ΤΟ ΣΎΜΠΑΝ

Send

Τι είναι το Σύμπαν; Αυτή είναι μια απίστευτα φορτωμένη ερώτηση! Ανεξάρτητα από τη γωνία που πήρε κάποιος για να απαντήσει σε αυτήν την ερώτηση, θα μπορούσε να περάσει χρόνια απαντώντας σε αυτήν την ερώτηση και ακόμα να χαράξει την επιφάνεια. Όσον αφορά το χρόνο και το χώρο, είναι αδιανόητα μεγάλο (και πιθανώς ακόμη και άπειρο) και απίστευτα παλιό από τα ανθρώπινα πρότυπα. Επομένως, το να το περιγράψουμε λεπτομερώς είναι ένα μνημειώδες έργο. Αλλά εμείς εδώ στο Space Magazine είμαστε αποφασισμένοι να δοκιμάσουμε!

Τι είναι λοιπόν το Σύμπαν; Λοιπόν, η σύντομη απάντηση είναι ότι είναι το σύνολο του συνόλου της ύπαρξης. Είναι το σύνολο του χρόνου, του χώρου, της ύλης και της ενέργειας που άρχισε να επεκτείνεται περίπου 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια πριν και έκτοτε συνέχισε να επεκτείνεται. Κανείς δεν είναι απολύτως βέβαιος πόσο εκτεταμένο είναι το Σύμπαν, και κανείς δεν είναι απολύτως σίγουρος πώς θα τελειώσει όλα. Όμως η συνεχιζόμενη έρευνα και μελέτη μάς έχει διδάξει πολλά στην πορεία της ανθρώπινης ιστορίας.

Ορισμός:

Ο όρος «το Σύμπαν» προέρχεται από τη λατινική λέξη «universum», η οποία χρησιμοποιήθηκε από τον Ρωμαίο πολιτικό Cicero και αργότερα Ρωμαίους συγγραφείς για να αναφερθεί στον κόσμο και στον κόσμο όπως το γνώριζαν. Αυτό αποτελούνταν από τη Γη και όλα τα ζωντανά πλάσματα που κατοικούσαν σε αυτήν, καθώς και τη Σελήνη, τον Ήλιο, τους τότε γνωστούς πλανήτες (Ερμής, Αφροδίτη, Άρης, Δίας, Κρόνος) και τα αστέρια.

Ο όρος «κόσμος» χρησιμοποιείται συχνά εναλλακτικά με το Σύμπαν. Προέρχεται από την ελληνική λέξη Κόσμος, που κυριολεκτικά σημαίνει «ο κόσμος». Άλλες λέξεις που χρησιμοποιούνται συνήθως για να ορίσουν το σύνολο της ύπαρξης περιλαμβάνουν το «Φύση» (προέρχεται από τη γερμανική λέξη φυσικά) και η αγγλική λέξη "πάντα", η χρήση του οποίου μπορεί να φανεί στην επιστημονική ορολογία - δηλ. "Theory Of Everything" (TOE).

Σήμερα, αυτός ο όρος χρησιμοποιείται συχνά για να αναφέρεται σε όλα τα πράγματα που υπάρχουν μέσα στο γνωστό Σύμπαν - το Ηλιακό Σύστημα, τον Γαλαξία μας, και όλους τους γνωστούς γαλαξίες και υπερκατασκευές. Στο πλαίσιο της σύγχρονης επιστήμης, της αστρονομίας και της αστροφυσικής, αναφέρεται επίσης σε κάθε χωροχρόνο, σε όλες τις μορφές ενέργειας (δηλαδή στην ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία και στην ύλη) και στους φυσικούς νόμους που τις συνδέουν.

Προέλευση του Σύμπαντος:

Η τρέχουσα επιστημονική συναίνεση είναι ότι το Σύμπαν επεκτάθηκε από ένα σημείο εξαιρετικά υψηλής ύλης και ενεργειακής πυκνότητας περίπου 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια πριν. Αυτή η θεωρία, γνωστή ως Θεωρία της Μεγάλης Έκρηξης, δεν είναι το μόνο κοσμολογικό μοντέλο για την εξήγηση της προέλευσης του Σύμπαντος και της εξέλιξής του - για παράδειγμα, υπάρχει η Θεωρία της Σταθερής Κατάστασης ή η Θεωρία του Παλινδρομικού Σύμπαντος.

Είναι, ωστόσο, το πιο ευρέως αποδεκτό και δημοφιλές. Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι μόνο η θεωρία του Big Bang είναι σε θέση να εξηγήσει την προέλευση όλης της γνωστής ύλης, τους νόμους της φυσικής και τη δομή μεγάλης κλίμακας του Σύμπαντος. Επίσης, εξηγεί την επέκταση του Σύμπαντος, την ύπαρξη του Κοσμικού Φόντου Μικροκυμάτων και ένα ευρύ φάσμα άλλων φαινομένων.

Δουλεύοντας προς τα πίσω από την τρέχουσα κατάσταση του Σύμπαντος, οι επιστήμονες θεωρούν ότι πρέπει να προήλθε από ένα σημείο άπειρης πυκνότητας και πεπερασμένου χρόνου που άρχισε να επεκτείνεται. Μετά την αρχική επέκταση, η θεωρία υποστηρίζει ότι το Σύμπαν ψύχθηκε αρκετά ώστε να επιτρέψει το σχηματισμό υποατομικών σωματιδίων και αργότερα απλών ατόμων. Γιγαντιαία σύννεφα αυτών των αρχέγονων στοιχείων αργότερα συγκεντρώθηκαν μέσω της βαρύτητας για να σχηματίσουν αστέρια και γαλαξίες.

Όλα αυτά ξεκίνησαν περίπου 13,8 δισεκατομμύρια χρόνια πριν, και ως εκ τούτου θεωρείται η εποχή του Σύμπαντος. Μέσω της δοκιμής των θεωρητικών αρχών, πειραμάτων που περιλαμβάνουν επιταχυντές σωματιδίων και καταστάσεις υψηλής ενέργειας και αστρονομικές μελέτες που έχουν παρατηρήσει το βαθύ Σύμπαν, οι επιστήμονες έχουν κατασκευάσει ένα χρονοδιάγραμμα γεγονότων που ξεκίνησαν με το Big Bang και οδήγησαν στην τρέχουσα κατάσταση της κοσμικής εξέλιξης .

