UNIVERSUMI

Send

Mikä on maailmankaikkeus? Se on yksi erittäin kuormitettu kysymys! Riippumatta siitä, missä kulmassa vastaus tähän kysymykseen oli, voitiin viettää vuosia vastaamalla siihen ja silti tuskin naarmuuttaa pintaa. Ajan ja tilan suhteen se on uskomattoman suuri (ja mahdollisesti jopa ääretön) ja ihmisstandardien mukaan uskomattoman vanha. Sen yksityiskohtainen kuvaileminen on siis monumentaalinen tehtävä. Mutta me täällä Space Magazine -lehdessä olemme päättäneet yrittää!

Joten mikä on maailmankaikkeus? No, lyhyt vastaus on, että se on kaiken olemassaolon summa. Se on aika, tila, aine ja energia kokonaisuudessaan, joka alkoi laajentua noin 13,8 miljardia vuotta sitten ja on jatkanut laajentumistaan siitä lähtien. Kukaan ei ole täysin varma kuinka laaja maailmankaikkeus todella on, eikä kukaan ole täysin varma kuinka se kaikki loppuu. Mutta meneillään oleva tutkimus ja tutkimus on opettanut meille paljon ihmiskunnan historian aikana.

Määritelmä:

Termi “maailmankaikkeus” on johdettu latinalaisesta sanasta “universum”, jota Rooman valtiomies Cicero ja myöhemmät roomalaiset kirjailijat käyttivät viitaten maailmaan ja kosmokseen heidän tietäessään. Tämä koostui maasta ja kaikista siinä asuvista elävistä olennoista, samoin kuin Kuusta, Auringosta, silloin tunnetuista planeetoista (elohopea, Venus, Mars, Jupiter, Saturnus) ja tähdet.

Termiä ”kosmos” käytetään usein vuorottelevasti maailmankaikkeuden kanssa. Se on johdettu kreikan sanasta Kosmos, joka tarkoittaa kirjaimellisesti ”maailmaa”. Muita sanoja, joita käytetään yleisesti olemassaolon määrittelemiseksi, ovat ”Luonto” (johdettu germaanisesta sanasta Natur) ja englanninkielinen sana "everything", jota käytetään, voidaan nähdä tieteellisessä terminologiassa - ts. "Theory of Everything" (TOE).

Nykyään tätä termiä käytetään usein viittaamaan kaikkiin asioihin, jotka ovat olemassa tunnetussa maailmankaikkeudessa - aurinkokunta, Linnunrata ja kaikki tunnetut galaksit ja ylärakenteet. Nykyaikaisen tieteen, tähtitieteen ja astrofysiikan yhteydessä se viittaa myös kaikkeen avaruusaikaan, kaikkiin energiamuotoihin (ts. Sähkömagneettiseen säteilyyn ja aineeseen) sekä niitä sitoviin fyysisiin lakeihin.

Universumin alkuperä:

Nykyinen tieteellinen yksimielisyys on, että maailmankaikkeus laajeni erittäin korkean aineen ja energiatiheyden pisteestä suunnilleen 13,8 miljardia vuotta sitten. Tämä teoria, joka tunnetaan nimellä Big Bang Theory, ei ole ainoa kosmologinen malli selittämään maailmankaikkeuden alkuperää ja sen evoluutiota - esimerkiksi on olemassa vakaan tilan teoria tai värähtelevän universumin teoria.

Se on kuitenkin yleisimmin hyväksytty ja suosittu. Tämä johtuu tosiasiasta, että pelkästään Big Bang -teoria pystyy selittämään kaiken tunnetun aineen alkuperän, fysiikan lait ja maailmankaikkeuden laaja-alaisen rakenteen. Se vastaa myös maailmankaikkeuden laajenemisesta, kosmisen mikroaaltotaustan olemassaolosta ja laajasta joukosta muita ilmiöitä.

Työskennellessään taaksepäin maailmankaikkeuden nykytilasta, tutkijat ovat teorioineet, että sen on pitänyt alkaa syntyä rajattoman tiheyden ja rajallisen ajan yhdessä pisteessä, joka alkoi laajentua. Alkuperäisen laajennuksen jälkeen teoria väittää, että maailmankaikkeus jäähtyi riittävästi subatomisten hiukkasten ja myöhemmin yksinkertaisten atomien muodostumisen mahdollistamiseksi. Näiden ensisijaisten elementtien jättiläiset pilvet myöhemmin yhdistyivät painovoiman kautta tähtien ja galaksien muodostamiseksi.

Tämä kaikki alkoi karkeasti 13,8 miljardia vuotta sitten, ja sitä pidetään siis maailmankaikkeuden ikänä. Tutkimalla teoreettisia periaatteita, hiukkaskiihdyttimiä ja korkeaenergiatiloja sisältäviä kokeita sekä syvää maailmankaikkeutta havainnoivia tähtitieteellisiä tutkimuksia, tutkijat ovat rakentaneet aikataulun tapahtumista, jotka alkoivat suuresta räjähdyksestä ja ovat johtaneet kosmisen evoluution nykyiseen tilaan. .

