ВСЕЛЕННАЯ

Send

Что такое вселенная? Это один чрезвычайно загруженный вопрос! Независимо от того, под каким углом вы ответили на этот вопрос, он мог тратить годы, отвечая на этот вопрос, и все же едва царапать поверхность. С точки зрения времени и пространства, он невероятно велик (и, возможно, даже бесконечен) и невероятно стар по человеческим меркам. Подробное описание этого, следовательно, является монументальной задачей. Но мы здесь в Космическом Журнале полны решимости попробовать!

Так что же такое Вселенная? Ну, короткий ответ - это сумма всего существования. Это время, пространство, материя и энергия, которые начали расширяться около 13,8 миллиардов лет назад и продолжают расширяться с тех пор. Никто не может быть полностью уверен в том, насколько обширна вселенная на самом деле, и никто не совсем уверен, чем все это кончится. Но продолжающиеся исследования и изучение многому научили нас в ходе истории человечества.

Определение:

Термин «Вселенная» происходит от латинского слова «universum», которое использовалось римским государственным деятелем Цицероном и более поздними римскими авторами для обозначения мира и космоса в том виде, в котором они его знали. Он состоял из Земли и всех живых существ, которые там жили, а также Луны, Солнца, известных тогда планет (Меркурий, Венера, Марс, Юпитер, Сатурн) и звезд.

Термин «космос» часто используется взаимозаменяемо со Вселенной. Это происходит от греческого слова Kosmosчто буквально означает «мир». Другими словами, обычно используемыми для определения целостности существования, являются «Природа» (происходит от германского слова натур) и английское слово «все», употребление которого можно увидеть в научной терминологии, т. е. «Теория всего» (ОО).

Сегодня этот термин часто используется для обозначения всех вещей, которые существуют в известной Вселенной - Солнечной системы, Млечного Пути и всех известных галактик и надстроек. В контексте современной науки, астрономии и астрофизики, это также относится ко всему пространству-времени, всем формам энергии (то есть электромагнитному излучению и веществу) и физическим законам, которые их связывают.

Происхождение Вселенной:

Текущий научный консенсус заключается в том, что Вселенная расширилась с точки зрения сверхвысокой материи и плотности энергии примерно 13,8 миллиардов лет назад. Эта теория, известная как теория Большого взрыва, является не единственной космологической моделью для объяснения происхождения Вселенной и ее эволюции - например, существует теория устойчивого состояния или теория колеблющейся Вселенной.

Это, однако, наиболее широко принятый и популярный. Это связано с тем, что одна теория Большого взрыва способна объяснить происхождение всей известной материи, законы физики и крупномасштабную структуру Вселенной. Это также объясняет расширение Вселенной, существование космического микроволнового фона и широкий спектр других явлений.

Работая в обратном направлении от нынешнего состояния Вселенной, ученые выдвинули теорию, что она, должно быть, возникла в одной точке бесконечной плотности и конечного времени, которая начала расширяться. После первоначального расширения теория утверждает, что Вселенная достаточно остыла для образования субатомных частиц, а затем и простых атомов. Гигантские облака этих изначальных элементов позже соединились через гравитацию, чтобы сформировать звезды и галактики.

Все это началось примерно 13,8 миллиардов лет назад и, таким образом, считается эпохой Вселенной. Посредством проверки теоретических принципов, экспериментов с участием ускорителей частиц и состояний высоких энергий и астрономических исследований, которые наблюдали за глубокой Вселенной, ученые построили график событий, которые начались с Большого взрыва и привели к текущему состоянию космической эволюции. ,

Тем не менее, самые ранние времена Вселенной - примерно с 10^-43 до 10^-11 секунды после Большого взрыва - предмет обширных спекуляций. Учитывая, что законы физики в том виде, в каком мы их знаем, не могли бы существовать в это время, трудно понять, как могла управляться Вселенная. Более того, эксперименты, которые могут создавать виды вовлеченных энергий, находятся в зачаточном состоянии.

Тем не менее, многие теории преобладают о том, что произошло в этот начальный момент времени, многие из которых совместимы. В соответствии со многими из этих теорий момент, следующий за Большим взрывом, можно разбить на следующие периоды времени: эпоха сингулярности, эпоха инфляции и эпоха охлаждения.