Ωστόσο, οι πρώτες στιγμές του Σύμπαντος - διαρκούν από περίπου 10^-43 έως 10^-11 δευτερόλεπτα μετά το Big Bang - αποτελούν αντικείμενο εκτεταμένης κερδοσκοπίας. Δεδομένου ότι οι νόμοι της φυσικής, όπως τους γνωρίζουμε, δεν θα μπορούσαν να υπήρχαν αυτή τη στιγμή, είναι δύσκολο να κατανοήσουμε πώς θα μπορούσε να κυβερνηθεί το Σύμπαν. Επιπλέον, τα πειράματα που μπορούν να δημιουργήσουν τα είδη ενέργειας που εμπλέκονται είναι στα παιδικά τους χρόνια.

Ωστόσο, επικρατούν πολλές θεωρίες ως προς το τι συνέβη σε αυτήν την αρχική στιγμή στο χρόνο, πολλές από τις οποίες είναι συμβατές. Σύμφωνα με πολλές από αυτές τις θεωρίες, η στιγμή που ακολουθεί το Big Bang μπορεί να χωριστεί στις ακόλουθες χρονικές περιόδους: το Singularity Epoch, το Inflation Epoch και το Cooling Epoch.

Επίσης γνωστό ως Planck Epoch (ή Planck Era), το Singularity Epoch ήταν η πρώτη γνωστή περίοδος του Σύμπαντος. Αυτή τη στιγμή, όλη η ύλη συμπυκνώθηκε σε ένα σημείο άπειρης πυκνότητας και υπερβολικής θερμότητας. Κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου, πιστεύεται ότι τα κβαντικά αποτελέσματα της βαρύτητας κυριαρχούσαν στις φυσικές αλληλεπιδράσεις και ότι καμία άλλη φυσική δύναμη δεν είχε την ίδια δύναμη με τη βαρύτητα.

Αυτή η χρονική περίοδος Planck εκτείνεται από το σημείο 0 έως περίπου 10^-43δευτερόλεπτα και ονομάζεται έτσι επειδή μπορεί να μετρηθεί μόνο σε χρόνο Planck. Λόγω της υπερβολικής θερμότητας και της πυκνότητας της ύλης, η κατάσταση του Σύμπαντος ήταν εξαιρετικά ασταθής. Έτσι άρχισε να επεκτείνεται και να δροσίζεται, οδηγώντας στην εκδήλωση των θεμελιωδών δυνάμεων της φυσικής. Από περίπου 10^-43 δεύτερο και 10^-36, το Σύμπαν άρχισε να διασχίζει τις θερμοκρασίες μετάβασης.

Εδώ πιστεύεται ότι οι θεμελιώδεις δυνάμεις που διέπουν το Σύμπαν άρχισαν να χωρίζονται μεταξύ τους. Το πρώτο βήμα σε αυτό ήταν η δύναμη της βαρύτητας που διαχωρίζεται από τις δυνάμεις μετρητή, οι οποίες αντιπροσωπεύουν ισχυρές και αδύναμες πυρηνικές δυνάμεις και ηλεκτρομαγνητισμό. Στη συνέχεια, από τις 10^-36έως 10^-32δευτερόλεπτα μετά το Big Bang, η θερμοκρασία του Σύμπαντος ήταν αρκετά χαμηλή (10²⁸ Κ) ότι ο ηλεκτρομαγνητισμός και η αδύναμη πυρηνική δύναμη μπόρεσαν επίσης να διαχωριστούν.

Με τη δημιουργία των πρώτων θεμελιωδών δυνάμεων του Σύμπαντος, ξεκίνησε η Εποχή Πληθωρισμού, η οποία διήρκεσε από τις 10^-32δευτερόλεπτα σε Planck ώρα σε άγνωστο σημείο. Τα περισσότερα κοσμολογικά μοντέλα υποδηλώνουν ότι το Σύμπαν σε αυτό το σημείο ήταν γεμάτο ομοιογενώς με υψηλή ενεργειακή πυκνότητα και ότι οι απίστευτα υψηλές θερμοκρασίες και πίεση προκάλεσαν ταχεία διαστολή και ψύξη.

Αυτό ξεκίνησε στις 10^-37 δευτερόλεπτα, όπου η μετάβαση φάσης που προκάλεσε το διαχωρισμό των δυνάμεων οδήγησε επίσης σε μια περίοδο όπου το Σύμπαν αναπτύχθηκε εκθετικά. Ήταν επίσης σε αυτό το σημείο που συνέβη η βαρυογένεση, η οποία αναφέρεται σε ένα υποθετικό γεγονός όπου οι θερμοκρασίες ήταν τόσο υψηλές που οι τυχαίες κινήσεις των σωματιδίων εμφανίστηκαν σε σχετικιστικές ταχύτητες.

Ως αποτέλεσμα αυτού, ζεύγη σωματιδίων-αντισωματιδίων όλων των ειδών δημιουργούνται συνεχώς και καταστρέφονται σε συγκρούσεις, οι οποίες πιστεύεται ότι οδήγησαν στην επικράτηση της ύλης έναντι της αντιύλης στο παρόν Σύμπαν. Αφού σταμάτησε ο πληθωρισμός, το Σύμπαν αποτελούσε ένα πλάσμα quark-gluon, καθώς και όλα τα άλλα στοιχειώδη σωματίδια. Από αυτό το σημείο και μετά, το Σύμπαν άρχισε να κρυώνει και η ύλη συνενώνεται και σχηματίζεται.

Καθώς το Σύμπαν συνέχισε να μειώνεται στην πυκνότητα και τη θερμοκρασία, άρχισε η Ψύξη. Αυτό χαρακτηρίστηκε από τη μείωση της ενέργειας των σωματιδίων και τις μεταβάσεις φάσης που συνεχίζονται έως ότου οι θεμελιώδεις δυνάμεις της φυσικής και των στοιχειωδών σωματιδίων να αλλάξουν στην παρούσα μορφή τους. Δεδομένου ότι οι ενέργειες των σωματιδίων θα είχαν μειωθεί σε τιμές που μπορούν να ληφθούν από πειράματα σωματιδιακής φυσικής, αυτή η περίοδος και μετά υπόκειται σε λιγότερες εικασίες.

Για παράδειγμα, οι επιστήμονες πιστεύουν ότι περίπου 10^-11 δευτερόλεπτα μετά το Big Bang, οι ενέργειες των σωματιδίων μειώθηκαν σημαντικά. Περίπου 10^-6 δευτερόλεπτα, τα κουάρκ και τα γλουόνια συνδυάστηκαν για να σχηματίσουν βαρυόνια όπως πρωτόνια και νετρόνια, και μια μικρή περίσσεια κουάρκ πάνω από τα αντικαράρ οδήγησε σε μια μικρή περίσσεια βαρυονίων έναντι των αντιβαρυονίων.