Universumin varhaisimmat ajat - kuitenkin noin 10: stä^-43 10: een^-11 sekuntia ison iskun jälkeen - ovat laajan spekuloinnin kohteena. Koska fysiikan lakeja sellaisina kuin me niitä tunnemme, ei olisi voinut olla olemassa tällä hetkellä, on vaikea hahmottaa, kuinka maailmankaikkeutta olisi voitu hallita. Lisäksi kokeilut, jotka voivat luoda erilaisia energioita, ovat lapsenkengissä.

Silti, monet teoriat vallitsevat siitä, mitä tapahtui tässä ensimmäisessä hetkessä, monet niistä ovat yhteensopivia. Monien näiden teorioiden mukaisesti iso iskua seuraava hetki voidaan jakaa seuraaviin ajanjaksoihin: Singulaarisuuden aikakausi, Inflaatiokausi ja Jäähdytyskausi.

Tunnetaan myös nimellä Planck-aikakausi (tai Planck-aikakausi), Singularity-aikakausi oli maailmankaikkeuden varhaisin tunnettu ajanjakso. Tällä hetkellä kaikki aine tiivistyi yhteen pisteeseen äärettömän tiheyden ja äärimmäisen kuumuuden kohdalla. Tänä aikana uskotaan, että painovoiman kvanttiset vaikutukset hallitsivat fyysisiä vuorovaikutuksia ja että mikään muu fyysinen voima ei ollut yhtä vahva kuin gravitaatio.

Tämä Planck-aikajakso ulottuu pisteestä 0 noin 10: een^-43sekuntia, ja se on niin kutsuttu, koska se voidaan mitata vain Planckin ajan. Aineen äärimmäisen kuumuuden ja tiheyden takia maailmankaikkeuden tila oli erittäin epävakaa. Siksi se alkoi laajentua ja jäähtyä, mikä johti fysiikan perusvoimien ilmenemiseen. Noin kymmenestä^-43 toinen ja 10^-36, universumi alkoi ylittää siirtymälämpötilat.

Juuri täällä maailmankaikkeutta hallitsevien perusvoimien uskotaan alkavan erottua toisistaan. Ensimmäinen askel tässä oli painovoima, joka erottui mittarivoimista, jotka vastaavat voimakkaista ja heikoista ydinvoimista ja sähkömagneettisuudesta. Sitten, alkaen 10^-3610: een^-32sekunnin ajan ison räjähdyksen jälkeen maailmankaikkeuden lämpötila oli riittävän matala (10 ºC)²⁸ K) että sähkömagneettisuus ja heikko ydinvoima pystyivät erottamaan myös toisistaan.

Luomalla maailmankaikkeuden ensimmäiset perusvoimat, inflaatiokausi alkoi kesti kymmenestä^-32sekuntia Planck-ajasta tuntemattomaan pisteeseen. Useimmat kosmologiset mallit viittaavat siihen, että maailmankaikkeus täyttyi tässä vaiheessa homogeenisesti suurella energiatiheydellä ja uskomattoman korkeat lämpötilat ja paineet aiheuttivat nopeaa laajentumista ja jäähdytystä.

Tämä alkoi kello 10^-37 sekuntia, jolloin vaiheiden siirtyminen, joka aiheutti voimien erottelun, johti myös ajanjaksoon, jolloin maailmankaikkeus kasvoi eksponentiaalisesti. Juuri tällä hetkellä tapahtui baryogeneesi, joka viittaa hypoteettiseen tapahtumaan, jossa lämpötilat olivat niin korkeat, että hiukkasten satunnaiset liikkeet tapahtuivat relativistisilla nopeuksilla.

Tämän seurauksena kaikenlaisia hiukkasten ja hiukkasten välisiä pareja luotiin ja tuhoutui jatkuvasti törmäyksissä, mikä uskotaan johtaneen aineen etusijalle antimateriaaliin nähden nykyisessä universumissa. Inflaation pysähtymisen jälkeen maailmankaikkeus koostui kvarki-gluoniplasmasta, samoin kuin kaikista muista alkuainehiukkasista. Tästä hetkestä lähtien maailmankaikkeus alkoi jäähtyä ja aine yhdistyi ja muodostui.

Kun maailmankaikkeus laski edelleen tiheyttä ja lämpötilaa, alkoi Jäähdytyskausi. Tälle oli ominaista hiukkasten energian vähentyminen ja vaihesiirtymien jatkuminen, kunnes fysiikan perusvoimat ja alkuainehiukkaset muuttuivat nykyiseen muotoonsa. Koska hiukkasenergiat olisivat pudonneet arvoihin, jotka voidaan saada hiukkasfysiikkakokeilla, tästä ajanjaksosta eteenpäin tehdään vähemmän spekulointia.

Esimerkiksi tutkijat uskovat, että noin 10^-11 sekunnin kuluttua isosta räjähdyksestä hiukkastenergia laski huomattavasti. Noin 10^-6 sekuntia, kvarkit ja gluonit yhdistettiin muodostamaan baryoneja, kuten protoneja ja neutroneja, ja pieni ylimäärä kvarkeja antiikkärien yli johti pieneen ylimäärään baryoneja yli antiaryonien.