Также известная как Эпоха Планка (или Эра Планка), Эпоха Сингулярности была самым ранним из известных периодов Вселенной. В это время вся материя была сконденсирована в одной точке бесконечной плотности и экстремальной жары. В этот период считается, что квантовые эффекты гравитации доминировали над физическими взаимодействиями и что никакие другие физические силы не были равны силе гравитации.

Этот период времени Планка простирается от точки 0 до приблизительно 10^-43секунд, и так назван, потому что он может быть измерен только во времени Планка. Из-за сильной жары и плотности вещества состояние Вселенной было крайне нестабильным. Таким образом, он начал расширяться и охлаждаться, что привело к проявлению фундаментальных сил физики. Примерно с 10^-43 второе и 10^-36Вселенная начала пересекать температуры перехода.

Именно здесь, как полагают, фундаментальные силы, управляющие Вселенной, начали отделяться друг от друга. Первым шагом в этом была сила гравитации, отделяющаяся от калибровочных сил, которые объясняют сильные и слабые ядерные силы и электромагнетизм. Тогда из 10^-36до 10^-32через несколько секунд после Большого взрыва температура Вселенной была достаточно низкой (10²⁸ K) что электромагнетизм и слабая ядерная сила были в состоянии разделить также.

С созданием первых фундаментальных сил Вселенной началась эпоха инфляции, продолжающаяся с 10^-32секунд по планковскому времени до неизвестной точки. Большинство космологических моделей предполагают, что Вселенная в этот момент была однородно заполнена плотностью высоких энергий, и что невероятно высокие температуры и давление вызвали быстрое расширение и охлаждение.

Это началось в 10^-37 секунд, когда фазовый переход, который вызвал разделение сил, также привел к периоду, когда Вселенная выросла в геометрической прогрессии. Также в этот момент произошел бариогенез, который относится к гипотетическому событию, когда температуры были настолько высоки, что случайные движения частиц происходили с релятивистскими скоростями.

В результате этого в столкновениях непрерывно создавались и разрушались пары частиц и античастиц всех видов, что, как полагают, привело к преобладанию вещества над антивеществом в современной Вселенной. После прекращения инфляции Вселенная состояла из кварк-глюонной плазмы, а также всех других элементарных частиц. С этого момента Вселенная начала охлаждаться, а материя объединялась и формировалась.

По мере того, как Вселенная продолжала уменьшаться в плотности и температуре, началась эпоха охлаждения. Это характеризовалось уменьшением энергии частиц и продолжением фазовых переходов до тех пор, пока фундаментальные силы физики и элементарных частиц не перешли в их нынешнюю форму. Поскольку энергии частиц упали бы до значений, которые могут быть получены экспериментами по физике элементарных частиц, этот период в дальнейшем подвергается меньшим спекуляциям.

Например, ученые считают, что около 10^-11 через несколько секунд после Большого взрыва энергии частиц значительно упали. Около 10^-6 во-вторых, кварки и глюоны, объединенные в барионы, такие как протоны и нейтроны, и небольшой избыток кварков над антикварками привели к небольшому избытку барионов над антибарионами.

Поскольку температуры не были достаточно высокими, чтобы создать новые пары протон-антипротон (или пары нейтрон-антинейтрон), сразу же последовала массовая аннигиляция, оставив лишь один из 10¹⁰ исходных протонов и нейтронов и ни одного из их античастиц. Подобный процесс произошел примерно через 1 секунду после Большого взрыва для электронов и позитронов.

После этих аннигиляций оставшиеся протоны, нейтроны и электроны перестали двигаться релятивистски, и в плотности энергии Вселенной преобладали фотоны - и в меньшей степени - нейтрино. Через несколько минут после начала также начался период, известный как нуклеосинтез Большого взрыва.

Благодаря падению температуры до 1 миллиарда Кельвинов и плотности энергии примерно до эквивалента воздуха нейтроны и протоны начали объединяться, образуя первый во Вселенной дейтерий (стабильный изотоп водорода) и атомы гелия. Тем не менее, большинство протонов Вселенной оставались несвязанными в виде ядер водорода.

