UNIVERSET

Send

Hvad er universet? Det er et meget belastet spørgsmål! Uanset hvilken vinkel man tog for at besvare det spørgsmål, kunne man bruge år på at besvare det spørgsmål og stadig knap ridse overfladen. Med hensyn til tid og rum er den ufatteligt stor (og muligvis endda uendelig) og utroligt gammel efter menneskelige standarder. Det er derfor en monumental opgave at beskrive det i detaljer. Men vi her i Space Magazine er fast besluttet på at prøve!

Så hvad er universet? Det korte svar er, at det er summen af al eksistens. Det er helheden af tid, rum, stof og energi, der begyndte at udvide for ca. 13,8 milliarder år siden og er fortsat med at udvide siden. Ingen er helt sikker på, hvor omfattende universet virkelig er, og ingen er helt sikker på, hvordan det hele vil ende. Men igangværende forskning og undersøgelse har lært os en hel del i løbet af menneskets historie.

Definition:

Udtrykket "universet" stammer fra det latinske ord "universum", som blev brugt af den romerske statsmand Cicero og senere romerske forfattere til at henvise til verden og kosmos, som de kendte det. Dette bestod af Jorden og alle levende væsener, der boede deri, samt Månen, Solen, de daværende kendte planeter (Merkur, Venus, Mars, Jupiter, Saturn) og stjernerne.

Udtrykket “kosmos” bruges ofte om hverandre med universet. Det stammer fra det græske ord Kosmos, der bogstaveligt talt betyder ”verden”. Andre ord, der ofte bruges til at definere hele eksistensen, inkluderer “Natur” (afledt af det germanske ord natur) og det engelske ord "alt", hvem der kan bruges kan ses i videnskabelig terminologi - dvs. "Theory Of Everything" (TOE).

I dag bruges dette udtryk ofte til at henvise til alle ting, der findes i det kendte univers - solsystemet, Mælkevejen og alle kendte galakser og overbygninger. I forbindelse med moderne videnskab, astronomi og astrofysik henviser det også til al rumtid, alle former for energi (dvs. elektromagnetisk stråling og stof) og de fysiske love, der binder dem.

Universets oprindelse:

Den nuværende videnskabelige konsensus er, at universet ekspanderede fra et punkt med superhøj stof og energitetthed for ca. 13,8 milliarder år siden. Denne teori, kendt som Big Bang Theory, er ikke den eneste kosmologiske model til at forklare universets oprindelse og dens udvikling - for eksempel er der Steady State Theory eller Oscillating Universe Theory.

Det er dog den mest accepterede og populære. Dette skyldes det faktum, at Big Bang-teorien alene er i stand til at forklare oprindelsen af al kendt stof, fysikkens love og universets store skala. Det redegør også for udvidelsen af universet, eksistensen af den kosmiske mikrobølgebakgrund og en lang række andre fænomener.

Arbejder bagud fra universets nuværende tilstand har videnskabsfolk teoretiseret, at det må have stammet på et enkelt punkt med uendelig tæthed og begrænset tid, der begyndte at udvide. Efter den første udvidelse fastholder teorien, at Universet afkøles tilstrækkeligt til at muliggøre dannelse af subatomære partikler og senere enkle atomer. Gigantiske skyer af disse oprindelige elementer sammenkøles senere gennem tyngdekraften for at danne stjerner og galakser.

Alt dette begyndte for ca. 13,8 milliarder år siden og betragtes således som universets alder. Gennem testning af teoretiske principper, eksperimenter, der involverer partikelacceleratorer og højenergistater, og astronomiske undersøgelser, der har observeret det dybe univers, har forskere konstrueret en tidslinje af begivenheder, der begyndte med Big Bang og har ført til den nuværende tilstand af kosmisk udvikling .

Universets tidligste tider - der varer imidlertid fra ca. 10^-43 til 10^-11 sekunder efter Big Bang - er genstand for omfattende spekulationer. I betragtning af at fysiklovene, som vi kender dem, ikke kunne have eksisteret på dette tidspunkt, er det vanskeligt at forstå, hvordan universet kunne have været styret. Hvad der mere er, eksperimenter, der kan skabe de slags energier, der er involveret, er i deres barndom.

