru zvýšila až do bodu, kdy by z ní nemohla být získána žádná organizovaná forma energie (scénáře známé jako „tepelná smrt“).

Moderní pozorování, která zahrnují existenci temné energie a její vliv na kosmickou expanzi, vedly k závěru, že stále více a více aktuálně viditelného vesmíru prochází za náš horizont událostí (tj. CMB, okraj toho, co vidíme) a stanou se pro nás neviditelnými. Případný výsledek toho není v současné době znám, ale „tepelná smrt“ je v tomto scénáři považována za pravděpodobný koncový bod.

Jiná vysvětlení temné energie, nazývaná teorie fantomové energie, naznačují, že v konečném důsledku se rozšiřující galaxie nakonec roztrhne na kupy galaxií, hvězdy, planety, atomy, jádra a samotná hmota. Tento scénář je známý jako „velký trh“, ve kterém bude expanze samotného vesmíru nakonec jeho prohloubením.

Dějiny studia:

Přísně vzato, lidské bytosti uvažují a studují povahu vesmíru od pravěku. Nejstarší zprávy o tom, jak vznikl vesmír, byly tedy mytologické povahy a ústně se předávaly z generace na generaci. V těchto příbězích začal svět, prostor, čas a celý život stvořením, kdy za vytvoření všeho byl zodpovědný Bůh nebo Bohové.

Astronomie se také začala objevovat jako obor studia v době starověkých Babylončanů. Systémy konstelací a astrologických kalendářů připravené babylónskými vědci již ve 2. tisíciletí BCE budou informovat o kosmologických a astrologických tradicích kultur po tisíce let.

Klasickým starověkem se začala objevovat představa o vesmíru, který byl diktován fyzickými zákony. Mezi řeckými a indickými učenci se vysvětlení stvoření začalo stávat filosofickou, zdůrazňovalo spíše příčinu a účinek než božskou agenturu. K nejčasnějším příkladům patří Thales a Anaximander, dva předsociratičtí řeckí učenci, kteří argumentovali, že všechno se zrodilo z prvotní formy hmoty.

Do 5. století před naším letopočtem se předsokratický filozof Empedocles stal prvním západním vědcem, který navrhl vesmír složený ze čtyř prvků - země, vzduch, voda a oheň. Tato filozofie se stala velmi populární v západních kruzích a byla podobná čínskému systému pěti prvků - kovu, dřeva, vody, ohně a země - které se objevily přibližně ve stejnou dobu.

Teprve v době, kdy byl řeckým filozofem BCE z 5. a 4. století př. Nl Demokritos, byl navržen vesmír složený z nedělitelných částic (atomů). Indický filozof Kanada (který žil v 6. nebo 2. století před Kristem) tuto filozofii dále rozvíjel tím, že navrhoval, aby světlo a teplo byly stejné látky v různé podobě. Buddhistický filosof Dignana z 5. století to posunul ještě dále a navrhl, aby veškerá záležitost byla tvořena energií.

Představa o konečném čase byla také klíčovým rysem abrahamských náboženství - judaismu, křesťanství a islámu. Pravděpodobně inspirovaná zoroastrijským pojetím dne soudu, víra, že vesmír měl začátek a konec, bude informovat západní pojetí kosmologie i dodnes.

Mezi 2. tisíciletí BCE a 2. století CE, astronomie a astrologie pokračovala se vyvíjet a vyvíjet se. Kromě sledování správných pohybů planet a pohybu souhvězdí zvěrokruhu, řeckí astronomové také artikulovali geocentrický model vesmíru, kde se Slunce, planety a hvězdy točí kolem Země.

Tyto tradice jsou nejlépe popsány v matematickém a astronomickém pojednání CE 2. stoletíAlmagest, který napsal řecko-egyptský astronom Claudius Ptolemaeus (aka. Ptolemy). Toto pojednání a kosmologický model, který se hlásí, budou středověkými evropskými a islámskými vědci považováni za kánon po více než tisíc let.

Avšak ještě před vědeckou revolucí (asi 16. až 18. století) byli astronomové, kteří navrhli heliocentrický model vesmíru - kde se kolem Slunce točily Země, planety a hvězdy. Tito zahrnovali řecký astronom Aristarchus Samos (ca. 310 - 230 BCE), a hellenistic astronom a filozof Seleucus Seleucia (190 - 150 BCE).

Během středověku indičtí, perští a arabští filozofové a vědci udržovali a rozšiřovali klasickou astronomii. Kromě udržování ptolemaijských a nearistotelských myšlenek naživu také navrhovali revoluční myšlenky, jako je rotace Země. Někteří učenci - například indický astronom Aryabhata a perští astronomové Albumasar a Al-Sijzi - dokonce pokročilé verze heliocentrického vesmíru.