Koska lämpötilat eivät olleet riittävän korkeita uusien protoni-anti-protoniparien (tai neutroni- anitneutroniparien) luomiseksi, seurasi välittömästi tuhoaminen, jolloin vain yksi kymmenestä¹⁰ alkuperäisistä protoneista ja neutroneista eikä yksikään niiden antihiukkasista. Samanlainen prosessi tapahtui noin 1 sekunnissa suuren iskun jälkeen elektronien ja positronien suhteen.

Näiden tuhoamisten jälkeen jäljellä olevat protonit, neutronit ja elektronit eivät enää liikkuneet relativistisesti ja maailmankaikkeuden energiatiheydessä hallitsivat fotonit - ja vähemmässä määrin neutriinoja. Muutaman minuutin kuluttua laajentumisesta alkoi myös Big Bang -nukleosynteesiksi kutsuttu ajanjakso.

Lämpötilojen pudottua miljardiin kelviniin ja energiatiheyksien laskiessa suunnilleen vastaavaksi ilmaan, neutronit ja protonit alkoivat yhdistyä muodostaen Universumin ensimmäisen deuteriumin (vakaa vedyn isotooppi) ja heliumiatomit. Kuitenkin suurin osa maailmankaikkeuden protoneista jäi yhdistämättä vetyydämenä.

Noin 379 000 vuoden kuluttua elektronit yhdistyivät näiden ytimien kanssa atomien muodostamiseksi (jälleen, enimmäkseen vedynä), kun taas säteily irtautui aineesta ja jatkoi laajentumistaan avaruuden läpi, suurimmaksi osaksi esteettömästi. Tämän säteilyn tiedetään nyt muodostavan kosmisen mikroaaltotausta (CMB), joka on nykyään maailmankaikkeuden vanhin valo.

CMB: n laajentuessa se menetti vähitellen tiheyttä ja energiaa, ja sen lämpötilan arvioidaan olevan tällä hetkellä 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) ja energiatiheys 0,25 eV / cm.³ (tai 4,005 × 10^-14 J / m³; 400–500 fotonia / cm³). CMB voidaan nähdä kaikkiin suuntiin suunnilleen 13,8 miljardin valovuoden etäisyydellä, mutta arviolta todellisesta etäisyydestään se sijoittuu noin 46 miljardiin valovuoteen maailmankaikkeuden keskustasta.

Universumin kehitys:

Seuraavan usean miljardin vuoden aikana maailmankaikkeuden hiukan tiheämmät alueet (jotka olivat jakautuneet melkein tasaisesti) alkoivat houkutella painovoimaa toisiinsa. Siksi ne kasvoivat vielä tiheämmäksi, muodostaen kaasupilviä, tähtiä, galakseja ja muita tähtitieteellisiä rakenteita, joita seuraamme säännöllisesti tänään.

Tätä kutsutaan rakennekaudeksi, koska juuri tänä aikana moderni maailmankaikkeus alkoi muotoutua. Tämä koostui näkyvästä aineesta, joka oli jakautunut erikokoisissa rakenteissa (ts. Tähteistä ja planeetoista galakseihin, galaksiklusteihin ja superklustereihin), joissa aine on keskittynyt ja joita erottavat valtavat kuilut, joissa on muutama galaksi.

Tämän prosessin yksityiskohdat riippuvat universumin aineen määrästä ja tyypistä. Kylmä tumma aine, lämmin tumma aine, kuuma tumma aine ja baryoninen aine ovat neljä ehdotettua tyyppiä. Lambda-kylmä Dark Matter -mallia (Lambda-CDM), jossa tumman aineen hiukkaset liikkuivat hitaasti valon nopeuteen verrattuna, pidetään kuitenkin Big Bang -kosmologian standardimallina, koska se sopii parhaiten käytettävissä oleviin tietoihin. .

Tässä mallissa kylmän pimeän aineen arvioidaan muodostavan noin 23% maailmankaikkeuden aineesta / energiasta, kun taas baryonisen aineen osuus on noin 4,6%. Lambda viittaa kosmologiseen vakioon, Albert Einsteinin alun perin ehdottamaan teoriaan, joka yritti osoittaa, että massa-energian tasapaino maailmankaikkeudessa pysyy staattisena.

Tässä tapauksessa se liittyy pimeään energiaan, joka auttoi nopeuttamaan maailmankaikkeuden laajenemista ja pitämään sen laaja-alainen rakenne suurelta osin yhtenäisenä. Pimeän energian olemassaolo perustuu useisiin todisteisiin, jotka kaikki viittaavat siihen, että maailmankaikkeus on sen läpäisevä. Havaintojen perusteella arvioidaan, että 73% maailmankaikkeudesta koostuu tästä energiasta.

Universumin varhaisimmissa vaiheissa, kun kaikki baryoninen aine oli tiiviimmin avaruudessa yhdessä, painovoima vallitsi. Miljardien vuosien laajentumisen jälkeen tumman energian kasvava runsaus johti kuitenkin siihen, että se alkoi hallita galaksien välistä vuorovaikutusta. Tämä laukaisi kiihtyvyyden, jota kutsutaan kosmisen kiihtyvyyden aikakaudeksi.