Der er stadig mange teorier om, hvad der fandt sted i dette første øjeblik, hvoraf mange er forenelige. I overensstemmelse med mange af disse teorier kan øjeblikket efter Big Bang opdeles i de følgende tidsperioder: Singularitetsepoken, inflationsepoken og den afkølende epoke.

Også kendt som Planck Epoch (eller Planck Era), Singularity Epoch var den tidligste kendte periode i universet. På dette tidspunkt blev alt stof kondenseret på et enkelt punkt med uendelig tæthed og ekstrem varme. I denne periode antages det, at de kvantevirkninger af tyngdekraften dominerede fysiske interaktioner, og at ingen andre fysiske kræfter var af samme styrke som tyngdekraften.

Denne Planck-periode strækker sig fra punkt 0 til cirka 10^-43sekunder, og er så navngivet, fordi det kun kan måles i Planck-tid. På grund af den ekstreme varme og densitet af stof, var universets tilstand meget ustabil. Det begyndte således at udvide sig og køle, hvilket førte til manifestationen af fysiske grundlæggende kræfter. Fra cirka 10^-43 anden og 10^-36, Universet begyndte at krydse overgangstemperaturer.

Det er her, at de grundlæggende kræfter, der styrer universet, antages at have begyndt at adskille sig fra hinanden. Det første trin i dette var tyngdekraften, der adskiller sig fra målekræfter, der står for stærke og svage atomkrafter og elektromagnetisme. Derefter fra 10^-36til 10^-32sekunder efter Big Bang var universets temperatur lav nok (10²⁸ K) at elektromagnetisme og svag atomkraft også var i stand til at adskille.

Med oprettelsen af de første grundlæggende kræfter i universet begyndte inflationsepoken, der varede fra 10^-32sekunder i Planck-tid til et ukendt punkt. De fleste kosmologiske modeller antyder, at universet på dette tidspunkt blev fyldt homogent med en høj energitæthed, og at de utroligt høje temperaturer og tryk gav anledning til hurtig ekspansion og afkøling.

Dette begyndte kl. 10^-37 sekunder, hvor faseovergangen, der medførte, at styrken blev adskilt, også førte til en periode, hvor universet voksede eksponentielt. Det var også på dette tidspunkt, at der opstod baryogenese, som henviser til en hypotetisk begivenhed, hvor temperaturerne var så høje, at de tilfældige bevægelser af partikler forekom ved relativistiske hastigheder.

Som et resultat af dette blev partikel-antipartikelpar af alle slags kontinuerligt skabt og ødelagt i kollisioner, hvilket antages at have ført til overvægt af materie frem for antimateriale i det nuværende univers. Efter at inflationen stoppede, bestod universet af et quark-gluon-plasma såvel som alle andre elementære partikler. Fra dette tidspunkt og fremefter begyndte universet at køle ned og sagen blev sammenkædet og dannet.

Da universet fortsatte med at falde i densitet og temperatur, begyndte køleepoken. Dette var kendetegnet ved, at energien fra partikler faldt, og faseovergange fortsatte, indtil de grundlæggende kræfter i fysik og elementære partikler ændrede sig til deres nuværende form. Da partikelenergier ville være faldet til værdier, der kan opnås ved partikelfysikeksperimenter, er denne periode og fremover underlagt mindre spekulation.

For eksempel mener forskere, at omkring 10^-11 sekunder efter Big Bang faldt partikelenergier markant. Omkring 10^-6 sekunder, kvarker og gluoner kombineret til dannelse af baryoner, såsom protoner og neutroner, og et lille overskud af kvarker over antikvarker førte til et lille overskud af baryoner over antibaryoner.