Do 16. století navrhl Nicolaus Copernicus nejúplnější koncept heliocentrického vesmíru vyřešením přetrvávajících matematických problémů s teorií. Jeho nápady byly poprvé vyjádřeny v 40stránkovém rukopisu s názvem Commentariolus („Malý komentář“), který popisuje heliocentrický model založený na sedmi obecných principech. Těchto sedm zásad uvedlo, že:

Nebeská těla se neotáčejí kolem jediného bodu
Střed Země je střed měsíční koule - oběžné dráhy měsíce kolem Země; všechny koule se točí kolem Slunce, které je blízko středu vesmíru
Vzdálenost mezi Zemí a Sluncem je zanedbatelná část vzdálenosti Země a Slunce ke hvězdám, takže ve hvězdách není pozorována paralaxa
Hvězdy jsou nehybné - jejich zjevný denní pohyb je způsoben každodenní rotací Země
Země se pohybuje ve sféře kolem Slunce, což způsobuje zjevnou roční migraci Slunce
Země má více než jeden pohyb
Orbitální pohyb Země kolem Slunce způsobuje zdánlivý obrat ve směru pohybů planet.

Komplexnější zacházení s jeho nápady bylo propuštěno v 1532, když Copernicus dokončil jeho magnum opus - Deolutionibus orbium coelestium (O revolucích nebeských koulí). V něm uvedl sedm svých hlavních argumentů, ale v podrobnější podobě as podrobnými výpočty je podpořil. Kvůli obavám z pronásledování a odporu, tento svazek nebyl propuštěn až do jeho smrti v 1542.

Jeho nápady by dále zdokonalily matematici, astronomové a vynálezci Galileo Galilei ze 16. a 17. století. Pomocí dalekohledu své vlastní tvorby by Galileo provedl zaznamenaná pozorování Měsíce, Slunce a Jupitera, které prokázaly nedostatky v geocentrickém modelu vesmíru a zároveň ukázaly vnitřní soudržnost Copernicanova modelu.

Jeho postřehy byly publikovány v několika různých svazcích v průběhu počátku 17. století. Jeho pozorování kráterové plochy Měsíce a jeho pozorování Jupitera a jeho největších měsíců byly podrobně popsány v roce 1610 s jeho Sidereus Nuncius (Hvězdný posel), zatímco jeho pozorování byly sluneční skvrny popsané v Na skvrnách pozorovaných na slunci (1610).

Galileo také zaznamenal svá pozorování o Mléčné dráze v EU Hvězdný posel, který byl dříve považován za mlhavý. Místo toho Galileo zjistil, že to bylo množství hvězd sbalených tak hustě pohromadě, že se zdálo, že vypadají z dálky, aby vypadaly jako mraky, ale ve skutečnosti to byly hvězdy, které byly mnohem dále, než se původně myslelo.

V 1632, Galileo konečně oslovil “velkou debatu” v jeho pojednáníDialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Dialog o dvou hlavních světových systémech), ve kterém obhajoval heliocentrický model nad geocentrem. Galileo argumenty pomocí svých vlastních teleskopických pozorování, moderní fyziky a přísné logiky účinně podkopávaly základ systému Aristotela a Ptolemaia pro rostoucí a vnímavé publikum.

Johannes Kepler model dále rozšířil svou teorií eliptických drah planet. V kombinaci s přesnými tabulkami, které předpovídaly polohy planet, byl Copernicanův model skutečně prokázán. Od poloviny sedmnáctého století bylo jen málo astronomů, kteří nebyli Koperníky.

Další velký příspěvek přišel od Sira Isaaca Newtona (1642/43 - 1727), který pracoval s Keplerovými zákony planetárního pohybu a vedl ho k rozvoji jeho teorie univerzální gravitace. V roce 1687 vydal své slavné pojednání Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica („Matematické principy přirozené filosofie“), která podrobně popisuje jeho tři zákony pohybu. Tyto zákony uváděly, že:

Při pohledu v inerciálním referenčním rámci objekt zůstává buď v klidu, nebo pokračuje v pohybu konstantní rychlostí, pokud na ni nepůsobí vnější síla.
Součet vektorů vnějších sil (F) na objektu se rovná hmotnosti (m) tohoto objektu vynásobené vektorem zrychlení (a) objektu. V matematické podobě je to vyjádřeno jako:mA
Když jedno tělo působí silou na druhé tělo, druhé tělo současně vyvíjí sílu rovnající se velikosti a opačnému směru na první tělo.

