Blog

Vesolje

Kaj je Vesolje? To je eno izjemno obremenjeno vprašanje! Ne glede na to, s katerega zornega kota je kdo odgovoril na to vprašanje, bi lahko porabili leta za odgovor na to vprašanje in še vedno komaj opraskali površino. Časovno in prostorsko je nepojmljivo velik (in morda celo neskončen) in po človeških merilih neverjetno star. Podrobno opisati je torej monumentalna naloga. Toda mi v Universe Today smo odločeni poskusiti!

Kaj je torej Vesolje? No, kratek odgovor je, da je vsota vsega obstoja. To je celota časa, prostora, snovi in ​​energije, ki se je začela širiti pred približno 13,8 milijarde let in se od takrat še naprej širi. Nihče ni povsem prepričan, kako obsežno je v resnici Vesolje, in nihče ni povsem prepričan, kako se bo vse končalo. Toda nenehne raziskave in študije so nas v času človeške zgodovine naučile veliko.

Opredelitev:

Izraz 'vesolje' izhaja iz latinske besede 'universum', ki so jo uporabljali rimski državnik Ciceron in kasnejši rimski avtorji za označevanje sveta in kozmosa, kot so ga poznali. Sestavljala je Zemljo in vsa živa bitja, ki so na njej prebivala, pa tudi Luno, Sonce, takrat znani planeti (Merkur, Venera, Mars, Jupiter, Saturn) in zvezde.

Osvetljena ilustracija ptolemajevskega geocentričnega pojmovanja vesolja portugalskega kozmografa in kartografa Bartolomeuja Velha (?-1568) v svojem delu Cosmographia (1568). Zasluge: Bibilotèque Nationale de France, Pariz



Izraz 'kozmos' se pogosto uporablja zamenljivo z vesoljem. Izhaja iz grške besedekozmos, kar dobesedno pomeni 'svet'. Druge besede, ki se običajno uporabljajo za opredelitev celote obstoja, vključujejo 'narava' (izpeljano iz germanske besedenarave) in angleško besedo »vse«, ki jo uporabljamo v znanstveni terminologiji – tj. Teorija Vsega ' (PRST NA NOGI).

Danes se ta izraz pogosto uporablja za označevanje vseh stvari, ki obstajajo v znanem vesolju – Osončja, Rimske ceste ter vseh znanih galaksij in nadgradenj. V kontekstu sodobne znanosti, astronomije in astrofizike se nanaša tudi na ves prostor-čas, vse oblike energije (tj. elektromagnetno sevanje in snov) in fizikalne zakone, ki jih vežejo.



Izvor vesolja:

Trenutno znanstveno soglasje je, da se je vesolje razširilo iz točke super visoke gostote snovi in ​​energije pred približno 13,8 milijarde let. Ta teorija, znana kot Teorija velikega poka , ni edini kozmološki model za razlago nastanka vesolja in njegovega razvoja – obstaja npr. Teorija stabilnega stanja ali Teorija nihajnega vesolja .

Vendar pa je najbolj razširjena in priljubljena. To je posledica dejstva, da lahko samo teorija velikega poka razloži izvor vse znane snovi, zakone fizike in obsežno strukturo vesolja. Obračunava tudi širjenje Vesolja, obstoj Kozmično mikrovalovno ozadje in širok spekter drugih pojavov.

Ilustracija teorije velikega poka

Teorija velikega poka: Zgodovina vesolja, ki se začne od singularnosti in se od takrat širi. Zasluge: grandunificationtheory.com

Ko delajo nazaj od trenutnega stanja vesolja, so znanstveniki teoretizirali, da je moralo izvirati iz ene same točke neskončne gostote in končnega časa, ki se je začel širiti. Po začetni širitvi teorija trdi, da se je Vesolje dovolj ohladilo, da je omogočilo nastanek subatomskih delcev in pozneje preprostih atomov. Ogromni oblaki teh prvotnih elementov so se kasneje združili z gravitacijo v zvezde in galaksije.



Vse to se je začelo pred približno 13,8 milijarde let in se tako šteje za starost vesolja. S preizkušanjem teoretičnih načel, eksperimentov, ki vključujejo pospeševalnike delcev in visokoenergetskih stanj, ter astronomskih študij, ki so opazovale globoko vesolje, so znanstveniki zgradili časovnico dogodkov, ki so se začeli z Velikim pokom in so privedli do sedanjega stanja kozmične evolucije. .

Vendar pa najzgodnejši časi vesolja - trajajo od približno 10-43do 10-enajstsekund po velikem poku – so predmet obsežnih špekulacij. Glede na to, da zakoni fizike, kot jih poznamo, v tem času ne bi mogli obstajati, je težko razumeti, kako bi lahko vladalo vesolje. Še več, eksperimenti, ki lahko ustvarijo vrste vpletenih energij, so v povojih.

Kljub temu prevladujejo številne teorije o tem, kaj se je zgodilo v tem začetnem trenutku, od katerih so mnoge združljive. V skladu z mnogimi od teh teorij je trenutek po velikem poku mogoče razdeliti na naslednja časovna obdobja: epoha singularnosti, epoha inflacije in epoha ohlajanja.