Da temperaturerne ikke var høje nok til at skabe nye proton-antiproton-par (eller neutron-anitneutron-par), fulgte masseudslettelse straks, hvilket efterlod kun et ud af 10¹⁰ af de originale protoner og neutroner og ingen af deres antipartikler. En lignende proces skete ca. 1 sekund efter Big Bang for elektroner og positroner.

Efter disse udryddelser bevægede de resterende protoner, neutroner og elektroner sig ikke længere relativistisk, og universets energitetthed blev domineret af fotoner - og i mindre grad neutrinoer. Få minutter efter udvidelsen begyndte også perioden kendt som Big Bang-nukleosyntesen.

Takket være temperaturer, der faldt til 1 milliard kelvin, og energitætheder, der faldt til ca. ækvivalenten med luft, begyndte neutroner og protoner at blive sammen til universets første deuterium (en stabil isotop af brint) og heliumatomer. De fleste af universets protoner forblev imidlertid ukombinerede som brintkerner.

Efter ca. 379.000 år blev elektroner kombineret med disse kerner til dannelse af atomer (igen, for det meste brint), mens strålingen frakoblet stoffet og fortsatte med at ekspandere gennem rummet, stort set uhindret. Denne stråling vides nu at være det, der udgør den kosmiske mikrobølgebakgrund (CMB), som i dag er det ældste lys i universet.

Efterhånden som CMB ekspanderede, mistede den gradvist densitet og energi og vurderes i øjeblikket at have en temperatur på 2.7260 ± 0.0013 K (-270.424 ° C / -454.763 ° F) og en energidensitet på 0,25 eV / cm³ (eller 4.005 × 10^-14 J / m³; 400–500 fotoner / cm³). CMB kan ses i alle retninger i en afstand af ca. 13,8 milliarder lysår, men estimater af dens faktiske afstand placerer den på ca. 46 milliarder lysår fra universets centrum.

Universets udvikling:

I løbet af de flere milliarder år, der fulgte, begyndte de lidt tættere regioner i Universets stof (som næsten var ensartet fordelt) at blive tiltrukket af gravitationsmæssigt hinanden. De blev derfor endnu tættere og dannede gasskyer, stjerner, galakser og de andre astronomiske strukturer, som vi regelmæssigt observerer i dag.

Dette er, hvad der er kendt som Structure Epoch, da det var i denne periode, at det moderne univers begyndte at tage form. Dette bestod af synligt stof fordelt i strukturer i forskellige størrelser (dvs. stjerner og planeter til galakser, galakse-klynger og superklynger), hvor stof er koncentreret, og som adskilles af enorme kløfter indeholdende få galakser.

Detaljerne i denne proces afhænger af mængden og typen af stof i universet. Kold mørk stof, varm mørk stof, varm mørk stof og baryonisk stof er de fire foreslåede typer. Imidlertid er Lambda-Cold Dark Matter-modellen (Lambda-CDM), hvor de mørke stofpartikler bevægede sig langsomt sammenlignet med lysets hastighed, betragtes som standardmodellen for Big Bang-kosmologi, da den bedst passer til de tilgængelige data .

I denne model anslås koldt mørkt stof til at udgøre ca. 23% af universets stof / energi, mens baryonisk stof udgør omkring 4,6%. Lambda henviser til den kosmologiske konstant, en teori, der oprindeligt blev foreslået af Albert Einstein, der forsøgte at vise, at balancen mellem masseenergi i universet forbliver statisk.

I dette tilfælde er det forbundet med mørk energi, der tjente til at fremskynde udvidelsen af universet og holde dens storskala struktur stort set ens. Eksistensen af mørk energi er baseret på flere bevislinjer, som alle angiver, at universet er gennemsyret af det. Baseret på observationer estimeres det, at 73% af universet består af denne energi.

I de tidligste faser af universet, hvor alt det baryoniske stof var mere tæt sammen, dominerede tyngdekraften. Men efter milliarder af år med ekspansion førte den voksende overflod af mørk energi til, at den begyndte at dominere interaktioner mellem galakser. Dette udløste en acceleration, der er kendt som den kosmiske accelerationsepoke.