Tyto zákony společně popisovaly vztah mezi jakýmkoli objektem, silami, které na něj působí, a výsledným pohybem, čímž položily základ klasické mechanice. Zákony také umožnily Newtonu spočítat hmotu každé planety, vypočítat zploštění Země u pólů a bouli u rovníku a to, jak gravitační tah Slunce a Měsíce vytváří příliv Země.

Jeho metoda geometrického výpočtu podobná počtu byla také schopna vysvětlit rychlost zvuku ve vzduchu (na základě Boyleova zákona), precesi rovnodennosti - což ukázal, že byl výsledkem gravitační přitažlivosti Měsíce k Zemi - a určit oběžné dráhy komet. Tento objem by měl hluboký dopad na vědy, jeho principy by zůstaly kánonem pro následujících 200 let.

Další významný objev se odehrál v roce 1755, kdy Immanuel Kant navrhl, že Mléčná dráha je velká sbírka hvězd držených pohromadě gravitací. Stejně jako Sluneční soustava by i tato sbírka hvězd rotovala a zploštěla se jako disk, se Sluneční soustavou zabudovanou v ní.

Astronom William Herschel se pokusil ve skutečnosti mapovat tvar Mléčné dráhy v roce 1785, ale neuvědomil si, že velké části galaxie jsou zakryty plynem a prachem, který skrývá její skutečný tvar. Další velký skok ve studiu vesmíru a zákonů, kterými se řídí, nepřišel až ve 20. století, s vývojem Einsteinových teorií zvláštní a obecné relativity.

Einsteinovy průlomové teorie o prostoru a čase (shrnuty jednoduše jako E = mc²) byly částečně výsledkem jeho pokusů o vyřešení Newtonových zákonů mechaniky se zákony elektromagnetismu (jak jsou charakterizovány Maxwellovými rovnicemi a Lorentzovým zákonem o síle). Nakonec by Einstein vyřešil nesoulad mezi těmito dvěma poli tím, že ve své knize z roku 1905 navrhne zvláštní relativitu, “O elektrodynamice pohybujících se těl“.

Tato teorie v podstatě uvádí, že rychlost světla je stejná ve všech inerciálních referenčních rámcích. Toto se zlomilo s dříve konsenzem, že světlo cestující pohybujícím se médiem by bylo taženo tímto médiem, což znamenalo, že rychlost světla je součtem jeho rychlosti přes střední plus rychlost z to médium. Tato teorie vedla k mnoha problémům, které se před Einsteinovou teorií ukázaly nepřekonatelné.

Speciální relativita nejenže sladila Maxwellovy rovnice pro elektřinu a magnetismus se zákony mechaniky, ale také zjednodušila matematické výpočty odstraněním vnějších vysvětlení používaných jinými vědci. Rovněž učinila existenci média zcela zbytečnou, odpovídala přímo pozorované rychlosti světla a odpovídala za pozorované aberace.

V letech 1907 až 1911 začal Einstein uvažovat o tom, jak lze speciální relativitu aplikovat na gravitační pole - což by se stalo známým jako teorie obecné relativity. To vyvrcholilo v roce 1911 publikací „O vlivu gravitace na šíření světla“, Ve kterém předpovídal, že čas je relativní k pozorovateli a závisí na jejich poloze v gravitačním poli.

On také pokročilý co je známé jako princip ekvivalence, který říká, že gravitační hmota je totožná s setrvačnou hmotou. Einstein také předpověděl fenomén gravitační dilatace času - kde dva pozorovatelé, kteří se nacházejí v různých vzdálenostech od gravitační hmoty, vnímají rozdíl v množství času mezi dvěma událostmi. Dalším velkým výrůstkem jeho teorií byla existence černých děr a rozšiřující se vesmír.

V roce 1915, několik měsíců poté, co Einstein zveřejnil svou teorii obecné relativity, německý fyzik a astronom Karl Schwarzschild našel řešení Einsteinových polních rovnic, které popisovalo gravitační pole bodu a sférické hmoty. Toto řešení, nyní nazývané Schwarzschildův poloměr, popisuje bod, ve kterém je hmota koule stlačena tak, že úniková rychlost z povrchu by se rovnala rychlosti světla.

V roce 1931 indicko-americký astrofyzik Subrahmanyan Chandrasekhar vypočítal pomocí speciální relativity, že se nerotující těleso elektron-degenerované hmoty nad určitou omezující hmotou zhroutí samo o sobě. V roce 1939 Robert Oppenheimer a další souhlasili s Chandrasekharovou analýzou a tvrdili, že neutronové hvězdy nad předepsaným limitem se zhroutí do černých děr.

Dalším důsledkem General Relativity byla předpověď, že vesmír byl ve stavu expanze nebo kontrakce. V roce 1929 Edwin Hubble potvrdil, že tomu tak bylo dříve. 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!