Tämän ajanjakson alkamisesta käydään keskustelua, mutta sen arvioidaan alkavan noin 8,8 miljardia vuotta Ison räjähdyksen jälkeen (5 miljardia vuotta sitten). Kosmologit luottavat sekä kvantimekaniikkaan että Einsteinin yleiseen suhteellisuuteen kuvaamaan kosmisen evoluutioprosessia, joka tapahtui tänä aikana ja koska tahansa inflaatiokauden jälkeen.

Tarkan havainnointi- ja mallintamisprosessin avulla tutkijat ovat päättäneet, että tämä evoluutiojakso on yhdenmukainen Einsteinin kenttäyhtälöiden kanssa, vaikka tumman energian todellinen luonne on edelleen harhaanjohtava. Lisäksi ei ole olemassa mitään hyvin tuettuja malleja, jotka pystyisivät määrittämään, mitä tapahtui maailmankaikkeudessa ennen ajanjaksoa 10^-15sekuntia ison iskun jälkeen.

Käynnissä olevilla kokeilla, joissa käytetään CERNin suurta hadronikoppijaa (LHC), pyritään kuitenkin luomaan energiaolosuhteet, jotka olisivat olleet olemassa ison iskun aikana. Tämän odotetaan myös paljastavan fysiikan, joka ylittää standardimallin valtakunnan.

Mahdolliset läpimurtot tällä alueella johtavat todennäköisesti kvanttigravitaation yhtenäiseen teoriaan, jossa tutkijat kykenevät vihdoin ymmärtämään, kuinka painovoima on vuorovaikutuksessa fysiikan kolmen muun perusvoiman - sähkömagneettisuuden, heikon ydinvoiman ja voimakkaan ydinvoiman kanssa. Tämä puolestaan auttaa meitä ymmärtämään, mitä todella tapahtui maailmankaikkeuden aikaisimpien aikakausien aikana.

Universumin rakenne:

Universumin todellista kokoa, muotoa ja laaja-alaista rakennetta on tutkittu jatkuvasti. Vaikka vanhin havaittavissa oleva maailmankaikkeuden valo on 13,8 miljardin valovuoden päässä (CMB), tämä ei ole maailmankaikkeuden todellinen laajuus. Kun otetaan huomioon, että maailmankaikkeus on ollut laajentuneessa tilassa miljardia vuotta, ja nopeuksilla, jotka ylittävät valon nopeuden, todellinen raja ulottuu kaukana siitä, mitä voimme nähdä.

Nykyiset kosmologiset mallimme osoittavat, että maailmankaikkeuden halkaisija on noin 91 miljardia valovuotta (28 miljardia parsia). Toisin sanoen havaittavissa oleva maailmankaikkeus ulottuu ulos aurinkokunnastamme noin 46 miljardin valovuoden etäisyyteen kaikkiin suuntiin. Koska maailmankaikkeuden reunaa ei voida kuitenkaan havaita, ei ole vielä selvää onko universumilla todella reuna. Kaikille tiedämme, se jatkuu ikuisesti!

Tarkkailtavissa olevan maailmankaikkeuden sisällä aine jakaantuu hyvin jäsennellyllä tavalla. Galaksien sisällä tämä koostuu suurista konsentraatioista - ts. Planeetoista, tähtiistä ja hämähäkkeistä -, jotka ovat välissä suurilla tyhjän tilan alueilla (ts. Planeettojenvälinen tila ja tähtienvälinen väliaine).

Asiat ovat suurelta osin samat, galakseja erottamalla tilavuudella tilaa, joka on täytetty kaasulla ja pölyllä. Suurimmassa mittakaavassa, missä galaksiklusterit ja superklusterit ovat olemassa, sinulla on järkevä verkosto laajamittaisia rakenteita, jotka koostuvat tiheistä ainefilamenteista ja jättiläisistä kosmisista tyhjiöistä.

Avaruusaika voi muodonsa suhteen olla yhdessä kolmesta mahdollisesta kokoonpanosta - positiivisesti kaareva, negatiivisesti kaareva ja tasainen. Nämä mahdollisuudet perustuvat ainakin neljän avaruus-ajan ulottuvuuden olemassaoloon (x-koordinaatti, y-koordinaatti, z-koordinaatti ja aika), ja ne riippuvat kosmisen laajentumisen luonteesta ja siitä, onko maailmankaikkeus vai ei on äärellinen tai ääretön.

Positiivisesti kaareva (tai suljettu) maailmankaikkeus muistuttaisi nelisuuntaista palloa, joka olisi avaruudessa äärellinen ja jolla ei olisi havaittavissa olevaa reunaa. Negatiivisesti kaareva (tai avoin) maailmankaikkeus näyttäisi neliulotteiselta "satulalta" eikä sillä olisi rajoja tilassa tai ajassa.

Aikaisemmassa skenaariossa maailmankaikkeuden olisi lopetettava laajentuminen energian ylikuormituksen vuoksi. Viimeksi mainitussa se sisältäisi liian vähän energiaa laajenemisen lopettamiseksi. Kolmannessa ja viimeisessä skenaariossa - tasaisessa maailmankaikkeudessa - olisi kriittinen määrä energiaa ja sen laajentuminen kiertyy vasta ääretön ajan.