Når denne periode begyndte er genstand for debat, men det anslås at have begyndt ca. 8,8 milliarder år efter Big Bang (for 5 milliarder år siden). Kosmologer er afhængige af både kvantemekanik og Einsteins generelle relativitet for at beskrive processen med kosmisk udvikling, der fandt sted i denne periode og når som helst efter inflationsepoken.

Gennem en streng proces med observationer og modellering har forskere bestemt, at denne evolutionære periode stemmer overens med Einsteins feltligninger, skønt den sande natur af mørk energi forbliver illusiv. Der er desuden ingen velunderbyggede modeller, der er i stand til at bestemme, hvad der fandt sted i universet før perioden forud for 10^-15sekunder efter Big Bang.

Pågående eksperimenter ved hjælp af CERNs Large Hadron Collider (LHC) søger imidlertid at genskabe de energiforhold, der ville have eksisteret under Big Bang, hvilket også forventes at afsløre fysik, der går ud over standardmodellen.

Ethvert gennembrud på dette område vil sandsynligvis føre til en samlet teori om kvantegravitation, hvor forskere endelig vil være i stand til at forstå, hvordan tyngdekraften interagerer med de tre andre grundlæggende kræfter i fysikken - elektromagnetisme, svag atomkraft og stærk atomkraft. Dette vil til gengæld også hjælpe os med at forstå, hvad der virkelig skete under universets tidligste epoker.

Universets struktur:

Universets faktiske størrelse, form og store struktur har været genstand for løbende forskning. Mens det ældste lys i universet, der kan observeres, er 13,8 milliarder lysår væk (CMB), er dette ikke det faktiske omfang af universet. I betragtning af at universet har været i en ekspansionstilstand i milliarder af år, og ved hastigheder, der overskrider lysets hastighed, strækker den faktiske grænse sig langt ud over, hvad vi kan se.

Vores nuværende kosmologiske modeller viser, at universet måler omkring 91 milliarder lysår (28 milliarder parsecs) i diameter. Med andre ord, det observerbare univers strækker sig udad fra vores solsystem til en afstand på cirka 46 milliarder lysår i alle retninger. I betragtning af at universets kant ikke kan observeres, er det endnu ikke klart, om universet rent faktisk har en kant. For alt, hvad vi ved, fortsætter det for evigt!

Inden for det observerbare univers distribueres stof på en meget struktureret måde. Inden for galakser består dette af store koncentrationer - dvs. planeter, stjerner og nebulas - ispedd store områder med tomt rum (dvs. interplanetarisk rum og det interstellare medium).

Tingene er stort set de samme ved større skalaer, hvor galakser adskilles af rumfang fyldt med gas og støv. I den største skala, hvor galakse klynger og superklynger findes, har du et piskeligt netværk af storskala strukturer, der består af tætte filamenter af stof og gigantiske kosmiske hulrum.

Med hensyn til dens form kan rumtid findes i en af tre mulige konfigurationer - positivt buet, negativt buet og flad. Disse muligheder er baseret på eksistensen af mindst fire dimensioner af rumtid (en x-koordinat, en y-koordinat, en z-koordinat og tid) og afhænger af arten af den kosmiske ekspansion og hvorvidt universet er eller ej er endelig eller uendelig.

Et positivt buet (eller lukket) univers kan ligne en firedimensionel sfære, der ville være begrænset i rummet og uden nogen tydelig kant. Et negativt krummet (eller åbent) univers ser ud som en firedimensionel ”sadel” og ville ikke have nogen grænser i rum eller tid.

I det tidligere scenarie skulle universet stoppe med at udvide sig på grund af en overflod af energi. I sidstnævnte ville det indeholde for lidt energi til nogensinde at stoppe med at ekspandere. I det tredje og sidste scenarie - et fladt univers - ville der foreligge en kritisk mængde energi, og dens ekspansion vil kun stoppe efter en uendelig lang tid.