Δεδομένου ότι οι θερμοκρασίες δεν ήταν αρκετά υψηλές για να δημιουργήσουν νέα ζεύγη πρωτονίων-αντιπρωτονίων (ή ζεύγη νετρονίων-ανιτρονίων), ακολούθησε αμέσως ο μαζικός αφανισμός, αφήνοντας μόνο ένα στα 10¹⁰ των αρχικών πρωτονίων και των νετρονίων και κανένα από τα αντισωματίδια τους. Μια παρόμοια διαδικασία συνέβη περίπου 1 δευτερόλεπτο μετά το Big Bang για ηλεκτρόνια και ποζιτρόνια.

Μετά από αυτούς τους εκμηδενισμούς, τα εναπομείναντα πρωτόνια, τα νετρόνια και τα ηλεκτρόνια δεν κινούνται πλέον σχετικιστικά και η ενεργειακή πυκνότητα του Σύμπαντος κυριαρχούσε από τα φωτόνια - και σε μικρότερο βαθμό, τα νετρίνα. Λίγα λεπτά μετά την επέκταση, άρχισε επίσης η περίοδος που ήταν γνωστή ως πυρηνικοσύνθεση Big Bang.

Χάρη στις θερμοκρασίες που πέφτουν στο 1 δισεκατομμύριο kelvin και η ενεργειακή πυκνότητα πέφτει περίπου στο ισοδύναμο του αέρα, τα νετρόνια και τα πρωτόνια άρχισαν να συνδυάζονται για να σχηματίσουν το πρώτο δευτέριο του Σύμπαντος (ένα σταθερό ισότοπο υδρογόνου) και άτομα ηλίου. Ωστόσο, τα περισσότερα από τα πρωτόνια του Σύμπαντος παρέμειναν χωρίς περιορισμούς ως πυρήνες υδρογόνου.

Μετά από περίπου 379.000 χρόνια, τα ηλεκτρόνια συνδυάστηκαν με αυτούς τους πυρήνες για να σχηματίσουν άτομα (και πάλι, κυρίως υδρογόνο), ενώ η ακτινοβολία αποσυνδέθηκε από την ύλη και συνέχισε να επεκτείνεται μέσω του χώρου, σε μεγάλο βαθμό ανεμπόδιστη. Αυτή η ακτινοβολία είναι πλέον γνωστό ότι αποτελεί το Κοσμικό Φούρνο Μικροκυμάτων (CMB), το οποίο σήμερα είναι το παλαιότερο φως στο Σύμπαν.

Καθώς το CMB επεκτάθηκε, σταδιακά έχασε την πυκνότητα και την ενέργεια και εκτιμάται ότι έχει θερμοκρασία 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) και ενεργειακή πυκνότητα 0,25 eV / cm³ (ή 4,005 × 10^-14 J / m³; 400–500 φωτόνια / εκ³). Το CMB μπορεί να φανεί προς όλες τις κατευθύνσεις σε απόσταση περίπου 13,8 δισεκατομμυρίων ετών φωτός, αλλά οι εκτιμήσεις της πραγματικής απόστασής του το τοποθετούν σε περίπου 46 δισεκατομμύρια έτη φωτός από το κέντρο του Σύμπαντος.

Εξέλιξη του Σύμπαντος:

Κατά τη διάρκεια των αρκετών δισεκατομμυρίων ετών που ακολούθησαν, οι ελαφρώς πυκνότερες περιοχές της ύλης του Σύμπαντος (που ήταν σχεδόν ομοιόμορφα κατανεμημένες) άρχισαν να προσελκύονται βαρυτικά η μία στην άλλη. Γι 'αυτό μεγάλωσαν ακόμη πιο πυκνά, σχηματίζοντας σύννεφα αερίων, αστέρια, γαλαξίες και τις άλλες αστρονομικές δομές που παρατηρούμε τακτικά σήμερα.

Αυτό είναι γνωστό ως το Structure Epoch, καθώς εκείνη την εποχή άρχισε να διαμορφώνεται το σύγχρονο Σύμπαν. Αυτό συνίστατο σε ορατή ύλη κατανεμημένη σε δομές διαφόρων μεγεθών (δηλαδή αστέρια και πλανήτες σε γαλαξίες, σμήνη γαλαξιών και σούπερ σμήνη) όπου η ύλη συγκεντρώνεται και οι οποίες διαχωρίζονται από τεράστιους κόλπους που περιέχουν λίγους γαλαξίες.

Οι λεπτομέρειες αυτής της διαδικασίας εξαρτώνται από την ποσότητα και τον τύπο της ύλης στο Σύμπαν. Η κρύα σκοτεινή ύλη, η θερμή σκοτεινή ύλη, η καυτή σκοτεινή ύλη και η βαρυονική ύλη είναι οι τέσσερις προτεινόμενοι τύποι. Ωστόσο, το μοντέλο Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM), στο οποίο τα σωματίδια σκοτεινής ύλης κινούνται αργά σε σύγκριση με την ταχύτητα του φωτός, θεωρείται ότι είναι το τυπικό μοντέλο της κοσμολογίας Big Bang, καθώς ταιριάζει καλύτερα στα διαθέσιμα δεδομένα .

Σε αυτό το μοντέλο, η ψυχρή σκοτεινή ύλη εκτιμάται ότι αποτελεί περίπου το 23% της ύλης / ενέργειας του Σύμπαντος, ενώ η βαρυονική ύλη αποτελεί περίπου το 4,6%. Το Λάμδα αναφέρεται στην Κοσμολογική Σταθερά, μια θεωρία που αρχικά προτάθηκε από τον Άλμπερτ Αϊνστάιν που προσπάθησε να δείξει ότι η ισορροπία της μάζας-ενέργειας στο Σύμπαν παραμένει στατική.

Σε αυτήν την περίπτωση, συνδέεται με τη σκοτεινή ενέργεια, η οποία χρησίμευσε για την επιτάχυνση της επέκτασης του Σύμπαντος και τη διατήρηση της μεγάλης κλίμακας δομής του σε μεγάλο βαθμό ομοιόμορφη. Η ύπαρξη της σκοτεινής ενέργειας βασίζεται σε πολλαπλές αποδείξεις, οι οποίες δείχνουν ότι το Σύμπαν διαπερνάται από αυτό. Με βάση τις παρατηρήσεις, εκτιμάται ότι το 73% του Σύμπαντος αποτελείται από αυτήν την ενέργεια.

Κατά τις πρώτες φάσεις του Σύμπαντος, όταν όλη η βαρυονική ύλη ήταν πιο κοντά στο διάστημα, κυριαρχούσε η βαρύτητα. Ωστόσο, μετά από δισεκατομμύρια χρόνια επέκτασης, η αυξανόμενη αφθονία της σκοτεινής ενέργειας την οδήγησε να αρχίσει να κυριαρχεί στις αλληλεπιδράσεις μεταξύ των γαλαξιών. Αυτό πυροδότησε μια επιτάχυνση, η οποία είναι γνωστή ως Cosmic Acceleration Epoch.