Примерно через 379 000 лет электроны объединились с этими ядрами, чтобы сформировать атомы (опять же, в основном, водород), в то время как излучение отделилось от вещества и продолжало расширяться в пространстве, в основном беспрепятственно. Сейчас известно, что это излучение является тем, что составляет Космический микроволновый фон (CMB), который сегодня является самым старым светом во Вселенной.

По мере расширения CMB он постепенно терял плотность и энергию, и в настоящее время, согласно оценкам, он имеет температуру 2,7260 ± 0,0013 К (-270,424 ° C / -454,763 ° F) и плотность энергии 0,25 эВ / см.³ (или 4,005 × 10^-14 Дж / м³; 400–500 фотонов / см³). CMB можно увидеть во всех направлениях на расстоянии примерно 13,8 миллиардов световых лет, но по оценкам его фактического расстояния он находится примерно в 46 миллиардах световых лет от центра Вселенной.

Эволюция Вселенной:

В течение последующих нескольких миллиардов лет слегка более плотные области материи Вселенной (которая была почти равномерно распределена) начали притягиваться друг к другу под действием гравитации. Поэтому они стали еще плотнее, образуя газовые облака, звезды, галактики и другие астрономические структуры, которые мы регулярно наблюдаем сегодня.

Это то, что известно как эпоха структуры, поскольку именно в это время современная вселенная начала обретать форму. Это состояло из видимой материи, распределенной в структурах различных размеров (то есть от звезд и планет до галактик, скоплений галактик и супер скоплений), где сосредоточено вещество, и которые разделены огромными заливами, содержащими немного галактик.

Детали этого процесса зависят от количества и типа материи во Вселенной. Холодная темная материя, теплая темная материя, горячая темная материя и барионная материя - это четыре предлагаемых типа. Однако модель лямбда-холодной темной материи (Lambda-CDM), в которой частицы темной материи движутся медленно по сравнению со скоростью света, считается стандартной моделью космологии Большого взрыва, поскольку она наилучшим образом соответствует имеющимся данным. ,

В этой модели холодная темная материя, по оценкам, составляет около 23% вещества / энергии Вселенной, в то время как барионная материя составляет около 4,6%. Лямбда относится к Космологической Константе, теории, первоначально предложенной Альбертом Эйнштейном, которая пыталась показать, что баланс массы-энергии во Вселенной остается неизменным.

В этом случае это связано с темной энергией, которая служила для ускорения расширения Вселенной и поддержания ее крупномасштабной структуры в значительной степени однородной. Существование темной энергии основано на множестве доказательств, которые указывают, что Вселенная пронизана ею. Основываясь на наблюдениях, считается, что 73% Вселенной состоит из этой энергии.

На самых ранних фазах Вселенной, когда все барионное вещество находилось ближе друг к другу, гравитация преобладала. Однако после миллиардов лет расширения растущее изобилие темной энергии привело к тому, что она начала доминировать во взаимодействии между галактиками. Это вызвало ускорение, известное как Эпоха космического ускорения.

Когда начался этот период, это предмет споров, но, по оценкам, он начался примерно через 8,8 миллиардов лет после Большого взрыва (5 миллиардов лет назад). Космологи полагаются как на квантовую механику, так и на общую теория относительности Эйнштейна, чтобы описать процесс космической эволюции, который происходил в этот период и в любое время после инфляционной эпохи.

Посредством строгого процесса наблюдений и моделирования ученые установили, что этот эволюционный период соответствует уравнениям поля Эйнштейна, хотя истинная природа темной энергии остается призрачной. Более того, нет хорошо поддерживаемых моделей, способных определить, что происходило во Вселенной до периода, предшествовавшего 10^-15секунд после Большого взрыва.

Тем не менее, продолжающиеся эксперименты с использованием Большого адронного коллайдера (LHC) ЦЕРНа стремятся воссоздать энергетические условия, которые существовали бы во время Большого взрыва, который также должен раскрыть физику, выходящую за рамки стандартной модели.

Любые прорывы в этой области, скорее всего, приведут к единой теории квантовой гравитации, где ученые наконец смогут понять, как гравитация взаимодействует с тремя другими фундаментальными силами физики - электромагнетизмом, слабой ядерной силой и сильной ядерной силой. Это, в свою очередь, также поможет нам понять, что действительно произошло в самые ранние эпохи Вселенной.