Fate of the Universe:

At antyde, at universet havde et udgangspunkt, giver naturligvis anledning til spørgsmål om et muligt slutpunkt. Hvis universet begyndte som et lille punkt med uendelig tæthed, der begyndte at udvide sig, betyder det da, at det vil fortsætte med at udvide sig på ubestemt tid? Eller vil det en dag løbe tør for en ekspansiv kraft og begynde at trække sig indad, indtil al materie støder tilbage i en lille bold?

Besvarelse af dette spørgsmål har været et stort fokus hos kosmologer, siden debatten om, hvilken model af universet var den rigtige, begyndte. Med accept af Big Bang Theory, men inden observationen af mørk energi i 1990'erne, var kosmologer enige om to scenarier som de mest sandsynlige resultater for vores univers.

I det første, almindeligt kendt som ”Big Crunch” -scenariet, vil universet nå en maksimal størrelse og derefter begynde at kollapse i sig selv. Dette vil kun være muligt, hvis massetætheden af universet er større end den kritiske densitet. Med andre ord, så længe materialets massefylde forbliver på eller over en bestemt værdi (1-3 × 10^-26 kg stof pr. m³) vil universet til sidst trække sig sammen.

Alternativt, hvis tætheden i universet var lig med eller under den kritiske tæthed, ville ekspansionen blive langsommere, men aldrig stoppe. I dette scenarie, kendt som ”Big Freeze”, ville universet fortsætte, indtil stjernedannelse til sidst ophørte med forbruget af al den interstellare gas i hver galakse. I mellemtiden ville alle eksisterende stjerner brænde ud og blive hvide dværge, neutronstjerner og sorte huller.

Meget gradvist ville kollisioner mellem disse sorte huller resultere i, at masse ophobes i større og større sorte huller. Universets gennemsnitstemperatur ville nærme sig absolut nul, og sorte huller ville fordampe efter at have udsendt den sidste af deres Hawking-stråling. Endelig ville universets entropi stige til det punkt, hvor ingen organiseret form for energi kunne udvindes fra det (et scenarier kendt som "varmedød").

Moderne observationer, der inkluderer eksistensen af mørk energi og dens indflydelse på kosmisk ekspansion, har ført til den konklusion, at mere og mere af det aktuelt synlige univers vil passere ud over vores begivenhedshorisont (dvs. CMB, kanten af hvad vi kan se) og bliver usynlige for os. Det eventuelle resultat heraf er ikke kendt i øjeblikket, men "varmedød" betragtes også som et sandsynligt slutpunkt i dette scenarie.

Andre forklaringer på mørk energi, kaldet fantomenergiteorier, antyder, at galakse klynger, stjerner, planeter, atomer, kerner og materien i sidste ende vil blive revet fra hinanden af den stadigt stigende ekspansion. Dette scenarie er kendt som ”Big Rip”, hvor udvidelsen af selve universet i sidste ende vil være dets fortryde.

Studiens historie:

Strengt taget har mennesker overvejet og studeret universets natur siden forhistorisk tid. Som sådan var de tidligste beretninger om, hvordan universet blev til, mytologiske og overtog mundtligt fra en generation til den næste. I disse historier begyndte verden, rum, tid og alt liv med en skabelsesbegivenhed, hvor en gud eller guder var ansvarlig for at skabe alt.

Astronomi begyndte også at dukke op som et felt inden for de gamle babylonieres tid. Systemer med konstellationer og astrologiske kalendere udarbejdet af babyloniske lærde allerede i 2. årtusinde fvt fortsatte med at informere de kosmologiske og astrologiske traditioner for kulturer i tusinder af år fremover.

Ved klassisk antik begyndte forestillingen om et univers, der var dikteret af fysiske love, at dukke op. Mellem græske og indiske lærde begyndte forklaringer på skabelsen at blive filosofiske, idet de fremhævede årsag og virkning snarere end guddommelig agentur. De tidligste eksempler inkluderer Thales og Anaximander, to pre-sokratiske græske lærde, der argumenterede for, at alt var født af en ægte form for stof.