Όταν ξεκίνησε αυτή η περίοδος συζητείται, αλλά εκτιμάται ότι ξεκίνησε περίπου 8,8 δισεκατομμύρια χρόνια μετά το Big Bang (5 δισεκατομμύρια χρόνια πριν). Οι κοσμολόγοι βασίζονται τόσο στην κβαντική μηχανική όσο και στη γενική σχετικότητα του Αϊνστάιν για να περιγράψουν τη διαδικασία της κοσμικής εξέλιξης που έλαβε χώρα κατά τη διάρκεια αυτής της περιόδου και οποτεδήποτε μετά την πληθωριστική εποχή.

Μέσω μιας αυστηρής διαδικασίας παρατηρήσεων και μοντελοποίησης, οι επιστήμονες έχουν αποφασίσει ότι αυτή η εξελικτική περίοδος συμφωνεί με τις εξισώσεις πεδίου του Αϊνστάιν, αν και η πραγματική φύση της σκοτεινής ενέργειας παραμένει απατηλή. Επιπλέον, δεν υπάρχουν καλά υποστηριζόμενα μοντέλα που να μπορούν να προσδιορίσουν τι συνέβη στο Σύμπαν πριν από την περίοδο που προηγείται της 10^-15δευτερόλεπτα μετά το Big Bang.

Ωστόσο, τα τρέχοντα πειράματα με τη χρήση του Large Hadron Collider (LHC) του CERN επιδιώκουν να αναδημιουργήσουν τις ενεργειακές συνθήκες που θα υπήρχαν κατά τη διάρκεια του Big Bang, το οποίο αναμένεται επίσης να αποκαλύψει τη φυσική που ξεπερνά τον κόσμο του Standard Model.

Τυχόν ανακαλύψεις σε αυτόν τον τομέα πιθανότατα θα οδηγήσουν σε μια ενοποιημένη θεωρία της κβαντικής βαρύτητας, όπου οι επιστήμονες θα μπορούν επιτέλους να καταλάβουν πώς αλληλεπιδρά η βαρύτητα με τις τρεις άλλες θεμελιώδεις δυνάμεις της φυσικής - ηλεκτρομαγνητισμός, αδύναμη πυρηνική δύναμη και ισχυρή πυρηνική δύναμη. Αυτό, με τη σειρά του, θα μας βοηθήσει επίσης να κατανοήσουμε τι πραγματικά συνέβη στις πρώτες εποχές του Σύμπαντος.

Δομή του Σύμπαντος:

Το πραγματικό μέγεθος, σχήμα και δομή μεγάλης κλίμακας του Σύμπαντος αποτέλεσε αντικείμενο συνεχούς έρευνας. Ενώ το παλαιότερο φως στο Σύμπαν που μπορεί να παρατηρηθεί είναι 13,8 δισεκατομμύρια έτη φωτός μακριά (το CMB), αυτό δεν είναι η πραγματική έκταση του Σύμπαντος. Δεδομένου ότι το Σύμπαν βρίσκεται σε κατάσταση επέκτασης για δισεκατομμύρια χρόνια, και σε ταχύτητες που υπερβαίνουν την ταχύτητα του φωτός, το πραγματικό όριο εκτείνεται πολύ πέρα από αυτό που μπορούμε να δούμε.

Τα σημερινά κοσμολογικά μοντέλα μας δείχνουν ότι το Σύμπαν έχει διάμετρο περίπου 91 δισεκατομμύρια έτη φωτός (28 δισεκατομμύρια parsecs). Με άλλα λόγια, το παρατηρήσιμο Σύμπαν εκτείνεται προς τα έξω από το Ηλιακό μας Σύστημα σε απόσταση περίπου 46 δισεκατομμυρίων ετών φωτός προς όλες τις κατευθύνσεις. Ωστόσο, δεδομένου ότι η άκρη του Σύμπαντος δεν είναι παρατηρήσιμη, δεν είναι ακόμη σαφές εάν το Σύμπαν έχει πράγματι ένα πλεονέκτημα. Για ό, τι ξέρουμε, συνεχίζεται για πάντα!

Μέσα στο παρατηρήσιμο Σύμπαν, η ύλη διανέμεται με πολύ δομημένο τρόπο. Εντός των γαλαξιών, αυτό αποτελείται από μεγάλες συγκεντρώσεις - δηλαδή πλανήτες, αστέρια και νεφελώματα - διασκορπισμένες με μεγάλες περιοχές κενού χώρου (δηλαδή διαπλανητικός χώρος και το διαστρικό μέσο).

Τα πράγματα είναι σχεδόν τα ίδια σε μεγαλύτερες κλίμακες, με τους γαλαξίες να χωρίζονται από όγκους χώρου γεμάτους με αέριο και σκόνη. Στη μεγαλύτερη κλίμακα, όπου υπάρχουν σμήνη γαλαξιών και υπερσυστήματα, έχετε ένα έξυπνο δίκτυο δομών μεγάλης κλίμακας που αποτελείται από πυκνά νήματα ύλης και γιγάντια κοσμικά κενά.

Όσον αφορά το σχήμα του, ο χωροχρόνος μπορεί να υπάρχει σε μία από τις τρεις πιθανές διαμορφώσεις - θετική καμπύλη, αρνητική καμπύλη και επίπεδη. Αυτές οι δυνατότητες βασίζονται στην ύπαρξη τουλάχιστον τεσσάρων διαστάσεων του χωροχρόνου (μια συντεταγμένη x, μια συντεταγμένη y, μια συντεταγμένη z και ο χρόνος) και εξαρτώνται από τη φύση της κοσμικής διαστολής και από το εάν ή όχι το Σύμπαν είναι πεπερασμένο ή άπειρο.

Ένα θετικά καμπύλο (ή κλειστό) Σύμπαν θα μοιάζει με μια τετραδιάστατη σφαίρα που θα ήταν πεπερασμένη στο διάστημα και χωρίς διακριτή ακμή. Ένα αρνητικά καμπύλο (ή ανοιχτό) Σύμπαν θα μοιάζει με μια τετραδιάστατη «σέλα» και δεν θα έχει όρια στο χώρο ή στο χρόνο.

Στο προηγούμενο σενάριο, το Σύμπαν θα έπρεπε να σταματήσει να επεκτείνεται λόγω υπερβολικής ενέργειας. Στο τελευταίο, θα περιέχει πολύ λίγη ενέργεια για να σταματήσει ποτέ να επεκτείνεται. Στο τρίτο και τελευταίο σενάριο - ένα επίπεδο Σύμπαν - θα υπήρχε μια κρίσιμη ποσότητα ενέργειας και η επέκτασή του θα σταματήσει μόνο μετά από ένα άπειρο χρονικό διάστημα.