Universumin kohtalo:

Oletus, että maailmankaikkeudella oli lähtökohta, herättää luonnollisesti kysymyksiä mahdollisesta loppupisteestä. Jos maailmankaikkeus alkoi pienenä äärettömän tiheyden pisteenä, joka alkoi laajentua, tarkoittaako se, että se jatkaa kasvuaan loputtomiin? Vai loppuuko se jonain päivänä laajalle ulottuvalle voimalle ja alkaa vetäytyä sisäänpäin, kunnes kaikki aine rypistyy takaisin pieneen palloon?

Tähän kysymykseen vastaaminen on ollut kosmologien tärkeä painopiste siitä lähtien, kun keskustelu siitä, mikä maailmankaikkeuden malli oli oikea, alkoi. Hyväksymällä Big Bang -teorian, mutta ennen pimeän energian havaitsemista 1990-luvulla, kosmologit olivat sopineet kahdesta skenaariosta, jotka ovat todennäköisimpiä lopputuloksia maailmankaikkeuksellemme.

Ensimmäisessä, joka tunnetaan yleisesti nimellä “Big Crunch” -skenaario, universumi saavuttaa maksimikokoisen ja alkaa sitten romahtaa itsestään. Tämä on mahdollista vain, jos maailmankaikkeuden massatiheys on suurempi kuin kriittinen tiheys. Toisin sanoen, kunhan aineen tiheys pysyy tietyn arvon yläpuolella (1-3 x 10)^-26 kg ainetta / m³), maailmankaikkeus lopulta supistuu.

Vaihtoehtoisesti, jos tiheys maailmankaikkeudessa olisi yhtä suuri tai pienempi kuin kriittinen tiheys, laajeneminen hidastuisi, mutta ei koskaan pysähtyisi. Tässä skenaariossa, joka tunnetaan nimellä “iso jäätyminen”, maailmankaikkeus jatkaisi, kunnes tähten muodostuminen lopulta loppuu kaikkien tähteiden välisen kaasun kuluttamiseen jokaisessa galaksissa. Samaan aikaan kaikki olemassa olevat tähdet palavat ja muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi, neutronitähteiksi ja mustiksi reikiksi.

Hyvin vähitellen näiden mustien reikien väliset törmäykset johtaisivat massan kertymiseen suurempiin ja suurempiin mustiin reikiin. Universumin keskilämpötila lähestyy absoluuttista nollaa ja mustat aukot haihtuvat, kun he ovat lähettäneet viimeisen Hawking-säteilynsä. Lopuksi, maailmankaikkeuden entropia lisääntyisi siihen pisteeseen, että siitä ei voitaisi saada mitään organisoitua energiamuotoa (skenaariot, joita kutsutaan nimellä ”lämpökuolema”).

Nykyaikaiset havainnot, jotka sisältävät pimeän energian olemassaolon ja sen vaikutuksen kosmiseen laajentumiseen, ovat johtaneet siihen johtopäätökseen, että yhä enemmän nykyisin näkyvästä maailmankaikkeudesta kulkee tapahtumahorisontin ulkopuolella (ts. CMB, sen reunan, mitä voimme nähdä) ja tulla näkymättömäksi meille. Tämän lopullista tulosta ei tällä hetkellä tunneta, mutta ”kuolemantapausta” pidetään todennäköisenä päätepisteenä myös tässä skenaariossa.

Muut tumman energian selitykset, joita kutsutaan fantomienergia-teorioiksi, viittaavat siihen, että galaksiklusterit, tähdet, planeetat, atomit, ytimet ja itse aine repeytyvät jatkuvasti kasvavan laajentumisen myötä. Tätä skenaariota kutsutaan nimellä "iso repäytyminen", jossa itse maailmankaikkeuden laajeneminen on lopulta sen kumoaminen.

Opintohistoria:

Tarkkaan ottaen ihmiset ovat pohtineet ja tutkineet maailmankaikkeuden luonnetta esihistoriasta lähtien. Sellaisinaan varhaisimmat kertomukset siitä, miten maailmankaikkeus syntyivät, olivat luonteeltaan mytologisia ja siirtyivät suullisesti sukupolvelta toiselle. Näissä tarinoissa maailma, tila, aika ja koko elämä alkoivat luomistapahtumassa, jossa jumala tai jumalat olivat vastuussa kaiken luomisesta.

Tähtitiede alkoi myös nousta tutkimuksen alaksi muinaisten babylonialaisten aikaan. Babylonialaisten tutkijoiden laatimat tähdistö- ja astrologiset kalenterijärjestelmät jo 2. vuosituhannella eKr. Kertovat kulttuurien kosmologisista ja astrologisista perinteistä tuhansien vuosien ajan.