Ved det 5. århundrede fvt blev den pre-sokratiske filosof Empedocles den første vestlige lærde, der foreslog et univers bestående af fire elementer - jord, luft, vand og ild. Denne filosofi blev meget populær i vestlige cirkler og lignede det kinesiske system med fem elementer - metal, træ, vand, ild og jord - der opstod omkring på samme tid.

Først blev Democritus, den græske filosof fra det 5. / 4. århundrede fvt, foreslået et univers bestående af udelelige partikler (atomer). Den indiske filosof Kanada (som boede i det 6. eller 2. århundrede fvt) tog denne filosofi videre ved at foreslå, at lys og varme var det samme stof i forskellige former. Den 5. århundrede e.Kr. buddhistiske filosof Dignana tog dette endnu videre og foreslog, at al materie var sammensat af energi.

Forestillingen om begrænset tid var også et vigtigt træk ved de Abrahamske religioner - jødedom, kristendom og islam. Måske inspireret af det zoroastriske koncept af dommedagen, ville troen på, at universet havde en begyndelse og ende, fortsætte med at informere vestlige begreber om kosmologi, selv i dag.

Mellem det 2. årtusinde fvt og det 2. århundrede CE fortsatte astronomi og astrologi med at udvikle sig og udvikle sig. Foruden at overvåge planternes rette bevægelser og konstellationernes bevægelse gennem Zodiac, artikulerede græske astronomer også den geocentriske model for universet, hvor solen, planeterne og stjernerne kredser rundt om Jorden.

Disse traditioner er bedst beskrevet i det 2. århundrede CE matematisk og astronomisk afhandling, theAlmagest, som blev skrevet af den græsk-egyptiske astronom Claudius Ptolemaeus (alias Ptolemy). Denne afhandling og den kosmologiske model, den udtrykte, ville blive betragtet som kanon af middelalderlige europæiske og islamiske lærde i over tusind år fremover.

Selv før den videnskabelige revolution (ca. 16. til 18. århundrede) var der imidlertid astronomer, der foreslog en heliocentrisk model af universet - hvor Jorden, planeter og stjerner drejede sig om Solen. Disse omfattede den græske astronom Aristarchus fra Samos (ca. 310 - 230 f.Kr.) og den hellenistiske astronom og filosof Seleucus fra Seleucia (190 - 150 f.Kr.).

I middelalderen fastholdt og udvidede indiske, persiske og arabiske filosoffer og lærde den klassiske astronomi. Ud over at holde ptolemaiske og ikke-aristoteliske ideer i live, foreslog de også revolutionerende ideer som jordens rotation. Nogle forskere - såsom den indiske astronom Aryabhata og de persiske astronomer Albumasar og Al-Sijzi - endda avancerede versioner af et heliocentrisk univers.

I det 16. århundrede foreslog Nicolaus Copernicus det mest komplette begreb om et heliocentrisk univers ved at løse vedvarende matematiske problemer med teorien. Hans ideer blev først udtrykt i titlen på 40 sider Commentariolus (“Lille kommentar”), der beskrev en heliocentrisk model baseret på syv generelle principper. Disse syv principper erklærede, at:

Himmelske kroppe drejer sig ikke alle om et enkelt punkt
Jordens centrum er midten af månens sfære - månens bane omkring Jorden; alle kugler roterer rundt om solen, som er tæt på universets centrum
Afstanden mellem Jorden og Solen er en ubetydelig brøkdel af afstanden fra Jorden og Sol til stjernerne, så parallax observeres ikke i stjernene
Stjernerne kan flyttes - deres tilsyneladende daglige bevægelse er forårsaget af den daglige rotation af Jorden
Jorden bevæges i en kugle omkring Solen, hvilket forårsager den tilsyneladende årlige migration af Solen
Jorden har mere end en bevægelse
Jordens orbitalbevægelse omkring Solen får det tilsyneladende omvendt i retning af planeternes bevægelser.