Μοίρα του Σύμπαντος:

Υποθέτοντας ότι το Σύμπαν είχε ένα σημείο εκκίνησης δημιουργεί φυσικά ερωτήματα σχετικά με ένα πιθανό τελικό σημείο. Εάν το Σύμπαν ξεκίνησε ως ένα μικρό σημείο άπειρης πυκνότητας που άρχισε να επεκτείνεται, αυτό σημαίνει ότι θα συνεχίσει να επεκτείνεται επ 'αόριστον; Ή μήπως θα εξαντληθεί μια μέρα και θα αρχίσει να υποχωρεί προς τα μέσα έως ότου όλα τα πράγματα ξαναστρέψουν σε μια μικρή μπάλα;

Η απάντηση σε αυτήν την ερώτηση ήταν το επίκεντρο των κοσμολόγων από τότε που ξεκίνησε η συζήτηση για το ποιο μοντέλο του Σύμπαντος ήταν το σωστό. Με την αποδοχή της θεωρίας του Big Bang, αλλά πριν από την παρατήρηση της σκοτεινής ενέργειας τη δεκαετία του 1990, οι κοσμολόγοι είχαν συμφωνήσει σε δύο σενάρια ως τα πιο πιθανά αποτελέσματα για το Σύμπαν μας.

Στο πρώτο, συνήθως γνωστό ως σενάριο «Big Crunch», το Σύμπαν θα φτάσει στο μέγιστο μέγεθος και στη συνέχεια θα αρχίσει να καταρρέει. Αυτό θα είναι δυνατό μόνο εάν η πυκνότητα μάζας του Σύμπαντος είναι μεγαλύτερη από την κρίσιμη πυκνότητα. Με άλλα λόγια, αρκεί η πυκνότητα της ύλης να παραμένει σε ή μεγαλύτερη από μια συγκεκριμένη τιμή (1-3 × 10^-26 kg ύλης ανά m³), το Σύμπαν τελικά θα συρρικνωθεί.

Εναλλακτικά, εάν η πυκνότητα στο Σύμπαν ήταν ίση ή χαμηλότερη από την κρίσιμη πυκνότητα, η επέκταση θα επιβραδύνονταν αλλά δεν θα σταματούσε ποτέ. Σε αυτό το σενάριο, γνωστό ως «Big Freeze», το Σύμπαν θα συνεχιστεί έως ότου σταματήσει ο σχηματισμός των αστεριών με την κατανάλωση όλου του διαστρικού αερίου σε κάθε γαλαξία. Εν τω μεταξύ, όλα τα υπάρχοντα αστέρια θα καούν και θα γίνουν λευκοί νάνοι, αστέρια νετρονίων και μαύρες τρύπες.

Πολύ σταδιακά, συγκρούσεις μεταξύ αυτών των μαύρων οπών θα είχαν ως αποτέλεσμα τη συσσώρευση μάζας σε μεγαλύτερες και μεγαλύτερες μαύρες τρύπες. Η μέση θερμοκρασία του Σύμπαντος θα πλησίαζε το απόλυτο μηδέν και οι μαύρες τρύπες θα εξατμίστηκαν μετά την εκπομπή της τελευταίας ακτινοβολίας Hawking. Τέλος, η εντροπία του Σύμπαντος θα αυξηθεί σε σημείο που δεν θα μπορούσε να εξαχθεί οργανωμένη μορφή ενέργειας (σενάρια γνωστά ως «θερμικός θάνατος»).

Οι σύγχρονες παρατηρήσεις, που περιλαμβάνουν την ύπαρξη σκοτεινής ενέργειας και την επίδρασή της στην κοσμική επέκταση, έχουν οδηγήσει στο συμπέρασμα ότι όλο και περισσότερο από το σήμερα ορατό Σύμπαν θα περάσει πέρα από τον ορίζοντα γεγονότων (δηλαδή το CMB, το άκρο αυτού που μπορούμε να δούμε) και γίνετε αόρατοι σε εμάς. Το τελικό αποτέλεσμα δεν είναι προς το παρόν γνωστό, αλλά ο «θερμός θάνατος» θεωρείται πιθανό τελικό σημείο και σε αυτό το σενάριο.

Άλλες εξηγήσεις της σκοτεινής ενέργειας, που ονομάζονται φανταστικές ενεργειακές θεωρίες, υποδηλώνουν ότι τελικά οι συστάδες γαλαξιών, τα αστέρια, οι πλανήτες, τα άτομα, οι πυρήνες και η ίδια η ύλη θα διαλύονται από την συνεχώς αυξανόμενη επέκταση. Αυτό το σενάριο είναι γνωστό ως «Big Rip», στο οποίο η επέκταση του ίδιου του Σύμπαντος θα είναι τελικά η αναίρεσή του.

Ιστορία της μελέτης:

Ακριβώς μιλώντας, τα ανθρώπινα όντα μελετούν και μελετούν τη φύση του Σύμπαντος από τους προϊστορικούς χρόνους. Ως εκ τούτου, οι πρώτοι λογαριασμοί για το πώς δημιουργήθηκε το Σύμπαν ήταν μυθολογικής φύσης και μεταβιβάστηκαν προφορικά από τη μια γενιά στην άλλη. Σε αυτές τις ιστορίες, ο κόσμος, ο χώρος, ο χρόνος και όλη η ζωή ξεκίνησαν με ένα γεγονός δημιουργίας, όπου ένας Θεός ή Θεοί ήταν υπεύθυνοι για τη δημιουργία όλων.

Η αστρονομία άρχισε επίσης να εμφανίζεται ως πεδίο μελέτης από την εποχή των Αρχαίων Βαβυλωνίων. Συστήματα αστερισμών και αστρολογικών ημερολογίων που ετοίμασαν οι Βαβυλώνιοι μελετητές ήδη από τη 2η χιλιετία π.Χ. θα συνεχίσουν να ενημερώνουν τις κοσμολογικές και αστρολογικές παραδόσεις των πολιτισμών για χιλιάδες χρόνια ακόμη.

Από την Κλασική Αρχαιότητα, άρχισε να εμφανίζεται η έννοια ενός Σύμπαντος που υπαγορεύεται από φυσικούς νόμους. Μεταξύ Ελλήνων και Ινδών μελετητών, οι εξηγήσεις για τη δημιουργία άρχισαν να γίνονται φιλοσοφικές στη φύση, δίνοντας έμφαση στην αιτία και το αποτέλεσμα παρά στη θεϊκή ελευθερία. Τα πρώτα παραδείγματα περιλαμβάνουν τον Thales και τον Anaximander, δύο προ-Σωκρατικούς Έλληνες μελετητές που υποστήριξαν ότι όλα γεννήθηκαν από μια αρχέγονη μορφή ύλης.