Klassisen antiikin myötä fyysisten lakien sanelema käsitys maailmankaikkeudesta alkoi syntyä. Kreikkalaisten ja intialaisten tutkijoiden välillä luomisen selitykset alkoivat tulla filosofisiksi luonteeltaan, korostaen syytä ja seurausta kuin jumalallista välitystä. Varhaisimpia esimerkkejä ovat Thales ja Anaximander, kaksi ennen Sokraattista kreikkalaista tutkijaa, jotka väittivät, että kaikki syntyi aineen alkuperäisestä muodosta.

5. vuosisadalla eKr., Sokraatista edeltävästä filosofista Empedoclesista tuli ensimmäinen länsimainen tutkija, joka ehdotti yliopistoa, joka koostui neljästä elementistä - maa, ilma, vesi ja tuli. Tästä filosofiasta tuli erittäin suosittu länsimaisissa piireissä, ja se oli samanlainen kuin kiinalainen viiden elementin järjestelmä - metalli, puu, vesi, tuli ja maa -, joka syntyi samanaikaisesti.

Vasta 5. – 4. Vuosisadan eKr. Kreikkalaisfilosofilla Democrituksella ehdotettiin jakautumattomista hiukkasista (atomeista) koostuvaa maailmankaikkeutta. Intialainen filosofi Kanada (joka asui 6. tai 2. vuosisadalla eKr.) Vei tätä filosofiaa edelleen esittämällä, että valo ja lämpö olivat sama aine eri muodossa. 5. vuosisadan CE-buddhalainen filosofi Dignana vei tämän vielä pidemmälle ja ehdotti, että kaikki aine koostuisi energiasta.

Rajallisen ajan käsite oli myös keskeinen piirre abrahamien uskonnoissa - juutalaisuudessa, kristinuskossa ja islamissa. Ehkä innoittamana tuomiopäivän Zoroastrian-käsitteestä, usko siihen, että maailmankaikkeudella on alku ja loppu, ilmoitetaan edelleen länsimaisille kosmologiakäsityksille jopa nykypäivään.

2. vuosituhannen eaa ja 2. vuosisadan CE välillä astronomian ja astrologian kehitys jatkui. Kreikkalaisten tähtitieteilijöiden valvomisen lisäksi planeettojen oikeiden liikkeiden ja tähtikuvioiden liikkumisen Zodiacin läpi, ne myös kertoivat maailmankaikkeuden geosentrisen mallin, jossa aurinko, planeetat ja tähdet pyörivät maapallon ympäri.

Nämä perinteet kuvataan parhaiten toisen vuosisadan CE - matemaattisessa ja tähtitieteellisessä teoksessaAlmagest, jonka kirjoitti kreikkalais-egyptiläinen tähtitieteilijä Claudius Ptolemaeus (alias Ptolemy). Keskiaikaiset eurooppalaiset ja islamilaiset tutkijat pitivät tätä tutkielmaa ja sen suosimaa kosmologista mallia yli tuhannen vuoden ajan kaanonina.

Kuitenkin jo ennen tieteellistä vallankumousta (noin 16.-18. Vuosisadat), jotkut tähtitieteilijät ehdottivat maailmankaikkeuden heliosentristä mallia - missä maa, planeetat ja tähdet pyörivät auringon ympärillä. Näihin kuuluivat kreikkalainen tähtitieteilijä Aristarchus Samosista (noin 310 - 230 eaa) ja hellenistinen tähtitieteilijä ja filosofi Seleucus Seleuciasta (190 - 150 eaa).

Keskiajalla intialaiset, persialaiset ja arabialaiset filosofit ja tutkijat jatkoivat ja laajensivat klassista tähtitiedettä. Sen lisäksi, että he pitivät Ptolemaiosia ja muita kuin aristotelilaisia ideoita, he ehdottivat myös vallankumouksellisia ideoita, kuten maan kierto. Jotkut tutkijat - kuten intialainen tähtitieteilijä Aryabhata ja persialaiset tähtitieteilijät Albumasar ja Al-Sijzi - jopa edistyneempiä versioita heliokeskeisestä universumista.

Nicolaus Copernicus ehdotti 1500-luvulle mennessä täydellisintä heliokeskeisen universumin käsitettä ratkaisemalla matemaattiset ongelmat teorian kanssa. Hänen ajatuksensa ilmaistiin ensin 40-sivuisessa käsikirjoituksessa, jonka otsikko on Commentariolus (”Pieni kommentti”), joka kuvasi heliosentristä mallia, joka perustuu seitsemään yleiseen periaatteeseen. Näissä seitsemässä periaatteessa todettiin seuraavaa:

Taivaankappaleiden kaikki eivät pyöri yhden pisteen ympäri
Maapallon keskipiste on kuusikuulan keskipiste - kuun kiertorata Maan ympärillä; kaikki pallot pyörivät auringon ympäri, joka on lähellä maailmankaikkeuden keskustaa
Maan ja auringon välinen etäisyys on merkityksetön osa etäisyydestä maasta ja auringosta tähtiin, joten tähtiä ei havaita parallaksia
Tähdet ovat liikkumattomia - niiden ilmeinen päivittäinen liike johtuu Maan päivittäisestä pyörimisestä
Maapalloa liikutetaan auringon ympärillä olevassa palloissa, mikä aiheuttaa auringon näennäisen vuotuisen muuttoliikkeen
Maapallolla on enemmän kuin yksi liike
Maan kiertorata auringon ympäri aiheuttaa näennäisen käänteisen planeettojen liikkeiden suuntaan.