En mere omfattende behandling af hans ideer blev frigivet i 1532, da Copernicus afsluttede sin magnum opus - De revolutionibus orbium coelestium (Om de himmelske sfærers revolutioner). I det fremførte han sine syv vigtige argumenter, men i mere detaljeret form og med detaljerede beregninger for at tage backup af dem. På grund af frygt for forfølgelse og tilbageslag blev dette bind ikke frigivet før hans død i 1542.

Hans ideer ville blive videreudviklet af matematikere, astronom og opfinder Galileo Galilei fra 1500- / 1600-tallet. Ved hjælp af et teleskop af sin egen skabelse foretog Galileo registrerede observationer af Månen, Solen og Jupiter, som demonstrerede mangler i den geocentriske model af Universet, samtidig med at de fremviste den interne konsistens af den kopernikanske model.

Hans observationer blev offentliggjort i flere forskellige bind i hele det tidlige 1600-tallet. Hans observationer af månens krateroverflade og hans observationer af Jupiter og dens største måner blev detaljeret i 1610 med hans Sidereus Nuncius (The Starry Messenger) mens hans observationer var solflekker, blev beskrevet i På pletter observeret i solen (1610).

Galileo registrerede også sine observationer om Mælkevejen i Starry Messenger, som tidligere blev antaget at være nebulous. I stedet fandt Galileo, at det var et væld af stjerner pakket så tæt sammen, at det viste sig fra afstand at se ud som skyer, men som faktisk var stjerner, der var langt længere væk end tidligere antaget.

I 1632 talte Galileo endelig om den ”store debat” i sin afhandlingDialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Dialog om de to øverste verdenssystemer), hvor han forfærdede den heliocentriske model over den geocentriske. Ved hjælp af sine egne teleskopiske observationer, moderne fysik og streng logik undergravede Galileos argumenter effektivt grundlaget for Aristoteles og Ptolemeys system for et voksende og modtageligt publikum.

Johannes Kepler avancerede modellen videre med sin teori om planets elliptiske baner. Kombineret med nøjagtige tabeller, der forudsagde planetenes placering, blev den kopernikanske model effektivt bevist. Fra midten af det syttende århundrede og fremefter var der få astronomer, der ikke var kopernikanere.

Det næste store bidrag kom fra Sir Isaac Newton (1642/43 - 1727), der arbejder med Keplers Laws of Planetary Motion førte ham til at udvikle sin teori om Universal Gravitation. I 1687 offentliggjorde han sin berømte afhandling Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica (”Matematiske principper for naturfilosofi”), der detaljerede hans tre bevægelseslove. Disse love erklærede, at:

Når det ses i en inertial referenceramme, forbliver et objekt enten i hvile eller fortsætter med at bevæge sig med en konstant hastighed, medmindre den udføres af en ekstern kraft.
Vektorsummen af de eksterne kræfter (F) på et objekt er lig med massen (m) af dette objekt ganget med accelerationsvektoren (a) af objektet. I matematisk form udtrykkes dette som: F =m-en
Når det ene legeme udøver en kraft på et andet legeme, udøver det andet legeme samtidig en styrke, der er lig med i størrelse og modsat retning i retning af det første legeme.

Tilsammen beskrev disse love forholdet mellem ethvert objekt, kræfterne, der virker på det, og den deraf følgende bevægelse, hvilket således lagde grundlaget for klassisk mekanik. Lovene gjorde det også muligt for Newton at beregne massen på hver planet, beregne udjævningen af Jorden ved polerne og udbulingen ved ækvator, og hvordan tyngdekraften fra Solen og Månen skaber Jordens tidevand.

Hans beregningslignende metode til geometrisk analyse var også i stand til at redegøre for lydens hastighed i luft (baseret på Boyle's Law), præcessionen af jævnføringen - som han viste var et resultat af Månens gravitationsattraktion til Jorden - og bestemme kometernes baner. Dette bind ville have en dybtgående indflydelse på videnskaberne, hvor dens principper forbliver kanon i de følgende 200 år.