Μέχρι τον 5ο αιώνα Π.Κ.Χ., ο προ-Σωκράτης φιλόσοφος Εμπεντόκλς έγινε ο πρώτος δυτικός μελετητής που πρότεινε ένα Σύμπαν που αποτελείται από τέσσερα στοιχεία - τη γη, τον αέρα, το νερό και τη φωτιά. Αυτή η φιλοσοφία έγινε πολύ δημοφιλής στους δυτικούς κύκλους και ήταν παρόμοια με το κινεζικό σύστημα πέντε στοιχείων - μέταλλο, ξύλο, νερό, φωτιά και γη - που εμφανίστηκαν περίπου την ίδια εποχή.

Μόλις ο Δημόκριτος, ο Έλληνας φιλόσοφος του 5ου / 4ου αιώνα π.Χ., προτάθηκε ένα Σύμπαν που αποτελείται από αδιαίρετα σωματίδια (άτομα). Ο Ινδός φιλόσοφος Καναδά (που έζησε τον 6ο ή 2ο αιώνα Π.Κ.Χ.) πήρε αυτή τη φιλοσοφία περαιτέρω προτείνοντας ότι το φως και η θερμότητα ήταν η ίδια ουσία σε διαφορετική μορφή. Ο Βουδιστής φιλόσοφος Dignana του 5ου αιώνα μ.Χ. το πήρε ακόμη περισσότερο, προτείνοντας ότι όλη η ύλη αποτελείται από ενέργεια.

Η έννοια του πεπερασμένου χρόνου ήταν επίσης ένα βασικό χαρακτηριστικό των θρησκειών του Αβραάμ - του Ιουδαϊσμού, του Χριστιανισμού και του Ισλάμ. Ίσως εμπνευσμένο από την έννοια της Ζωροαστρίδας για την Ημέρα της Κρίσης, η πεποίθηση ότι το Σύμπαν είχε αρχή και τέλος θα συνεχίσει να ενημερώνει τις δυτικές έννοιες της κοσμολογίας ακόμη και μέχρι σήμερα.

Μεταξύ της 2ης χιλιετίας π.Χ. και του 2ου αιώνα μ.Χ., η αστρονομία και η αστρολογία συνέχισαν να αναπτύσσονται και να εξελίσσονται. Εκτός από την παρακολούθηση των σωστών κινήσεων των πλανητών και της κίνησης των αστερισμών μέσω του Zodiac, οι Έλληνες αστρονόμοι διατύπωσαν επίσης το γεωκεντρικό μοντέλο του Σύμπαντος, όπου ο Ήλιος, οι πλανήτες και τα αστέρια περιστρέφονται γύρω από τη Γη.

Αυτές οι παραδόσεις περιγράφονται καλύτερα στο μαθηματικό και αστρονομικό πραγματείο του 2ου αιώνα CE, τοΑλμαγέστη, το οποίο γράφτηκε από τον Ελληνο-Αιγύπτιο αστρονόμο Claudius Ptolemaeus (γνωστός και ως Πτολεμαίος). Αυτή η πραγματεία και το κοσμολογικό μοντέλο που ενέκρινε θα θεωρούνταν κανόνας από τους μεσαιωνικούς Ευρωπαίους και Ισλαμικούς μελετητές για πάνω από χίλια χρόνια.

Ωστόσο, ακόμη και πριν από την Επιστημονική Επανάσταση (περίπου 16ος έως 18ος αιώνας), υπήρχαν αστρονόμοι που πρότειναν ένα ηλιοκεντρικό μοντέλο του Σύμπαντος - όπου η Γη, οι πλανήτες και τα αστέρια περιστρέφονταν γύρω από τον Ήλιο. Σε αυτά περιλαμβάνονται ο Έλληνας αστρονόμος Αρίσταρχος της Σάμου (περίπου 310 - 230 π.Χ.), και ο Ελληνιστικός αστρονόμος και φιλόσοφος Σέλευκος της Σελευκίας (190-150 π.Χ.).

Κατά τη διάρκεια του Μεσαίωνα, Ινδοί, Περσικοί και Αραβικοί φιλόσοφοι και μελετητές διατήρησαν και επεκτάθηκαν στην Κλασική αστρονομία. Εκτός από τη διατήρηση ζωντανών ιδεών Πτολεμαίων και μη-Αριστοτελών, πρότειναν επίσης επαναστατικές ιδέες όπως η περιστροφή της Γης. Μερικοί μελετητές - όπως ο Ινδός αστρονόμος Aryabhata και οι Περσικοί αστρονόμοι Albumasar και Al-Sijzi - ακόμη και προηγμένες εκδόσεις ενός ηλιοκεντρικού Σύμπαντος.

Μέχρι τον 16ο αιώνα, ο Νικόλαος Κοπέρνικος πρότεινε την πιο ολοκληρωμένη έννοια ενός ηλιοκεντρικού Σύμπαντος με την επίλυση παρατεταμένων μαθηματικών προβλημάτων με τη θεωρία. Οι ιδέες του εκφράστηκαν για πρώτη φορά στο χειρόγραφο 40 σελίδων με τίτλο Σχολιάριο («Little Commentary»), το οποίο περιέγραψε ένα ηλιοκεντρικό μοντέλο βασισμένο σε επτά γενικές αρχές. Αυτές οι επτά αρχές ανέφεραν ότι:

Τα ουράνια σώματα δεν περιστρέφονται σε ένα μόνο σημείο
Το κέντρο της Γης είναι το κέντρο της σεληνιακής σφαίρας - η τροχιά του φεγγαριού γύρω από τη Γη. όλες οι σφαίρες περιστρέφονται γύρω από τον Ήλιο, που βρίσκεται κοντά στο κέντρο του Σύμπαντος
Η απόσταση μεταξύ της Γης και του Ήλιου είναι ένα ασήμαντο κλάσμα της απόστασης από τη Γη και τον Ήλιο στα άστρα, οπότε δεν παρατηρείται παράλλαξη στα αστέρια
Τα αστέρια είναι ακίνητα - η φαινομενική καθημερινή τους κίνηση προκαλείται από την καθημερινή περιστροφή της Γης
Η Γη κινείται σε μια σφαίρα γύρω από τον Ήλιο, προκαλώντας την φαινομενική ετήσια μετανάστευση του Ήλιου
Η Γη έχει περισσότερες από μία κινήσεις
Η τροχιακή κίνηση της Γης γύρω από τον Ήλιο προκαλεί την φαινομενική αντίστροφη κατεύθυνση των κινήσεων των πλανητών.