Структура Вселенной:

Фактический размер, форма и крупномасштабная структура Вселенной были предметом постоянных исследований. Принимая во внимание, что самый старый свет во Вселенной, который можно наблюдать, находится на расстоянии 13,8 миллиардов световых лет (CMB), это не фактическая протяженность Вселенной. Учитывая, что Вселенная находилась в состоянии расширения в течение миллиарда лет, и при скоростях, которые превышают скорость света, фактическая граница выходит далеко за пределы того, что мы можем видеть.

Наши современные космологические модели показывают, что диаметр Вселенной составляет около 91 миллиарда световых лет (28 миллиардов парсек). Другими словами, наблюдаемая Вселенная простирается от нашей Солнечной системы на расстояние примерно 46 миллиардов световых лет во всех направлениях. Однако, учитывая, что край Вселенной не наблюдается, еще не ясно, есть ли у Вселенной фактически край. Насколько мы знаем, это продолжается вечно!

В наблюдаемой Вселенной материя распределена очень структурированным образом. Внутри галактик это состоит из больших концентраций - то есть планет, звезд и туманностей - вкрапленных больших площадей пустого пространства (то есть межпланетного пространства и межзвездной среды).

В больших масштабах все почти одинаково: галактики разделены объемами пространства, заполненного газом и пылью. В самом большом масштабе, где существуют скопления и сверхскопления галактик, у вас есть тонкая сеть крупномасштабных структур, состоящих из плотных нитей вещества и гигантских космических пустот.

С точки зрения своей формы, пространство-время может существовать в одной из трех возможных конфигураций - положительно изогнутых, отрицательно-изогнутых и плоских. Эти возможности основаны на существовании как минимум четырех измерений пространства-времени (координата x, координата y, координата z и время) и зависят от природы космического расширения и от того, существует ли Вселенная или нет. конечно или бесконечно.

Позитивно-искривленная (или замкнутая) вселенная будет напоминать четырехмерную сферу, которая будет конечной в пространстве и без заметного края. Отрицательно изогнутая (или открытая) вселенная выглядела бы как четырехмерное «седло» и не имела бы границ в пространстве или времени.

В первом сценарии Вселенная должна была бы прекратить расширяться из-за переизбытка энергии. В последнем случае он будет содержать слишком мало энергии, чтобы когда-либо прекратить расширяться. В третьем и последнем сценарии - плоской Вселенной - существовало бы критическое количество энергии, и ее расширение остановилось бы только через бесконечное количество времени.

Судьба Вселенной:

Гипотеза о том, что у Вселенной была начальная точка, естественно, вызывает вопросы о возможной конечной точке. Если Вселенная начиналась как крошечная точка бесконечной плотности, которая начала расширяться, значит ли это, что она будет расширяться бесконечно? Или когда-нибудь он исчерпает экспансивную силу и начнет отступать внутрь, пока вся материя не рассыпается обратно в крошечный шарик?

Ответ на этот вопрос находился в центре внимания космологов с тех пор, как начались споры о том, какая модель Вселенной была правильной. С принятием теории Большого взрыва, но до наблюдения темной энергии в 1990-х годах, космологи пришли к соглашению о двух сценариях как наиболее вероятных результатах для нашей Вселенной.

В первом, широко известном как сценарий «Большого хруста», Вселенная достигнет максимального размера, а затем начнет разрушаться сама по себе. Это будет возможно только в том случае, если массовая плотность Вселенной больше критической плотности. Другими словами, до тех пор, пока плотность вещества остается на уровне или выше определенного значения (1-3 × 10^-26 кг вещества на м³), Вселенная в конечном итоге сократится.

Альтернативно, если бы плотность во Вселенной была равна или ниже критической плотности, расширение замедлялось бы, но никогда не прекращалось. В этом сценарии, известном как «Большая заморозка», Вселенная продолжалась до тех пор, пока формирование звезды не прекратилось с потреблением всего межзвездного газа в каждой галактике. Между тем, все существующие звезды сгорят и станут белыми карликами, нейтронными звездами и черными дырами.

Очень постепенно столкновения между этими черными дырами приводят к накоплению массы в все большие и большие черные дыры. Средняя температура Вселенной приблизилась бы к абсолютному нулю, и черные дыры испарились бы после испускания последнего из их излучения Хокинга. Наконец, энтропия Вселенной возрастет до такой степени, что из нее не удастся извлечь организованную форму энергии (сценарий, известный как «тепловая смерть»).