En anden større opdagelse fandt sted i 1755, da Immanuel Kant foreslog, at Mælkevejen var en stor samling af stjerner holdt sammen af gensidig tyngdekraft. Ligesom solsystemet, vil denne samling af stjerner rotere og blive fladt ud som en disk med solsystemet indlejret i det.

Astronom William Herschel forsøgte faktisk at kortlægge formen på Mælkevejen i 1785, men han vidste ikke, at store dele af galaksen er skjult af gas og støv, hvilket skjuler dens sande form. Det næste store spring i studiet af universet og de love, der styrer det, kom først i det 20. århundrede med udviklingen af Einsteins teorier om særlig og generel relativitet.

Einsteins banebrydende teorier om rum og tid (kort opsummeret som E = mc²) var til dels resultatet af hans forsøg på at løse Newtons mekaniklover med elektromagnetismeloven (som kendetegnet ved Maxwells ligninger og Lorentz-kraftloven). Til sidst ville Einstein løse uoverensstemmelsen mellem disse to felter ved at foreslå særlig relativitet i sit papir fra 1905, "Om elektrodynamik af bevægelige organer“.

Grundlæggende sagde denne teori, at lysets hastighed er den samme i alle inertielle referencerammer. Dette brød med den tidligere aftalte konsensus om, at lys, der kører gennem et bevægeligt medium, ville blive trukket med af det medium, hvilket betød, at lysets hastighed er summen af dets hastighed igennem et medium plus hastigheden af det medium. Denne teori førte til flere spørgsmål, der viste sig uovervindelige før Einsteins teori.

Særlig relativitet forsonede ikke kun Maxwells ligninger for elektricitet og magnetisme med mekanikens love, men forenklede også de matematiske beregninger ved at fjerne det med fremmede forklaringer, der blev anvendt af andre forskere. Det gjorde også eksistensen af et medium helt overflødigt, i overensstemmelse med den direkte observerede lyshastighed og stod for de observerede afvigelser.

Mellem 1907 og 1911 begyndte Einstein at overveje, hvordan speciel relativitet kunne anvendes på tyngdekraftfelter - hvad der ville blive kendt som teorien om generel relativitet. Dette kulminerede i 1911 med publikationerne af "På indflydelse af gravitation på forplantning af lys”, Hvor han forudsagde, at tiden er i forhold til observatøren og afhængig af deres position inden for et tyngdekraftfelt.

Han fremførte også det, der er kendt som ækvivalensprincippet, som siger, at gravitationsmasse er identisk med trækningsmasse. Einstein forudsagde også fænomenet gravitationstidsudvidelse - hvor to observatører beliggende i forskellige afstande fra en gravitationsmasse opfatter en forskel i tidsmængden mellem to begivenheder. En anden stor vækst af hans teorier var eksistensen af sorte huller og et ekspanderende univers.

I 1915, få måneder efter at Einstein havde offentliggjort sin teori om generel relativitet, fandt den tyske fysiker og astronom Karl Schwarzschild en løsning på Einstein-feltligningerne, der beskrev tyngdefeltet for en punkt og sfærisk masse. Denne løsning, nu kaldet Schwarzschild-radius, beskriver et punkt, hvor massen af en kugle er så komprimeret, at flugthastigheden fra overfladen ville svare til lysets hastighed.

I 1931 beregnet den indisk-amerikanske astrofysiker Subrahmanyan Chandrasekhar ved hjælp af Special Relativity, at et ikke-roterende legeme af elektron-degenereret stof over en bestemt begrænsende masse ville kollapse i sig selv. I 1939 tilsluttede Robert Oppenheimer og andre sig Chandrasekhar's analyse og hævdede, at neutronstjerner over en foreskrevet grænse ville kollapse i sorte huller.

En anden konsekvens af den generelle relativitet var forudsigelsen af, at universet enten var i en tilstand af ekspansion eller sammentrækning. I 1929 bekræftede Edwin Hubble, at det førstnævnte var tilfældet. 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!