Μια πιο ολοκληρωμένη αντιμετώπιση των ιδεών του κυκλοφόρησε το 1532, όταν ο Κοπέρνικος ολοκλήρωσε το μεγάλο του έργο - De Revolutionibus orbium coelestium (Σχετικά με τις επαναστάσεις των ουράνιων σφαιρών). Σε αυτό, ανέπτυξε τα επτά μεγάλα επιχειρήματά του, αλλά σε πιο λεπτομερή μορφή και με λεπτομερείς υπολογισμούς για να τα υποστηρίξει. Λόγω φόβων δίωξης και αντίδρασης, ο τόμος αυτός δεν κυκλοφόρησε μέχρι το θάνατό του το 1542.

Οι ιδέες του θα βελτιωθούν περαιτέρω από μαθηματικούς του 16ου / 17ου αιώνα, αστρονόμο και εφευρέτη Galileo Galilei. Χρησιμοποιώντας ένα τηλεσκόπιο της δικής του δημιουργίας, ο Γαλιλαίος θα έκανε ηχογραφημένες παρατηρήσεις για τη Σελήνη, τον Ήλιο και τον Δία, οι οποίες παρουσίαζαν ατέλειες στο γεωκεντρικό μοντέλο του Σύμπαντος, ενώ ταυτόχρονα έδειχναν την εσωτερική συνέπεια του κοπέρνικου μοντέλου.

Οι παρατηρήσεις του δημοσιεύθηκαν σε αρκετούς διαφορετικούς τόμους στις αρχές του 17ου αιώνα. Οι παρατηρήσεις του για την κρατημένη επιφάνεια της Σελήνης και οι παρατηρήσεις του για τον Δία και τα μεγαλύτερα φεγγάρια της αναλύθηκαν λεπτομερώς το 1610 με Sidereus Nuncius (Το Starry Messengerενώ οι παρατηρήσεις του ήταν ηλιακές κηλίδες περιγράφονται στο Στα σημεία που παρατηρούνται στον ήλιο (1610).

Ο Γαλιλαίος κατέγραψε επίσης τις παρατηρήσεις του σχετικά με τον Γαλαξία στο Starry Messenger, που προηγουμένως πιστεύεται ότι είναι νεφελώδης. Αντ 'αυτού, ο Γαλιλαίος διαπίστωσε ότι ήταν ένα πλήθος αστεριών που ήταν τόσο πυκνά μαζί που φαινόταν από απόσταση να μοιάζει με σύννεφα, αλλά στην πραγματικότητα ήταν αστέρια που ήταν πολύ πιο μακριά από ό, τι πιστεύαμε προηγουμένως.

Το 1632, ο Γαλιλαίος μίλησε επιτέλους στη «Μεγάλη Συζήτηση» στην πραγματεία τουDialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Διάλογος για τα δύο κορυφαία παγκόσμια συστήματα), στο οποίο υποστήριξε το ηλιοκεντρικό μοντέλο πάνω από το γεωκεντρικό. Χρησιμοποιώντας τις δικές του τηλεσκοπικές παρατηρήσεις, τη σύγχρονη φυσική και την αυστηρή λογική, τα επιχειρήματα του Galileo υπονόμευσαν αποτελεσματικά τη βάση του συστήματος του Αριστοτέλη και του Πτολεμαίου για ένα αυξανόμενο και δεκτό κοινό.

Ο Γιοχάνες Κέπλερ προχώρησε περαιτέρω το μοντέλο με τη θεωρία του για τις ελλειπτικές τροχιές των πλανητών. Σε συνδυασμό με ακριβείς πίνακες που προέβλεπαν τις θέσεις των πλανητών, το μοντέλο Copernican αποδείχθηκε αποτελεσματικά. Από τα μέσα του 17ου αιώνα και μετά, υπήρχαν λίγοι αστρονόμοι που δεν ήταν Κοπέρνικοι.

Η επόμενη μεγάλη συνεισφορά προήλθε από τον Sir Isaac Newton (1642/43 - 1727), ο οποίος συνεργάζεται με τους νόμους της πλανητικής κίνησης του Κέπλερ τον οδήγησε να αναπτύξει τη θεωρία του για την καθολική βαρύτητα. Το 1687, δημοσίευσε τη διάσημη πραγματεία του Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica («Μαθηματικές Αρχές Φυσικής Φιλοσοφίας»), οι οποίες περιγράφουν λεπτομερώς τους τρεις νόμους της κίνησης. Αυτοί οι νόμοι ανέφεραν ότι:

Όταν προβάλλεται σε ένα αδρανειακό πλαίσιο αναφοράς, ένα αντικείμενο είτε παραμένει σε κατάσταση ηρεμίας είτε συνεχίζει να κινείται με σταθερή ταχύτητα, εκτός εάν επιδρά από εξωτερική δύναμη.
Το διανυσματικό άθροισμα των εξωτερικών δυνάμεων (F) σε ένα αντικείμενο είναι ίσο με τη μάζα (Μ) αυτού του αντικειμένου πολλαπλασιασμένο με το διάνυσμα επιτάχυνσης (α) του αντικειμένου. Σε μαθηματική μορφή, αυτό εκφράζεται ως: F =Μένα
Όταν ένα σώμα ασκεί δύναμη σε ένα δεύτερο σώμα, το δεύτερο σώμα ασκεί ταυτόχρονα μια δύναμη ίση σε μέγεθος και αντίθετη προς την κατεύθυνση στο πρώτο σώμα.

Μαζί, αυτοί οι νόμοι περιέγραψαν τη σχέση μεταξύ οποιουδήποτε αντικειμένου, τις δυνάμεις που δρουν σε αυτό και την προκύπτουσα κίνηση, θέτοντας έτσι τα θεμέλια για την κλασική μηχανική. Οι νόμοι επέτρεψαν επίσης στον Νεύτωνα να υπολογίσει τη μάζα κάθε πλανήτη, να υπολογίσει την ισοπέδωση της Γης στους πόλους και την διόγκωση στον ισημερινό, και πώς η βαρυτική έλξη του Ήλιου και της Σελήνης δημιουργούν τις παλίρροιες της Γης.

Η μέθοδος της γεωμετρικής ανάλυσης που έμοιαζε με τον υπολογισμό ήταν επίσης σε θέση να εξηγήσει την ταχύτητα του ήχου στον αέρα (βάσει του νόμου του Boyle), την ύφεση των ισημεριών - που έδειξε ήταν αποτέλεσμα της βαρυτικής έλξης της Σελήνης στη Γη - και καθορίζει τις τροχιές των κομητών. Αυτός ο τόμος θα είχε μια βαθιά επίδραση στις επιστήμες, με τις αρχές του να παραμένουν κανόνας για τα επόμενα 200 χρόνια.