Znan tudi kot Planckova epoha (ali Planckova doba), je bila epoha singularnosti najzgodnejše znano obdobje vesolja. V tem času je bila vsa snov zgoščena na eni točki neskončne gostote in ekstremne toplote. V tem obdobju se verjame, da so kvantni učinki gravitacije prevladovali v fizičnih interakcijah in da nobena druga fizična sila ni imela enake moči kot gravitacija.

To Planckovo časovno obdobje se razteza od točke 0 do približno 10-43sekundah in je tako poimenovana, ker se lahko meri samo v Planckovem času. Zaradi izjemne toplote in gostote snovi je bilo stanje vesolja zelo nestabilno. Tako se je začela širiti in ohlajati, kar je vodilo do manifestacije temeljnih sil fizike. Od približno 10-43drugi in 10-36, je Vesolje začelo prečkati prehodne temperature.

Tu se domneva, da so se temeljne sile, ki vladajo vesolju, začele ločevati druga od druge. Prvi korak pri tem je bila sila gravitacije, ki se je ločila od merilnih sil, ki predstavljajo močne in šibke jedrske sile in elektromagnetizem. Nato od 10-36do 10-32sekund po velikem poku je bila temperatura vesolja dovolj nizka (1028K) da sta se lahko ločila tudi elektromagnetizem in šibka jedrska sila.

Z nastankom prvih temeljnih sil vesolja se je začela epoha inflacije, ki je trajala od 10.-32sekund v Planckovem času do neznane točke. Večina kozmoloških modelov kaže, da je bilo vesolje na tej točki homogeno napolnjeno z visoko energijsko gostoto in da so neverjetno visoke temperature in tlak povzročile hitro širjenje in ohlajanje.

To se je začelo ob 10-37sekundah, kjer je fazni prehod, ki je povzročil ločitev sil, pripeljal tudi do obdobja, ko je Vesolje eksponentno raslo. V tem času je prišlo tudi do bariogeneze, ki se nanaša na hipotetični dogodek, kjer so bile temperature tako visoke, da so se naključna gibanja delcev zgodila pri relativističnih hitrostih.

Kot rezultat tega so se v trkih nenehno ustvarjali in uničevali pari delec-antidelec vseh vrst, kar naj bi privedlo do prevlade materije nad antimaterijo v sedanjem vesolju. Po prenehanju inflacije je bilo vesolje sestavljeno iz kvark-gluonske plazme, pa tudi iz vseh drugih elementarnih delcev. Od te točke naprej se je vesolje začelo ohlajati in snov se je združila in oblikovala.

Ko se je gostota in temperatura vesolja še naprej zmanjševala, se je začela epoha ohlajanja. Za to je bilo značilno, da se energija delcev zmanjšuje in fazni prehodi nadaljujejo, dokler se temeljne sile fizike in elementarni delci ne spremenijo v sedanjo obliko. Ker bi energije delcev padle na vrednosti, ki jih je mogoče dobiti s poskusi fizike delcev, je o tem obdobju naprej manj špekulacij.

Na primer, znanstveniki verjamejo, da jih je približno 10-enajstsekund po velikem poku se je energija delcev močno zmanjšala. Pri približno 10-6sekund, so kvarki in gluoni združeni v barione, kot so protoni in nevtroni, in majhen presežek kvarkov nad antikvarki je povzročil majhen presežek barionov nad antibarioni.

Ker temperature niso bile dovolj visoke, da bi ustvarile nove pare proton-antiproton (ali pare nevtron-anitnevtron), je takoj sledila množična anihilacija, tako da je ostal le eden od 10.10izvirnih protonov in nevtronov in nobenega od njihovih antidelcev. Podoben proces se je zgodil približno 1 sekundo po velikem poku za elektrone in pozitrone.

Po teh uničenjih se preostali protoni, nevtroni in elektroni niso več premikali relativistično in v energijski gostoti vesolja so prevladovali fotoni – in v manjši meri nevtrini. Nekaj ​​minut po širitvi se je začelo tudi obdobje, znano kot nukleosinteza velikega poka.

Zahvaljujoč temperaturam, ki so padle na 1 milijardo kelvinov, in energijski gostoti, ki je padla na približno ekvivalent zraka, so se nevtroni in protoni začeli združevati in tvoriti prvi devterij (stabilen izotop vodika) in helijev atom v vesolju. Vendar pa je večina protonov v vesolju ostala nepovezana kot vodikova jedra.

Po približno 379.000 letih so se elektroni združili s temi jedri in tvorili atome (spet večinoma vodik), medtem ko se je sevanje ločilo od snovi in ​​se še naprej širilo skozi vesolje, večinoma neovirano. Zdaj je znano, da je to sevanje tisto, kar sestavlja Kozmično mikrovalovno ozadje (CMB), ki je danes najstarejša luč v vesolju.