Kattavampi käsitys hänen ideoistaan julkaistiin vuonna 1532, kun Copernicus valmissi magnum opuksensa - Devolutionibus orbium coelestium (Taivaallisten pallojen kierroksista). Siinä hän esitti seitsemän pääväitettä, mutta yksityiskohtaisemmassa muodossa ja yksityiskohtaisilla laskelmilla niiden tukemiseksi. Vainojen ja takaiskujen pelon vuoksi tämä määrä vapautettiin vasta hänen kuolemaansa vuonna 1542.

Hänen ajatuksiaan tarkentaisivat entisestään 16/17-luvun matemaatikot, tähtitieteilijä ja keksijä Galileo Galilei. Oman luomuksensa kaukoputkea käyttämällä Galileo tekisi kirjautuneita havaintoja Kuusta, Auringosta ja Jupiterista, jotka osoittivat puutteita maailmankaikkeuden geosentrisessä mallissa ja esittelivät samalla Kopernikaanisen mallin sisäistä johdonmukaisuutta.

Hänen havaintonsa julkaistiin useissa eri osa-alueissa koko 1700-luvun alkupuolella. Hänen havainnonsa Kuun kraatteripinnasta ja havainnoistaan Jupiterista ja sen suurimmista kuista tarkennettiin vuonna 1610 hänen Sidereus Nuncius (Tähden lähettiläs), kun hänen havainnot olivat auringonpilkkuja, kuvailtiin Auringossa havaituissa pisteissä (1610).

Galileo tallensi myös havainnonsa Linnunradasta Tähden lähettiläs, jonka aiemmin uskottiin olevan sumuista. Sen sijaan Galileo havaitsi, että se oli joukko tähtiä, jotka oli pakattu niin tiheästi toisiinsa, että se näytti kaukaa näyttävän pilviltä, mutta jotka olivat itse asiassa tähtiä, jotka olivat paljon kauempana kuin aiemmin ajateltiin.

Vuonna 1632 Galileo käsitteli lopulta ”suurta keskustelua” tutkielmassaanDialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Kahden pääjärjestelmän vuoropuhelu), jossa hän kannatti heliosentristä mallia geosentrisen yli. Käyttämällä omia teleskooppisia havaintojaan, modernia fysiikkaa ja tiukkaa logiikkaa Galileon väitteet heikensivät tehokkaasti Aristoteleen ja Ptolemaiyn järjestelmän perustaa kasvavalle ja vastaanottavaiselle yleisölle.

Johannes Kepler eteni mallia edelleen teoriassaan planeettojen elliptisistä kiertoradasta. Yhdistettynä tarkkoihin taulukoihin, joissa ennustettiin planeettojen sijainnit, Copernican-malli todistettiin tehokkaasti. Seitsemännentoista vuosisadan puolivälistä lähtien oli vähän sellaisia tähtitieteilijöitä, jotka eivät olleet kopernikkoja.

Seuraava suuri panos tuli sir Isaac Newtonilta (1642/43 - 1727), joka työskenteli Keplerin Planetaariliikkeen lakien kanssa ja sai hänet kehittämään teoriaansa universaalisesta painovoimasta. Vuonna 1687 hän julkaisi kuuluisan tutkielmansa Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica (”Luonnofilosofian matemaattiset periaatteet”), joka yksityiskohtaisesti kuvaa hänen kolme liikettä. Näissä laeissa todettiin seuraavaa:

Inertiaalisessa referenssikehyksessä katsottuna esine joko pysyy levossa tai jatkaa liikkumista vakionopeudella, ellei siihen kohdistu ulkoista voimaa.
Kohteessa olevien ulkoisten voimien (F) vektorisumma on yhtä suuri kuin massa (m) sen objektin kerrottuna kohteen kiihtyvyysvektorilla (a). Matemaattisessa muodossa tämä ilmaistaan: F =m
Kun yksi ruumis kohdistaa voiman toiseen vartaloon, toinen ruumis kohdistaa samanaikaisesti voiman, joka on samansuuruinen ja vastakkainen ensimmäiselle vartalolle.

Yhdessä nämä lait kuvailivat minkä tahansa esineen, siihen vaikuttavien voimien ja tuloksena olevan liikkeen välistä suhdetta, mikä loi perustan klassiselle mekaniikalle. Lait antoivat Newtonille myös laskea kunkin planeetan massan, laskea maan tasoittumisen napojen kohdalla ja kohouman päiväntasaajan kohdalla sekä kuinka Auringon ja Kuun painovoimavetäminen luo maan vuorovesiä.

Hänen laskentamainen geometrisen analyysin menetelmä pystyi myös ottamaan huomioon äänen nopeuden ilmassa (perustuen Boylen lakiin), päiväntasauspisteiden ennakkotapaukseen - jonka hän osoitti olevan seurausta Kuun vetovoimasta maahan - ja määrittää komeetojen kiertoradat. Tällä määrällä olisi syvällinen vaikutus tieteisiin, sillä sen periaatteet pysyisivät kaanonina seuraavien 200 vuoden ajan.