Μια άλλη σημαντική ανακάλυψη έλαβε χώρα το 1755, όταν ο Immanuel Kant πρότεινε ότι ο Γαλαξίας μας ήταν μια μεγάλη συλλογή από αστέρια που συγκρατούνταν από αμοιβαία βαρύτητα. Ακριβώς όπως το Ηλιακό Σύστημα, αυτή η συλλογή αστεριών θα περιστρέφεται και θα ισοπεδώνεται ως δίσκος, με το Ηλιακό Σύστημα να είναι ενσωματωμένο σε αυτό.

Ο αστρονόμος William Herschel προσπάθησε να χαρτογραφήσει το σχήμα του Γαλαξία το 1785, αλλά δεν συνειδητοποίησε ότι μεγάλα τμήματα του γαλαξία κρύβονται από αέριο και σκόνη, το οποίο κρύβει το πραγματικό του σχήμα. Το επόμενο μεγάλο άλμα στη μελέτη του Σύμπαντος και των νόμων που το διέπουν δεν ήρθε μέχρι τον 20ο αιώνα, με την ανάπτυξη των θεωριών της Ειδικής και Γενικής Σχετικότητας του Αϊνστάιν.

Οι πρωτοποριακές θεωρίες του Αϊνστάιν για το διάστημα και το χρόνο (συνοψίζονται απλά ως E = mc²ήταν εν μέρει το αποτέλεσμα των προσπαθειών του να επιλύσει τους νόμους της μηχανικής του Νεύτωνα με τους νόμους του ηλεκτρομαγνητισμού (όπως χαρακτηρίζεται από τις εξισώσεις του Maxwell και τον νόμο της δύναμης Lorentz). Τελικά, ο Αϊνστάιν θα επιλύσει την ασυνέπεια μεταξύ αυτών των δύο πεδίων προτείνοντας Ειδική Σχετικότητα στο έγγραφο του 1905, «Σχετικά με την ηλεκτροδυναμική των κινούμενων σωμάτων“.

Βασικά, αυτή η θεωρία δήλωσε ότι η ταχύτητα του φωτός είναι η ίδια σε όλα τα αδρανειακά πλαίσια αναφοράς. Αυτό έσπασε με την προηγούμενη συναίνεση ότι το φως που ταξιδεύει μέσα από ένα κινούμενο μέσο θα σύρεται από αυτό το μέσο, πράγμα που σήμαινε ότι η ταχύτητα του φωτός είναι το άθροισμα της ταχύτητάς του διά μέσου ένα μέσο συν την ταχύτητα του αυτό το μέσο. Αυτή η θεωρία οδήγησε σε πολλά ζητήματα που αποδείχθηκαν ανυπέρβλητα πριν από τη θεωρία του Αϊνστάιν.

Η Ειδική Σχετικότητα όχι μόνο συμφώνησε τις εξισώσεις του Maxwell για τον ηλεκτρισμό και τον μαγνητισμό με τους νόμους της μηχανικής, αλλά επίσης απλοποίησε τους μαθηματικούς υπολογισμούς καταργώντας εξωγενείς εξηγήσεις που χρησιμοποιούν άλλοι επιστήμονες. Έκανε επίσης την ύπαρξη ενός μέσου εντελώς περιττού, σύμφωνα με την άμεσα παρατηρούμενη ταχύτητα του φωτός, και εξηγεί τις παρατηρούμενες εκτροπές.

Μεταξύ 1907 και 1911, ο Αϊνστάιν άρχισε να σκέφτεται πώς θα μπορούσε να εφαρμοστεί η Ειδική Σχετικότητα στα πεδία βαρύτητας - τι θα μπορούσε να γίνει γνωστό ως Θεωρία της Γενικής Σχετικότητας. Αυτό κορυφώθηκε το 1911 με τις δημοσιεύσεις του «Σχετικά με την επίδραση της βαρύτητας στη διάδοση του φωτός«, Στην οποία προέβλεπε ότι ο χρόνος είναι σχετικός με τον παρατηρητή και εξαρτάται από τη θέση τους μέσα σε ένα πεδίο βαρύτητας.

Προχώρησε επίσης σε αυτό που είναι γνωστό ως Αρχή Ισοδυναμίας, που δηλώνει ότι η βαρυτική μάζα είναι ίδια με την αδρανειακή μάζα. Ο Αϊνστάιν προέβλεψε επίσης το φαινόμενο της διαστολής του βαρυτικού χρόνου - όπου δύο παρατηρητές που βρίσκονται σε διαφορετικές αποστάσεις από μια μάζα βαρύτητας αντιλαμβάνονται τη διαφορά στο χρονικό διάστημα μεταξύ δύο γεγονότων. Μια άλλη σημαντική ανάπτυξη των θεωριών του ήταν η ύπαρξη Μαύρων Τρύπων και ένα διευρυνόμενο Σύμπαν.

Το 1915, λίγους μήνες μετά τη δημοσίευση της Θεωρίας της Γενικής Σχετικότητας του Αϊνστάιν, ο Γερμανός φυσικός και αστρονόμος Karl Schwarzschild βρήκε μια λύση στις εξισώσεις πεδίων του Αϊνστάιν που περιέγραψαν το βαρυτικό πεδίο ενός σημείου και σφαιρικής μάζας. Αυτή η λύση, που τώρα ονομάζεται ακτίνα Schwarzschild, περιγράφει ένα σημείο όπου η μάζα μιας σφαίρας συμπιέζεται τόσο πολύ ώστε η ταχύτητα διαφυγής από την επιφάνεια να ισούται με την ταχύτητα του φωτός.

Το 1931, ο Ινδός-Αμερικανός αστροφυσικός Subrahmanyan Chandrasekhar υπολόγισε, χρησιμοποιώντας την Ειδική Σχετικότητα, ότι ένα μη περιστρεφόμενο σώμα εκφυλισμένων ηλεκτρονίων ύλης πάνω από μια συγκεκριμένη περιοριστική μάζα θα καταρρεύσει από μόνη της. Το 1939, ο Robert Oppenheimer και άλλοι συμφώνησαν με την ανάλυση του Chandrasekhar, υποστηρίζοντας ότι τα αστέρια νετρονίων πάνω από ένα καθορισμένο όριο θα καταρρεύσουν σε μαύρες τρύπες.

Μια άλλη συνέπεια της Γενικής Σχετικότητας ήταν η πρόβλεψη ότι το Σύμπαν ήταν σε κατάσταση επέκτασης ή συστολής. Το 1929, ο Edwin Hubble επιβεβαίωσε ότι συνέβη το πρώτο. 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!