Ko se je CMB razširil, je postopoma izgubljal gostoto in energijo ter trenutno ocenjuje, da ima temperaturo 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 °C/-454,763 °F) in energijsko gostoto 0,25 eV/cm3(ali 4,005×10-14J/m3; 400–500 fotonov/cm3). CMB je mogoče videti v vseh smereh na razdalji približno 13,8 milijarde svetlobnih let, a ocene njegove dejanske razdalje ga postavljajo na približno 46 milijard svetlobnih let od središča vesolja.

Razvoj vesolja:

V nekaj milijardah let, ki so sledila, so se nekoliko gostejša področja snovi vesolja (ki je bila skoraj enakomerno porazdeljena) začela gravitacijsko privlačiti drug k drugemu. Zato so se še bolj zgostile in tvorile plinske oblake, zvezde, galaksije in druge astronomske strukture, ki jih danes redno opazujemo.

To je tisto, kar je znano kot epoha strukture, saj se je v tem času začelo oblikovati sodobno vesolje. To je bilo sestavljeno iz vidne snovi, razporejene v strukturah različnih velikosti (tj. zvezde in planeti do galaksij, kopice galaksij in super kopice), kjer je snov koncentrirana in ki so ločene z ogromnimi zalivi, ki vsebujejo nekaj galaksij.

Podrobnosti tega procesa so odvisne od količine in vrste snovi v vesolju. Hladna temna snov, topla temna snov, vroča temna snov in barionska snov so štiri predlagane vrste. Vendar pa je Lambda-hladna temna snov model (Lambda-CDM), pri katerem se delci temne snovi premikajo počasi v primerjavi s svetlobno hitrostjo, velja za standardni model kozmologije Velikega poka, saj najbolje ustreza razpoložljivim podatkom.

V tem modelu ocenjujejo, da hladna temna snov predstavlja približno 23 % snovi/energije vesolja, medtem ko barionska snov predstavlja približno 4,6 %. Lambda se nanaša na Kozmološka konstanta , teorijo, ki jo je prvotno predlagal Albert Einstein ki je poskušal pokazati, da ravnotežje mase in energije v vesolju ostaja statično.

V tem primeru je povezan z temna energija , ki je pospeševal širjenje vesolja in ohranjal njegovo obsežno strukturo večinoma enotno. Obstoj temne energije temelji na več vrsticah dokazov, ki kažejo, da je vesolje prežeto z njo. Na podlagi opazovanj se ocenjuje, da je 73 % Vesolja sestavljeno iz te energije.

V najzgodnejših fazah vesolja, ko je bila vsa barionska snov bližje vesolju, je prevladovala gravitacija. Vendar pa je po milijardah let širjenja naraščajoče število temne energije pripeljalo do tega, da je začela prevladovati v interakcijah med galaksijami. To je sprožilo pospešek, ki je znan kot epoha kozmičnega pospeševanja.

Kdaj se je to obdobje začelo, je predmet razprave, vendar se ocenjuje, da se je začelo približno 8,8 milijarde let po velikem poku (pred 5 milijardami let). Kozmologi se zanašajo na kvantno mehaniko in Einsteinovo splošno relativnost, da bi opisali proces kozmične evolucije, ki se je zgodil v tem obdobju in kadar koli po inflacijski epohi.

S strogim postopkom opazovanj in modeliranja so znanstveniki ugotovili, da je to evolucijsko obdobje v skladu z Einsteinovimi enačbami polja, čeprav resnična narava temne energije ostaja navidezna. Še več, ni dobro podprtih modelov, ki bi lahko določili, kaj se je dogajalo v vesolju pred obdobjem pred 10.-petnajstsekund po velikem poku.

Vendar pa poskušajo nenehni eksperimenti z uporabo CERN-ovega velikega hadronskega trkalnika (LHC) poustvariti energijske pogoje, ki bi obstajali med Velikim pokom, ki naj bi razkril tudi fiziko, ki presega področje Standardni model .

Vsak preboj na tem področju bo verjetno vodil do enotne teorije kvantne gravitacije, kjer bodo znanstveniki končno lahko razumeli, kako gravitacija sodeluje s tremi drugimi temeljnimi silami fizike – elektromagnetizmom, šibko jedrsko silo in močno jedrsko silo. To pa nam bo pomagalo razumeti, kaj se je v resnici zgodilo v najzgodnejših obdobjih vesolja.

Struktura vesolja:

Dejanska velikost, oblika in obsežna struktura vesolja so bili predmet stalnih raziskav. Medtem ko je najstarejša svetloba v vesolju, ki jo lahko opazujemo, oddaljena 13,8 milijarde svetlobnih let (CMB), to ni dejanski obseg vesolja. Glede na to, da se vesolje širi milijardo let in pri hitrostih, ki presegajo svetlobno hitrost, dejanska meja sega daleč preko tega, kar lahko vidimo.

Naši trenutni kozmološki modeli kažejo, da vesolje meri približno 91 milijard svetlobnih let (28 milijard parsekov) v premeru. Z drugimi besedami, opazovano vesolje sega navzven od našega Osončja na razdaljo približno 46 milijard svetlobnih let v vse smeri. Glede na to, da rob vesolja ni opazen, še ni jasno, ali ima vesolje res rob. Kolikor vemo, traja večno!