Современные наблюдения, которые включают в себя существование темной энергии и ее влияние на космическое расширение, привели к заключению, что все больше и больше видимой в настоящее время Вселенной пройдет за пределы нашего горизонта событий (то есть CMB, край того, что мы можем видеть) и стать невидимым для нас. Возможный результат этого в настоящее время неизвестен, но «тепловая смерть» также считается вероятной конечной точкой в этом сценарии.

Другие объяснения темной энергии, называемые теориями фантомной энергии, предполагают, что в конечном итоге скопления галактик, звезды, планеты, атомы, ядра и сама материя будут разорваны в результате все увеличивающегося расширения. Этот сценарий известен как «Большой разрыв», в котором расширение самой Вселенной в конечном итоге приведет к его гибели.

История обучения:

Строго говоря, люди с доисторических времен размышляли и изучали природу Вселенной. Таким образом, самые ранние описания того, как возникла Вселенная, носили мифологический характер и передавались устно от одного поколения к другому. В этих историях мир, пространство, время и вся жизнь начинались с события творения, когда Бог или Боги были ответственны за создание всего.

Астрономия также начала становиться областью исследования ко времени Древних вавилонян. Системы созвездий и астрологических календарей, подготовленные вавилонскими учеными еще во 2-м тысячелетии до нашей эры, продолжат информировать космологические и астрологические традиции культур на протяжении тысячелетий.

К классической античности стало возникать понятие Вселенной, которое было продиктовано физическими законами. Между греческими и индийскими учеными объяснения творения стали приобретать философский характер, подчеркивая причину и следствие, а не божественную волю. Самые ранние примеры включают Фалеса и Анаксимандра, двух предсократовских греческих ученых, которые утверждали, что все было рождено из исконной формы материи.

К V веку до н.э. досократовский философ Эмпедокл стал первым западным ученым, предложившим Вселенную, состоящую из четырех элементов - земли, воздуха, воды и огня. Эта философия стала очень популярной в западных кругах и была похожа на китайскую систему из пяти элементов - металла, дерева, воды, огня и земли - которая возникла примерно в то же время.

Лишь во времена Демокрита, греческого философа V / IV века до н.э., была предложена Вселенная, состоящая из неделимых частиц (атомов). Индийский философ Канада (живший в 6-м или 2-м веке до нашей эры) развил эту философию, предположив, что свет и тепло - это одно и то же вещество в разных формах. Буддийский философ 5-го века Диньяна пошел еще дальше, предположив, что вся материя состоит из энергии.

Понятие конечного времени было также ключевой чертой авраамических религий - иудаизма, христианства и ислама. Возможно, вдохновленный зороастрийской концепцией Судного Дня, вера в то, что Вселенная имеет начало и конец, продолжит информировать западные концепции космологии даже до наших дней.

Между 2 тысячелетием до н.э. и 2 веком н.э. астрономия и астрология продолжали развиваться и развиваться. В дополнение к мониторингу правильных движений планет и движению созвездий через Зодиак, греческие астрономы также сформулировали геоцентрическую модель Вселенной, где Солнце, планеты и звезды вращаются вокруг Земли.

Эти традиции лучше всего описаны в математическом и астрономическом трактате II в.Альмагест, который был написан греко-египетским астрономом Клавдием Птолемеем (он же Птолемей). Этот трактат и поддерживаемая им космологическая модель будут считаться каноном средневековыми европейскими и исламскими учеными на протяжении более тысячи лет.

Однако еще до научной революции (примерно с 16 по 18 века) были астрономы, которые предложили гелиоцентрическую модель Вселенной, в которой Земля, планеты и звезды вращались вокруг Солнца. Среди них были греческий астроном Аристарх Самосский (ок. 310–230 гг. До н.э.) и эллинистический астроном и философ Селевк Селевкийский (190–150 гг. До н.э.).

В средние века индийские, персидские и арабские философы и ученые поддерживали и расширяли классическую астрономию. Помимо сохранения идей Птолемея и неаристотелевцев, они также предложили такие революционные идеи, как вращение Земли. Некоторые ученые - такие как индийский астроном Арьябхата и персидские астрономы Альбумасар и Аль-Сидзи - даже продвинули версии гелиоцентрической Вселенной.