Toinen merkittävä löytö tapahtui vuonna 1755, kun Immanuel Kant ehdotti, että Linnunrata on suuri tähtikokoelma tähtiä, joita keskinäinen painovoima pitää yhdessä. Aivan kuten aurinkokunta, tämä tähtikokoelma olisi pyörivä ja tasoitettu levynä, aurinkokunnan ollessa upotettuna siihen.

Astronomi William Herschel yritti tosiasiallisesti kartoittaa Linnunradan muodon vuonna 1785, mutta hän ei ymmärtänyt, että galaksin suuret osat peittävät kaasun ja pölyn, mikä piilottaa sen todellisen muodon. Seuraava suuri harppaus maailmankaikkeuden ja sitä hallitsevien lakien tutkimisessa tapahtui vasta 1900-luvulla kehittäessään Einsteinin erityistä ja yleistä suhteellisuusteoriaa.

Einsteinin uraauurtavat teoriat tilasta ja ajasta (tiivistetään yksinkertaisesti nimellä E = mc ²) olivat osittain seurausta hänen yrityksistä ratkaista Newtonin mekaniikan lait sähkömagneettisten lakien kanssa (kuten Maxwellin yhtälöt ja Lorentzin voimalaki luonnehtivat). Lopulta Einstein ratkaisisi näiden kahden kentän välisen epäjohdonmukaisuuden ehdottamalla erityissuhteellisuusteoriaa hänen 1905-julkaisussaan ”Liikkuvien kappaleiden sähköodynamiikasta“.

Pohjimmiltaan tämä teoria totesi, että valon nopeus on sama kaikissa inertioissa referenssikehyksissä. Tämä murtui aikaisemmin pidetystä yksimielisyydestä, jonka mukaan liikkuvan väliaineen läpi kulkevaa valoa vedetään sitä pitkin, mikä tarkoittaa, että valon nopeus on sen nopeuden summa kautta keskipitkä plus nopeus of tuo väliaine. Tämä teoria johti moniin kysymyksiin, jotka osoittautuivat ylitsepääsemättömiksi ennen Einsteinin teoriaa.

Erityinen relatiivisuus ei vain sovittanut Maxwellin sähkö- ja magneettiarvoyhtälöitä mekaniikan lakien kanssa, vaan yksinkertaisti myös matemaattisia laskelmia poistamalla muiden tutkijoiden käyttämät ylimääräiset selitykset. Se teki myös keskipitkän olemassaolon täysin tarpeettomaksi, sillä noudatettiin suoraan havaittua valon nopeutta ja otettiin huomioon havaitut poikkeamat.

Vuodesta 1907 vuoteen 1911 Einstein alkoi pohtia, kuinka erityistä suhteellisuutta voitaisiin soveltaa painovoimakenttiin - mitä kutsutaan yleisen suhteellisuusteorian teoriaksi. Tämä huipentui vuonna 1911 julkaisuilla ”Painovoiman vaikutuksesta valon leviämiseen”, Jossa hän ennusti, että aika on suhteessa tarkkailijaan ja riippuu heidän sijainnistaan painovoimakentässä.

Hän kehitti myös niin kutsuttua Equivalence-periaatetta, jonka mukaan painovoimamassa on identtinen inertiaalimassan kanssa. Einstein ennusti myös gravitaatioajan dilataation ilmiötä - jolloin kaksi tarkkailijaa, jotka sijaitsevat vaihtelevilla etäisyyksillä painovoimasta, havaitsevat eron ajanjaksossa kahden tapahtuman välillä. Toinen merkittävä hänen teorioidensa kasvatus oli Mustajen reikien ja laajenevan maailmankaikkeuden olemassaolo.

Vuonna 1915, muutama kuukausi sen jälkeen, kun Einstein oli julkaissut yleisen suhteellisuusteoriansa, saksalainen fyysikko ja tähtitieteilijä Karl Schwarzschild löysi ratkaisun Einsteinin kenttäyhtälöihin, jotka kuvasivat pisteen ja pallomaisen massan painovoimakenttää. Tämä ratkaisu, jota kutsutaan nykyään Schwarzschild-sädeksi, kuvaa pistettä, jossa pallon massa on niin puristettu, että poistumisnopeus pinnalta on yhtä suuri kuin valon nopeus.

Vuonna 1931 intialaisamerikkalainen astrofysiikko Subrahmanyan Chandrasekhar laski erityistä suhteellisuutta käyttämällä, että tietyn rajoittava massan yläpuolella oleva elektronien rappeutumaton aine, joka ei pyöri, romahtaa itsestään. Vuonna 1939 Robert Oppenheimer ja muut olivat yhtä mieltä Chandrasekharin analyysistä, väittäen, että määrätyn rajan ylittävät neutronitähdet romahtaisivat mustiin reikiin.

Toinen seuraus yleisestä suhteellisuudesta oli ennustus, että maailmankaikkeus oli joko laajentumisen tai supistumisen tilassa. Vuonna 1929 Edwin Hubble vahvisti, että entinen oli kyse. 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!