Diagram, ki prikazuje vesolje Lambda-CBR, od velikega poka do sedanje dobe. Zasluge: Alex Mittelmann/Coldcreation

Znotraj opaznega vesolja je snov razporejena na zelo strukturiran način. Znotraj galaksij je to sestavljeno iz velikih koncentracij – to so planeti, zvezde in meglice – prepredene z velikimi območji praznega prostora (t.j. medplanetarni prostor in medzvezdni medij).

Stvari so v večji meri enake, pri čemer so galaksije ločene z prostorninami, napolnjenimi s plinom in prahom. V največjem obsegu, kjer obstajajo kopice in superjate galaksij, imate tanko mrežo velikih struktur, sestavljenih iz gostih filamentov snovi in ​​velikanskih kozmičnih praznin.

V smislu svojega obliko , prostor-čas lahko obstaja v eni od treh možnih konfiguracij – pozitivno ukrivljeno, negativno ukrivljeno in ravno. Te možnosti temeljijo na obstoju vsaj štirih dimenzij prostor-časa (koordinata x, y-koordinata, z-koordinata in čas) in so odvisne od narave kozmičnega širjenja in od tega, ali je vesolje ali ne. je končna ali neskončna.

Pozitivno ukrivljeno (ali zaprto) vesolje bi spominjalo na štiridimenzionalno kroglo, ki bi bila v prostoru končna in brez vidnega roba. Negativno ukrivljeno (ali odprto) vesolje bi bilo videti kot štiridimenzionalno 'sedlo' in ne bi imelo meja v prostoru ali času.

Različne možne oblike opaznega vesolja – kjer je gostota mase/energije previsoka; prenizko – ali ravno prav, tako da tista evklidska geometrija, kjer trije koti triable seštejejo 180 stopinj. Zasluge: Wikipedia Commons

V prejšnjem scenariju bi se moralo vesolje prenehati širiti zaradi prevelike količine energije. V slednjem bi vseboval premalo energije, da bi se sploh nehal širiti. V tretjem in zadnjem scenariju – ravno vesolje – bi obstajala kritična količina energije in njeno širjenje bi se ustavilo šele po neskončnem času.

Usoda vesolja:

Hipoteza, da ima vesolje izhodišče, seveda povzroča vprašanja o možni končni točki. Če se je vesolje začelo kot drobna točka neskončne gostote, ki se je začela širiti, ali to pomeni, da se bo še naprej širilo v nedogled? Ali pa ji bo nekega dne zmanjkalo ekspanzivne sile in se bo začel umikati navznoter, dokler se vsa snov ne strdi nazaj v drobno kroglico?

Odgovor na to vprašanje je bil v središču pozornosti kozmologov, vse odkar se je začela razprava o tem, kateri model vesolja je pravi. S sprejetjem teorije velikega poka, vendar pred opazovanjem temne energije v devetdesetih letih prejšnjega stoletja, so se kozmologi dogovorili o dveh scenarijih, ki sta najverjetnejša izida za naše vesolje.

V prvem, splošno znanem scenariju 'velikega krčka', bo vesolje doseglo največjo velikost in se nato začelo zrušiti vase. To bo mogoče le, če bo masna gostota Vesolja večja od kritične gostote. Z drugimi besedami, dokler gostota snovi ostane pri določeni vrednosti ali nad njo (1-3 × 10-26kg snovi na m³), ​​se bo vesolje sčasoma skrčilo.

Alternativno, če bi bila gostota v vesolju enaka ali pod kritično gostoto, bi se širitev upočasnila, vendar se nikoli ne bi ustavila. V tem scenariju, znanem kot 'velika zamrznitev', bi se vesolje nadaljevalo, dokler nastajanje zvezd sčasoma ne bi prenehalo s porabo vsega medzvezdnega plina v vsaki galaksiji. Medtem bi vse obstoječe zvezde izgorele in postale bele pritlikavke, nevtronske zvezde in črne luknje.

Zelo postopoma bi trki med temi črnimi luknjami povzročili kopičenje mase v vse večje in večje črne luknje. Povprečna temperatura vesolja bi se približala absolutni ničli in črne luknje bi izhlapele, ko bi oddale zadnje Hawkingovo sevanje. Končno bi se entropija vesolja povečala do točke, ko iz njega ne bi bilo mogoče izločiti nobene organizirane oblike energije (scenarij, znan kot 'toplotna smrt').

Sodobna opazovanja, ki vključujejo obstoj temne energije in njen vpliv na kozmično širjenje, so pripeljala do zaključka, da bo vedno več trenutno vidnega Vesolja prešlo izven našega obzorja dogodkov (tj. CMB, rob tega, kar lahko vidimo). in nam postanejo nevidni. Končni rezultat tega trenutno ni znan, vendar se 'vročinska smrt' šteje tudi za verjetno končno točko v tem scenariju.

Druge razlage temne energije, imenovane teorije fantomske energije, kažejo, da bodo na koncu galaksične kopice, zvezde, planeti, atomi, jedra in sama snov raztrgana zaradi vedno večje širitve. Ta scenarij je znan kot »Veliki razpok«, v katerem bo širitev vesolja sčasoma njegova poguba.