К XVI веку Николай Коперник предложил наиболее полную концепцию гелиоцентрической Вселенной, решив затянувшиеся математические проблемы с теорией. Его идеи впервые были выражены в 40-страничной рукописи под названием Commentariolus («Маленький комментарий»), в котором описана гелиоцентрическая модель, основанная на семи общих принципах. Эти семь принципов гласили, что:

Небесные тела не все вращаются вокруг одной точки
Центр Земли - это центр лунной сферы - орбита Луны вокруг Земли; все сферы вращаются вокруг Солнца, которое находится недалеко от центра Вселенной
Расстояние между Землей и Солнцем составляет незначительную часть расстояния от Земли и Солнца до звезд, поэтому в звездах параллакса не наблюдается
Звезды неподвижны - их кажущееся ежедневное движение вызвано ежедневным вращением Земли
Земля движется в сфере вокруг Солнца, вызывая видимую ежегодную миграцию Солнца
Земля имеет более одного движения
Орбитальное движение Земли вокруг Солнца вызывает кажущееся обратное направление движений планет.

Более полное изложение его идей было опубликовано в 1532 году, когда Коперник завершил свой опус «Магнум» - De revolutionibus orbium coelestium (О революциях небесных сфер). В нем он выдвинул свои семь основных аргументов, но в более подробной форме и с подробными вычислениями, чтобы поддержать их. Из-за опасений преследования и ответной реакции этот том не был выпущен до его смерти в 1542 году.

Его идеи будут доработаны математиками 16-17 веков, астрономом и изобретателем Галилео Галилеем. Используя телескоп своего собственного творения, Галилей делал записанные наблюдения Луны, Солнца и Юпитера, которые демонстрировали недостатки в геоцентрической модели Вселенной, а также демонстрировали внутреннюю согласованность модели Коперника.

Его наблюдения были опубликованы в нескольких разных томах в начале 17 века. Его наблюдения за кратерированной поверхностью Луны и его наблюдения Юпитера и его самых больших лун были детализированы в 1610 году с его Сидереус Нунций (Звездный Посланникв то время как его наблюдения были солнечными пятнами, были описаны в На пятнах, наблюдаемых на солнце (1610).

Галилей также записал свои наблюдения о Млечном Пути в Звездный Мессенджер, который ранее считался туманным. Вместо этого Галилей обнаружил, что это было множество звезд, упакованных так плотно, что на расстоянии они выглядели как облака, но на самом деле это были звезды, которые были намного дальше, чем считалось ранее.

В 1632 году Галилей, наконец, обратился к «Большой дискуссии» в своем трактатеДиалог сопра и дуэли массами систем дель мондо (Диалог о двух главных мировых системах), в котором он отстаивал гелиоцентрическую модель над геоцентрической. Используя свои собственные телескопические наблюдения, современную физику и строгую логику, аргументы Галилея эффективно подрывают основу системы Аристотеля и Птолемея для растущей и восприимчивой аудитории.

Йоханнес Кеплер продвинул модель дальше со своей теорией эллиптических орбит планет. В сочетании с точными таблицами, которые предсказывали положение планет, модель Коперника была эффективно доказана. С середины семнадцатого века было мало астрономов, которые не были коперниканцами.

Следующим великим вкладом стал сэр Исаак Ньютон (1642/43 - 1727), работа которого с законами движения планет Кеплера привела его к разработке его теории всеобщей гравитации. В 1687 году он опубликовал свой знаменитый трактат Философия Naturalis Principia Mathematica («Математические основы естественной философии»), где подробно изложены его три закона движения. Эти законы гласили, что:

При просмотре в инерциальной системе отсчета объект либо остается в покое, либо продолжает двигаться с постоянной скоростью, если на него не действует внешняя сила.
Векторная сумма внешних сил (F) на объекте равна массе (м) этого объекта, умноженного на вектор ускорения (а) объекта. В математической форме это выражается как: F =м
Когда одно тело прилагает силу ко второму телу, второе тело одновременно прилагает силу, равную по величине и противоположную по направлению к первому телу.