Zgodovina študija:

Strogo gledano, človeška bitja razmišljajo in preučujejo naravo vesolja že od prazgodovine. Kot taki so bili najzgodnejši pripovedi o tem, kako je nastalo vesolje, mitološke narave in so se ustno prenašali iz ene generacije v drugo. V teh zgodbah se je svet, prostor, čas in vse življenje začelo z dogodkom stvarjenja, kjer so bili Bog ali bogovi odgovorni za ustvarjanje vsega.

Astronomija se je začela pojavljati tudi kot področje študija v času starih Babilonov. Sistemi ozvezdij in astrološki koledarji, ki so jih pripravili babilonski učenjaki že v 2. tisočletju pred našim štetjem, so še tisoče let pred našim štetjem seznanjali s kozmološkimi in astrološkimi tradicijami kultur.

V klasični antiki se je začela pojavljati ideja o vesolju, ki so ga narekovali fizikalni zakoni. Med grškimi in indijskimi učenjaki so razlage stvarstva začele postajati filozofske narave, pri čemer so poudarjali vzrok in posledico in ne božansko delovanje. Najstarejši primeri vključujejo Thalesa in Anaksimanderja, dva predsokratska grška učenjaka, ki sta trdila, da je vse rojeno iz primordialne oblike materije.

Do 5. stoletja pred našim štetjem je predsokratski filozof Empedokle postal prvi zahodni učenjak, ki je predlagal Vesolje, sestavljeno iz štirih elementov – zemlje, zraka, vode in ognja. Ta filozofija je postala zelo priljubljena v zahodnih krogih in je bila podobna kitajskemu sistemu petih elementov – kovine, lesa, vode, ognja in zemlje –, ki se je pojavil približno v istem času.

Zgodnja atomska teorija je trdila, da imajo različni materiali različno oblikovane atome. Zasluge: github.com

Šele Demokrit, grški filozof iz 5./4. stoletja pred našim štetjem, je bil predlagan Vesolje, sestavljeno iz nedeljivih delcev (atomov). Indijski filozof Kanada (ki je živel v 6. ali 2. stoletju pred našim štetjem) je to filozofijo popeljal dlje in predlagal, da sta svetloba in toplota ista snov v različni obliki. Budistični filozof Dignana iz 5. stoletja našega štetja je to vzel še dlje in predlagal, da je vsa snov sestavljena iz energije.

Pojem končnega časa je bil tudi ključna značilnost abrahamskih religij – judovstva, krščanstva in islama. Morda je navdihnjeno z zoroastrijskim konceptom sodnega dneva, prepričanje, da ima vesolje začetek in konec, se je nadaljevalo z zahodnimi koncepti kozmologije vse do današnjih dni.

Med 2. tisočletjem pred našim štetjem in 2. stoletjem pred našim štetjem sta se astronomija in astrologija še naprej razvijali in razvijali. Poleg spremljanja pravilnega gibanja planetov in gibanja ozvezdij skozi Zodiak so grški astronomi artikulirali tudi geocentrični model vesolja, kjer se Sonce, planeti in zvezde vrtijo okoli Zemlje.

Te tradicije so najbolje opisane v matematični in astronomski razpravi iz 2. stoletja našega štetja Almagest , ki ga je napisal grško-egipčanski astronom Klavdij Ptolemej (alias. Ptolemej). To razpravo in kozmološki model, ki ga je zagovarjal, bi srednjeveški evropski in islamski učenjaki šteli za kanon za več kot tisoč let.

Primerjava geocentričnega in heliocentričnega modela vesolja. Zasluge: history.ucsb.edu

Toda že pred znanstveno revolucijo (ok. 16. do 18. stoletja) so bili astronomi, ki so predlagali heliocentrični model vesolja – kjer se Zemlja, planeti in zvezde vrtijo okoli Sonca. Med njimi sta bila grški astronom Aristarh iz Samosa (približno 310–230 pr.n.št.) ter helenistični astronom in filozof Selevk iz Selevcije (190–150 pr.n.št.).

V srednjem veku so indijski, perzijski in arabski filozofi in učenjaki ohranjali in širili klasično astronomijo. Poleg tega, da so Ptolemajeve in nearistotelove ideje ohranili pri življenju, so predlagali tudi revolucionarne ideje, kot je vrtenje Zemlje. Nekateri učenjaki – kot sta indijski astronom Aryabhata in perzijska astronoma Albumasar in Al-Sijzi – so celo razvili napredne različice heliocentričnega vesolja.

Do 16. stoletja, Nikolaj Kopernik predlagal najbolj popoln koncept heliocentričnega vesolja z reševanjem dolgotrajnih matematičnih problemov s teorijo. Njegove ideje so bile prvič izražene v 40-stranskem rokopisu z naslovom Commentariolus (»Mali komentar«), ki opisuje heliocentrični model, ki temelji na sedmih splošnih načelih. Teh sedem načel pravi, da:

  1. Vsa nebesna telesa se ne vrtijo okoli ene točke
  2. Središče Zemlje je središče lunine krogle - orbita lune okoli Zemlje; vse krogle se vrtijo okoli Sonca, ki je blizu središča vesolja
  3. Razdalja med Zemljo in Soncem je nepomemben del razdalje od Zemlje in Sonca do zvezd, zato paralakse pri zvezdah ne opazimo.
  4. Zvezde so nepremične – njihovo navidezno dnevno gibanje je posledica dnevne rotacije Zemlje
  5. Zemlja se giblje v krogli okoli Sonca, kar povzroča navidezno letno selitev Sonca
  6. Zemlja ima več kot eno gibanje
  7. Zemljino orbitalno gibanje okoli Sonca povzroči navidezno obratno smer gibanja planetov.

Frontispis in naslovna stran Dialoga, 1632. Zasluge: moro.imss.fi.it

Bolj izčrpna obravnava njegovih idej je bila objavljena leta 1532, ko je Kopernik dokončal svoj magnum opus – Kopernik (O revolucijah nebeških sfer).V njem je predstavil svojih sedem glavnih argumentov, vendar v bolj podrobni obliki in s podrobnimi izračuni, ki bi jih podprli. Zaradi strahu pred preganjanjem in negativnim odzivom ta zvezek ni izšel do njegove smrti leta 1542.

Njegove ideje bi še dodatno izpopolnili matematiki, astronomi in izumitelji iz 16./17. Galileo Galilei . Z uporabo teleskopa, ki ga je ustvaril, je Galileo naredil posneta opazovanja Lune, Sonca in Jupitra, kar je pokazalo pomanjkljivosti geocentričnega modela vesolja, hkrati pa je prikazal notranjo doslednost Kopernikanskega modela.

Njegova opažanja so bila objavljena v več različnih zvezkih v začetku 17. stoletja. Njegova opazovanja lunine površine s kraterji ter opazovanja Jupitra in njegovih največjih lun so bila leta 1610 podrobno opisana z njegovim Zvezdni Messenger (Zvezdni sel), medtem ko so bila njegova opazovanja sončne pege, so bile opisane vNa pegah, opazovanih na soncu(1610).

Galileo je zapisal tudi svoja opažanja o mlečna cesta vZvezdni sel, za katerega se je prej verjelo, da je meglica. Namesto tega je Galileo ugotovil, da je šlo za množico zvezd, ki so tako gosto zložene skupaj, da se je od daleč zdelo, da so videti kot oblaki, vendar so bile v resnici zvezde, ki so bile veliko dlje, kot se je prej mislilo.

Leta 1632 je Galileo končno obravnaval »Veliko razpravo« v svoji razpravi Dialog o dveh največjih sistemih sveta (Dialog o dveh glavnih svetovnih sistemih), v katerem je zagovarjal heliocentrični model pred geocentričnim. Z uporabo lastnih teleskopskih opazovanj, sodobne fizike in stroge logike so Galilejevi argumenti dejansko spodkopali osnovo Aristotelovega in Ptolemejevega sistema za rastoče in dovzetno občinstvo.

Johannes Kepler je s svojo teorijo o eliptičnih orbitah planetov še napredoval model. V kombinaciji z natančnimi tabelami, ki so napovedovale položaje planetov, je bil kopernikanski model učinkovito dokazan. Od sredine sedemnajstega stoletja dalje je bilo malo astronomov, ki niso bili kopernikanci.

Naslednji velik prispevek je prišel iz Sir Isaac Newton (1642/43 – 1727), ki dela z Keplerjevi zakoni gibanja planetov ga je pripeljal do razvoja svoje teorije univerzalne gravitacije. Leta 1687 je objavil svojo znamenito razpravo Matematični principi naravne filozofije (»Mathematical Principles of Natural Philosophy«), ki je podrobno opisal njegovo Trije zakoni gibanja . Ti zakoni določajo, da:

  1. Ko ga gledamo v inercialnem referenčnem sistemu, predmet bodisi miruje ali pa se še naprej giblje s konstantno hitrostjo, razen če nanj deluje zunanja sila.
  2. Vektorska vsota zunanjih sil (F) na predmet je enaka masi (m)tega predmeta, pomnoženega z vektorjem pospeška (a) predmeta. V matematični obliki je to izraženo kot: F=mdo
  3. Ko eno telo deluje s silo na drugo telo, drugo telo hkrati deluje s silo, ki je enaka po velikosti in nasprotna smeri na prvo telo.

Animirani diagram, ki prikazuje razmik planetov Osončja, nenavadno tesno razporejene orbite šestih najbolj oddaljenih KBO in možni 'Planet 9'. Zasluge: Caltech/nagualdesign

Ti zakoni skupaj opisujejo razmerje med katerim koli predmetom, silami, ki delujejo nanj, in posledičnim gibanjem ter tako postavljajo temelje za klasično mehaniko. Zakoni so prav tako omogočili Newtonu, da je izračunal maso vsakega planeta, izračunal sploščenost Zemlje na polih in izboklino na ekvatorju ter kako gravitacijski vlek Sonca in Lune ustvarja zemeljske plime.