Вместе эти законы описывают отношения между любым объектом, силами, действующими на него, и возникающим в результате движением, тем самым закладывая основу для классической механики. Законы также позволили Ньютону рассчитать массу каждой планеты, вычислить уплощение Земли на полюсах и выпуклость на экваторе, а также то, как гравитационное притяжение Солнца и Луны создает приливы Земли.

Его метод геометрического анализа, подобный исчислению, также смог учесть скорость звука в воздухе (основанную на законе Бойля), прецессию равноденствий - которые он показал, были результатом гравитационного притяжения Луны к Земле - и определить орбиты комет. Этот том оказал бы глубокое влияние на науку, и его принципы оставались каноническими в течение следующих 200 лет.

Другое крупное открытие произошло в 1755 году, когда Иммануил Кант предположил, что Млечный Путь - это большая коллекция звезд, скрепленных взаимной гравитацией. Подобно Солнечной системе, эта коллекция звезд будет вращаться и расплющиваться как диск, в который будет встроена Солнечная система.

Астроном Уильям Гершель попытался на самом деле наметить форму Млечного пути в 1785 году, но он не понимал, что большие части галактики скрыты газом и пылью, которая скрывает свою истинную форму. Следующий большой скачок в изучении Вселенной и законов, управляющих ею, произошел только в 20-м веке, когда появились теории особой и общей теории относительности Эйнштейна.

Инновационные теории Эйнштейна о пространстве и времени (просто Е = mc²частично были результатом его попыток разрешить законы механики Ньютона с законами электромагнетизма (как характеризуются уравнениями Максвелла и законом силы Лоренца). В конце концов, Эйнштейн разрешил бы несоответствие между этими двумя областями, предложив специальную относительность в своей статье 1905 года:Об электродинамике движущихся тел“.

В основном эта теория утверждала, что скорость света одинакова во всех инерциальных системах отсчета. Это противоречило ранее достигнутому консенсусу о том, что свет, проходящий через движущуюся среду, будет увлекаться этой средой, а это означает, что скорость света является суммой его скорости. через средний плюс скорость из эта среда. Эта теория привела к многочисленным проблемам, которые оказались непреодолимыми до теории Эйнштейна.

Специальная теория относительности не только примирила уравнения Максвелла для электричества и магнетизма с законами механики, но также упростила математические вычисления, покончив с посторонними объяснениями, используемыми другими учеными. Это также сделало существование среды совершенно излишним, соответствующим непосредственно наблюдаемой скорости света, и учитывало наблюдаемые аберрации.

В период с 1907 по 1911 год Эйнштейн начал размышлять над тем, как применить специальную относительность к гравитационным полям, что станет известно как теория общей теории относительности. Это завершилось в 1911 году публикациями «О влиянии гравитации на распространение света«, В котором он предсказал, что время относительно наблюдателя и зависит от их положения в гравитационном поле.

Он также выдвинул то, что известно как принцип эквивалентности, который утверждает, что гравитационная масса идентична инерционной массе. Эйнштейн также предсказал явление гравитационного замедления времени - когда два наблюдателя, расположенные на разных расстояниях от гравитирующей массы, ощущают разницу во времени между двумя событиями. Другим крупным результатом его теорий было существование Черных Дыр и расширяющейся Вселенной.

В 1915 году, через несколько месяцев после того, как Эйнштейн опубликовал свою Теорию общей теории относительности, немецкий физик и астроном Карл Шварцшильд нашел решение уравнений поля Эйнштейна, которое описывает гравитационное поле точечной и сферической массы. Это решение, которое теперь называется радиусом Шварцшильда, описывает точку, в которой масса сферы сжимается настолько, что скорость вылета с поверхности будет равна скорости света.

В 1931 году индийско-американский астрофизик Субрахманян Чандрасекхар с помощью специальной теории относительности рассчитал, что не вращающееся тело вырожденного электронов вещества выше определенной предельной массы разрушится само по себе. В 1939 году Роберт Оппенгеймер и другие согласились с анализом Чандрасекара, заявив, что нейтронные звезды, превышающие установленный предел, разрушатся в черные дыры.

Другим следствием общей теории относительности было предсказание того, что Вселенная находилась в состоянии расширения или сжатия. В 1929 году Эдвин Хаббл подтвердил, что это был первый случай. 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!