Njegova metoda geometrijske analize, podobna računanju, je lahko upoštevala tudi hitrost zvoka v zraku (na podlagi Boyleov zakon ), precesija enakonočja – za katero je pokazal, da je posledica gravitacijske privlačnosti Lune na Zemljo – in določajo orbite kometov. Ta zvezek bi močno vplival na znanosti, njegova načela pa bodo ostala kanon naslednjih 200 let.

Drugo veliko odkritje se je zgodilo leta 1755, ko je Immanuel Kant predlagal, da je Rimska cesta velika zbirka zvezd, ki jih drži medsebojna gravitacija. Tako kot Osončje bi se ta zbirka zvezd vrtela in sploščila kot disk, v njem pa bi bil vgrajen Osončje.

Astronom William Herschel je leta 1785 poskušal dejansko preslikati obliko Rimske ceste, vendar se ni zavedal, da so veliki deli galaksije zakriti s plinom in prahom, ki skrivata njeno pravo obliko. Naslednji velik preskok v preučevanju vesolja in zakonov, ki ga urejajo, je prišel šele v 20. stoletju z razvojem Einsteinovih teorij o Posebna in splošna relativnost .

Einsteinove prelomne teorije o prostoru in času (povzete preprosto kotE=mc²) so bili deloma rezultat njegovih poskusov, da bi Newtonove zakone mehanike razrešil z zakoni elektromagnetizma (kakor je značilno Maxwellove enačbe in Lorentzov zakon sile ). Sčasoma bi Einstein razrešil nedoslednost med tema dvema področma tako, da bi v svojem dokumentu iz leta 1905 predlagal posebno relativnost, 'O elektrodinamiki gibljivih teles'.

V bistvu je ta teorija navajala, da je hitrost svetlobe enaka v vseh inercialnih referenčnih okvirih. To je prekinilo predhodno veljavno soglasje, da bi svetlobo, ki potuje skozi premikajoči se medij, ta medij vlekel za seboj, kar je pomenilo, da je hitrost svetlobe vsota njene hitrosti.skozisrednja plus hitrostodtisti medij. Ta teorija je privedla do številnih vprašanj, ki so se pred Einsteinovo teorijo izkazala za nepremostljive.

Posebna relativnost ni le uskladila Maxwellove enačbe za elektriko in magnetizem z zakoni mehanike, ampak je tudi poenostavila matematične izračune z odpravo tujih razlag, ki so jih uporabljali drugi znanstveniki. Prav tako je obstoj medija popolnoma odveč, skladno z neposredno opazovano svetlobno hitrostjo in je upošteval opažene aberacije.

Med letoma 1907 in 1911 je Einstein začel razmišljati, kako bi lahko posebno relativnost uporabili na gravitacijskih poljih – kar bi postalo znano kot teorija splošne relativnosti. To je doseglo vrhunec leta 1911 z objavami 'O vplivu gravitacije na širjenje svetlobe«, v katerem je predvidel, da je čas sorazmeren glede na opazovalca  in odvisen od njihovega položaja v gravitacijskem polju.

Napredoval je tudi, kar je znano kot Načelo enakovrednosti , ki pravi, da je gravitacijska masa identična inercijski masi. Einstein je napovedal tudi pojav gravitacijske časovne dilatacije – kjer dva opazovalca, ki se nahajata na različnih razdaljah od gravitacijske mase, zaznata razliko v času med dvema dogodkoma. Še en velik izrast njegovih teorij je bil obstoj črnih lukenj in vesolja, ki se širi.

Leta 1915, nekaj mesecev po tem, ko je Einstein objavil svojo teorijo splošne relativnosti, je nemški fizik in astronom Karl Schwarzschild našel rešitev enačb Einsteinovega polja, ki opisujejo gravitacijsko polje točke in sferične mase. Ta rešitev, ki se zdaj imenuje Schwarzschildov polmer , opisuje točko, kjer je masa krogle tako stisnjena, da bi bila ubežna hitrost s površine enaka hitrosti svetlobe.

Leta 1931 je indijsko-ameriški astrofizik Subrahmanyan Chandrasekhar z uporabo posebne teorije relativnosti izračunal, da bi se nerotirajoče telo elektronsko degenerirane snovi nad določeno mejno maso sesedlo vase. Leta 1939 so se Robert Oppenheimer in drugi strinjali s Chandrasekharjevo analizo in trdili, da bi nevtronske zvezde nad predpisano mejo sesedle v črne luknje.

Druga posledica splošne relativnosti je bila napoved, da je vesolje bodisi v stanju širjenja ali krčenja. Leta 1929 je Edwin Hubble potrdil, da je bilo tako. Takrat se je zdelo, da je to ovrglo Einsteinovo teorijo o kozmološki konstanti, ki je bila sila, ki je »zadrževala gravitacijo«, da bi zagotovila, da je porazdelitev snovi v vesolju skozi čas ostala enotna.

V ta namen je Edwin Hubble z meritvami rdečega premika pokazal, da se galaksije odmikajo od Rimske ceste. Še več, pokazal je, da se zdi, da se galaksije, ki so bile dlje od Zemlje, hitreje umikajo – pojav, ki bo postal znan kot Hubblov zakon . Hubble je poskušal omejiti vrednost faktorja ekspanzije – ki ga je ocenil na 500 km/s na megaparsec prostora (ki je bil od takrat revidiran).

Leta 1931 je Georges Lemaitre, belgijski fizik in rimskokatoliški duhovnik, ubesedil idejo, ki bi povzročila Teorija velikega poka . Potem ko je neodvisno potrdil, da je Vesolje v stanju širjenja, je predlagal, da trenutna širitev vesolja pomeni, da se je oče vrnil v preteklost, manjše bi bilo Vesolje.

Z drugimi besedami, nekoč v preteklosti bi bila celotna masa vesolja osredotočena na eno točko. Ta odkritja so sprožila razpravo med fiziki v dvajsetih in tridesetih letih prejšnjega stoletja, pri čemer je večina zagovarjala, da je vesolje v stabilnem stanju (tj. Teorija stabilnega stanja ). V tem modelu se nova snov nenehno ustvarja, ko se vesolje širi, s čimer se ohranja enotnost in gostota snovi skozi čas.

Po drugi svetovni vojni je razprava med zagovorniki modela stabilnega stanja in zagovorniki teorije velikega poka, ki je postajala vse bolj priljubljena, prišla na vrh. Sčasoma so opazovalni dokazi začeli dati prednost velikemu poku pred stabilnim stanjem, kar je vključevalo odkritje in potrditev CMB leta 1965. Od takrat so astronomi in kozmologi poskušali rešiti teoretične probleme, ki izhajajo iz tega modela.

V šestdesetih letih 20. stoletja je npr. Temna snov (prvotno ga je leta 1932 predlagal Jan Oort) je bil predlagan kot razlaga za navidezno 'manjkajočo maso' vesolja. Poleg tega dokumenti, ki jih je predložil Stephen Hawking in drugi fiziki so pokazali, da so bile singularnosti neizogiben začetni pogoj splošne relativnosti in kozmološki model velikega poka.

Leta 1981 je fizik Alan Guth teoretiziral obdobje hitre kozmične ekspanzije (tudi epoha 'inflacije'), ki je rešilo druge teoretične probleme. V devetdesetih letih prejšnjega stoletja je prišlo tudi do porasta Temna energija kot poskus reševanja odprtih vprašanj v kozmologiji. Poleg zagotavljanja razlage glede manjkajoče mase vesolja (skupaj z Temna snov ) je tudi pojasnilo, zakaj se Vesolje še vedno pospešuje, in ponudilo resolucijo Einsteinove kozmološke konstante.

Pomemben napredek je bil dosežen pri našem preučevanju vesolja zahvaljujoč napredku na področju teleskopov, satelitov in računalniških simulacij. To je omogočilo astronomom in kozmologom, da vidijo dlje v vesolje (in s tem dlje v preteklost). To jim je posledično pomagalo bolje razumeti njegovo pravo starost in narediti natančnejše izračune gostote snovi in ​​energije.

Uvedba vesoljskih teleskopov – kot je npr Cosmic Background Explorer (COBE), Vesoljski teleskop Hubble , Wilkinsonova mikrovalovna anizotropna sonda (WMAP) in Observatorij Planck – je imela tudi neizmerno vrednost. Ti niso omogočili le globljega pogleda na kozmos, ampak so omogočili astronomom, da testirajo teoretične modele do opazovanj.

Ilustracija globine, s katero je Hubble slikal galaksije v prejšnjih pobudah Deep Field, v enotah Age of the Universe. Zasluge: NASA in A. Feild (STScI)

Na primer, v junija 2016 , je NASA objavila ugotovitve, ki kažejo, da se Vesolje širi še hitreje, kot so mislili. Na podlagi novih podatkov vesoljskega teleskopa Hubble (ki so jih nato primerjali s podatki iz WMAP in Planckovega observatorija) se je izkazalo, da je bila Hubblova konstanta za 5 % do 9 % večja od pričakovane.

Teleskopi naslednje generacije, kot je Vesoljski teleskop James Webb (JWST) in zemeljski teleskopi, kot je Izjemno velik teleskop (ELT) naj bi v prihodnjih letih in desetletjih omogočila dodatne preboje v našem razumevanju vesolja.

Brez dvoma je vesolje onkraj naših misli. Naše najboljše ocene pravijo, da je nepojmljivo ogromen, a kolikor vemo, bi se lahko razširil v neskončnost. Še več, njegove starosti je skoraj nemogoče razmišljati v strogo človeških terminih. Navsezadnje je naše razumevanje tega nič manj kot rezultat tisočletnega nenehnega in postopnega preučevanja.

In kljub temu smo šele začeli praskati površino velike enigme, da je to Vesolje. Morda bomo nekega dne lahko videli njegov rob (ob predpostavki, da ga ima) in lahko rešili najbolj temeljna vprašanja o medsebojnem delovanju vseh stvari v vesolju. Do takrat lahko samo merimo tisto, česar ne vemo, s tem, kar počnemo, in še naprej raziskujemo!

Za pospešitev vaše poti je tukaj seznam tem, za katere upamo, da vam bodo všeč, in ki bodo odgovorili na vaša vprašanja. Vso srečo pri raziskovanju!

Nadaljnje branje:

Viri: