EVREN

Send

Evren nedir? Bu son derece yüklü bir soru! Kişi bu soruyu cevaplamak için hangi açıyı alırsa alsın, bu soruyu cevaplamak için yıllar harcayabilir ve yüzeyi zorlukla çizebilir. Zaman ve mekan açısından, insan standartlarına göre aşılamaz derecede büyük (ve hatta muhtemelen sonsuz) ve inanılmaz derecede eskidir. Bu yüzden onu detaylı bir şekilde tanımlamak anıtsal bir görevdir. Ama burada Space Magazine'de denemeye kararlıyız!

Peki Evren nedir? Kısa cevap, tüm varoluşun toplamı olmasıdır. Yaklaşık 13,8 milyar yıl önce genişlemeye başlayan ve o zamandan beri genişlemeye devam eden zaman, mekan, madde ve enerjinin tamamıdır. Kimse Evrenin gerçekte ne kadar kapsamlı olduğundan tam olarak emin değildir ve hiç kimse nasıl biteceğinden tamamen emin değildir. Ancak devam eden araştırma ve çalışma bize insanlık tarihi boyunca çok şey öğretti.

Tanım:

“Evren” terimi, Roma devlet adamı Cicero ve daha sonra Romalı yazarlar tarafından dünyayı ve kozmosu bildiği gibi ifade etmek için kullanılan Latince “evren” kelimesinden türetilmiştir. Bu, Dünya ve içinde yaşayan tüm canlıların yanı sıra Ay, Güneş, o zamanlar bilinen gezegenler (Merkür, Venüs, Mars, Jüpiter, Satürn) ve yıldızlardan oluşuyordu.

“Evren” terimi genellikle Evren ile birbirinin yerine kullanılır. Yunanca kelimeden türetilmiştir. kosmoskelimenin tam anlamıyla "dünya" anlamına gelir. Varoluşun tamamını tanımlamak için yaygın olarak kullanılan diğer kelimeler arasında “Doğa” (Cermen kelimesinden türetilmiştir) natur) ve kullanılan "her şey" kelimesi bilimsel terminolojide görülebilir - yani "Her Şeyin Teorisi" (TOE).

Bugün, bu terim genellikle bilinen Evrende - Güneş Sistemi, Samanyolu ve bilinen tüm gökadalar ve üstyapılardaki her şeyi ifade etmek için kullanılır. Modern bilim, astronomi ve astrofizik bağlamında, aynı zamanda tüm uzay-zamanları, her türlü enerji formunu (yani elektromanyetik radyasyon ve madde) ve onları bağlayan fiziksel yasaları ifade eder.

Evrenin Kökeni:

Mevcut bilimsel fikir birliği, Evrenin yaklaşık 13.8 milyar yıl önce süper yüksek madde ve enerji yoğunluğu açısından genişlediğidir. Big Bang Teorisi olarak bilinen bu teori, Evrenin kökenlerini ve evrimini açıklayan tek kozmolojik model değildir - örneğin, Kararlı Durum Teorisi veya Salınımlı Evren Teorisi vardır.

Bununla birlikte, en yaygın kabul gören ve popüler olanıdır. Bunun nedeni, Big Bang teorisinin tek başına bilinen tüm maddelerin kökenini, fizik yasalarını ve Evrenin geniş ölçekli yapısını açıklayabilmesidir. Ayrıca Evrenin genişlemesini, Kozmik Mikrodalga Arka Planının varlığını ve çok çeşitli diğer fenomenleri açıklar.

Evrenin mevcut durumundan geriye doğru çalışan bilim adamları, genişlemeye başlayan sonsuz yoğunluk ve sonlu zamanın tek bir noktasından kaynaklanması gerektiğini teorize ettiler. İlk genişlemeden sonra, teori Evren'in atom altı parçacıkların ve daha sonra basit atomların oluşumuna izin vermek için yeterince soğuduğunu savunur. Bu ilkel öğelerin dev bulutları daha sonra yıldızlar ve galaksiler oluşturmak için yerçekimi yoluyla birleşti.

Her şey kabaca 13.8 milyar yıl önce başladı ve bu nedenle Evrenin yaşı olarak kabul edilir. Bilim adamları, teorik prensipler, parçacık hızlandırıcıları ve yüksek enerji durumlarını içeren deneyler ve derin Evreni gözlemleyen astronomik çalışmalar yoluyla, bilim adamları Big Bang ile başlayan ve kozmik evrimin mevcut durumuna yol açan bir zaman çizelgesi oluşturdular. .

Ancak, Evrenin en eski zamanları - yaklaşık 10^-43 10'a kadar^-11 Büyük Patlamadan saniye sonra - geniş spekülasyon konusu. Bildiğimiz gibi fizik yasalarının şu anda var olamayacağı düşünüldüğünde, Evrenin nasıl yönetilebileceğini anlamak zor. Dahası, ilgili enerji türlerini yaratabilecek deneyler bebeklik dönemindedir.

Yine de, çoğu zaman uyumlu olan bu ilk anda neler olduğuna dair birçok teori hakimdir. Bu teorilerin çoğuna uygun olarak, Büyük Patlama'yı izleyen an şu dönemlere ayrılabilir: Tekillik Dönemi, Enflasyon Dönemi ve Soğutma Dönemi.

Planck Dönemi (veya Planck Dönemi) olarak da bilinen Tekillik Dönemi, Evrenin bilinen en eski dönemiydi. Şu anda, tüm maddeler sonsuz yoğunluk ve aşırı sıcaklıkta tek bir noktada yoğunlaştırıldı. Bu dönemde yerçekiminin kuantum etkilerinin fiziksel etkileşimlere baskın olduğu ve başka hiçbir fiziksel kuvvetin yerçekimine eşit güçte olmadığına inanılmaktadır.

Bu Planck süresi 0'dan yaklaşık 10'a kadar uzanır.^-43saniye olarak adlandırılır ve yalnızca Planck zamanında ölçülebildiği için adlandırılır. Maddenin aşırı ısısı ve yoğunluğu nedeniyle, Evrenin durumu oldukça kararsızdı. Böylece genişlemeye ve soğumaya başladı ve fiziğin temel kuvvetlerinin tezahürüne yol açtı. Yaklaşık 10'dan^-43 ikinci ve 10^-36, Evren geçiş sıcaklıklarını geçmeye başladı.

Burada, Evreni yöneten temel kuvvetlerin birbirinden ayrılmaya başladığına inanılmaktadır. Bunun ilk adımı, güçlü ve zayıf nükleer kuvvetleri ve elektromanyetizmayı açıklayan gösterge kuvvetlerinden ayrılan yerçekimi kuvvetiydi. Sonra, 10'dan^-3610'a kadar^-32Big Bang'den saniyeler sonra, Evrenin sıcaklığı yeterince düşüktü (10²⁸ K) elektromanyetizma ve zayıf nükleer kuvvetin de birbirinden ayrılabildiği.

Evrenin ilk temel kuvvetlerinin yaratılmasıyla, Enflasyon Dönemi 10'dan başlayarak başladı.^-32Planck süresinde bilinmeyen bir noktaya kadar saniye. Çoğu kozmolojik model, bu noktada Evrenin yüksek enerji yoğunluğu ile homojen bir şekilde doldurulduğunu ve inanılmaz derecede yüksek sıcaklıkların ve basıncın hızlı genişleme ve soğutmaya yol açtığını ileri sürmektedir.

Bu saat 10'da başladı^-37 kuvvetlerin ayrılmasına neden olan faz geçişinin de Evrenin katlanarak büyüdüğü bir döneme yol açtığı saniye. Aynı zamanda, sıcaklıkların çok yüksek olduğu varsayımsal bir olaya işaret eden, partiküllerin rasgele hareketlerinin rölativist hızlarda meydana geldiği baryogenez gerçekleşti.

Bunun bir sonucu olarak, mevcut Evrende maddenin antimadde üzerindeki baskınlığına yol açtığına inanılan her türlü parçacık-antipartikül çifti sürekli olarak çarpışmalarda yaratıldı ve yok edildi. Enflasyon durduktan sonra, Evren kuarkon plazmasından ve diğer tüm temel parçacıklardan oluşuyordu. Bu noktadan itibaren, Evren soğumaya başladı ve madde birleşip şekillendi.

Evren yoğunluk ve sıcaklıkta azalmaya devam ettikçe, Soğutma Dönemi başladı. Bu, parçacıkların enerjisinin azalması ve fiziğin ve temel parçacıkların temel kuvvetleri mevcut formlarına dönüşene kadar devam eden faz geçişleri ile karakterize edildi. Parçacık enerjileri, parçacık fiziği deneyleri ile elde edilebilecek değerlere düşeceğinden, bu dönemden itibaren daha az spekülasyona tabi tutulur.

Örneğin, bilim adamları yaklaşık 10^-11 Büyük Patlamadan saniye sonra, parçacık enerjileri önemli ölçüde düştü. Yaklaşık 10^-6 saniye, kuarklar ve gluonlar protonlar ve nötronlar gibi baryonlar oluşturmak için bir araya getirilmiş ve antikarklar üzerinde az miktarda kuark, antibaryonlara göre az miktarda baryona yol açmıştır.

Sıcaklıklar yeni proton-antiproton çiftleri (veya nötron-anitnötron çiftleri) oluşturacak kadar yüksek olmadığından, kitle imhası hemen ardından 10'da sadece bir tane kaldı¹⁰ orijinal protonların ve nötronların ve onların antipartiküllerinin hiçbirinin. Benzer bir süreç, elektronlar ve pozitronlar için Big Bang'den yaklaşık 1 saniye sonra gerçekleşti.

Bu imhalardan sonra, kalan protonlar, nötronlar ve elektronlar artık göreceli olarak hareket etmiyordu ve Evrenin enerji yoğunluğuna fotonlar ve daha az bir ölçüde nötrinolar hâkim oldu. Genişlemeye birkaç dakika sonra Big Bang nükleosentezi olarak bilinen dönem de başladı.

1 milyar kelvin'e düşen sıcaklıklar ve yaklaşık eşdeğer havaya düşen enerji yoğunlukları sayesinde, nötronlar ve protonlar, Evrenin ilk döteryumunu (sabit bir hidrojen izotopu) ve helyum atomlarını oluşturmak için birleşmeye başladı. Bununla birlikte, Evrenin protonlarının çoğu hidrojen çekirdeği olarak birleşmeden kaldı.

Yaklaşık 379.000 yıl sonra, elektronlar atomlar (yine çoğunlukla hidrojen) oluşturmak için bu çekirdeklerle birleştiğinde, radyasyon maddeden ayrıldı ve uzayda genişlemeye devam etti, büyük ölçüde engelsizdi. Bu radyasyonun günümüzde Evrendeki en eski ışık olan Kozmik Mikrodalga Arkaplanını (CMB) oluşturan şey olduğu bilinmektedir.

SPK genişledikçe, yavaş yavaş yoğunluk ve enerji kaybetti ve şu anda 2.7260 ± 0.0013 K (-270.424 ° C / -454.763 ° F) sıcaklığa ve 0.25 eV / cm enerji yoğunluğuna sahip olduğu tahmin edilmektedir.³ (veya 4.005 × 10^-14 J /³; 400-500 foton / cm³). SPK yaklaşık 13,8 milyar ışıkyılı uzaklıkta her yönden görülebilir, ancak gerçek mesafesinin tahminleri onu Evrenin merkezinden yaklaşık 46 milyar ışıkyılı uzaklıkta tutar.

Evrenin Evrimi:

Bunu izleyen birkaç milyar yıl boyunca, Evrenin maddesinin (neredeyse eşit olarak dağılmış) biraz daha yoğun bölgeleri yerçekimsel olarak birbirine çekilmeye başladı. Böylece gaz yoğunluğu, yıldızlar, galaksiler ve bugün düzenli olarak gözlemlediğimiz diğer astronomik yapılar oluşturarak daha da yoğunlaştılar.

Yapı Çağı olarak bilinen şey budur, çünkü bu süre zarfında modern Evren şekillenmeye başladı. Bu, maddenin yoğunlaştığı ve az sayıda gökada içeren muazzam körfezlerle ayrılan çeşitli boyutlardaki yapılarda (yani galaksilere yıldızlar ve gezegenler, galaksi kümeleri ve süper kümeler) dağıtılan görünür maddeden oluşuyordu.

Bu sürecin ayrıntıları Evrendeki maddenin miktarına ve türüne bağlıdır. Soğuk karanlık madde, sıcak karanlık madde, sıcak karanlık madde ve baryonik madde önerilen dört türdür. Bununla birlikte, karanlık madde parçacıklarının ışık hızına kıyasla yavaşça hareket ettiği Lambda-Soğuk Karanlık Madde modeli (Lambda-CDM), mevcut verilere en uygun olan Big Bang kozmolojisinin standart modeli olarak kabul edilir. .

Bu modelde, soğuk karanlık maddenin Evren'in madde / enerjisinin yaklaşık% 23'ünü oluşturduğu, baryonik maddenin yaklaşık% 4.6'sını oluşturduğu tahmin edilmektedir. Lambda, başlangıçta Albert Einstein tarafından evrendeki kütle enerjisi dengesinin durağan kaldığını göstermeye çalışan bir teori olan Kozmolojik Sabiti ifade eder.

Bu durumda, Evrenin genişlemesini hızlandırmaya ve büyük ölçekli yapısını büyük ölçüde düzgün tutmaya hizmet eden karanlık enerji ile ilişkilidir. Karanlık enerjinin varlığı, hepsi Evrenin ona nüfuz ettiğini gösteren birden fazla kanıt çizgisine dayanmaktadır. Gözlemlere dayanarak, Evrenin% 73'ünün bu enerjiden oluştuğu tahmin edilmektedir.

Evrenin en erken evrelerinde, tüm baryonik madde birbirine daha yakın bir yer olduğunda, yerçekimi baskındı. Bununla birlikte, milyarlarca yıllık genişlemeden sonra, karanlık enerjinin artan bolluğu onu gökadalar arasındaki etkileşimlere egemen olmaya başladı. Bu, Kozmik Hızlanma Dönemi olarak bilinen bir ivmeyi tetikledi.

Bu dönem başladığında tartışmaya açık olmakla birlikte, Büyük Patlama'dan (5 milyar yıl önce) yaklaşık 8.8 milyar yıl sonra başlamış olduğu tahmin edilmektedir. Kozmologlar, bu dönemde ve Enflasyon Dönemi'nden sonra herhangi bir zamanda gerçekleşen kozmik evrim sürecini tanımlamak için hem kuantum mekaniğine hem de Einstein'ın Genel Göreliliğine güvenir.

Bilim adamları, titiz bir gözlem ve modelleme süreci yoluyla, karanlık enerjinin gerçek doğası yanıltıcı kalmasına rağmen, bu evrim döneminin Einstein'ın alan denklemleriyle uyumlu olduğunu belirlediler. Dahası, 10'dan önceki dönemden önce Evren'de neler olduğunu belirleyebilecek iyi desteklenen modeller yoktur.^-15Big Bang'den saniyeler sonra.

Bununla birlikte, CERN’in Büyük Hadron Çarpıştırıcısı (LHC) kullanılarak devam eden deneyler, Büyük Patlama sırasında var olacak olan ve aynı zamanda Standart Model aleminin ötesine geçen fiziği ortaya çıkarması beklenen enerji koşullarını yeniden yaratmaya çalışmaktadır.

Bu alandaki herhangi bir atılım, muhtemelen bilim adamlarının nihayetinde çekimin fiziğin diğer üç temel kuvveti olan elektromanyetizma, zayıf nükleer kuvvet ve güçlü nükleer kuvvet ile nasıl etkileşime girdiğini anlayabilecekleri birleşik bir kuantum kütle çekim teorisine yol açacaktır. Bu, aynı zamanda, Evrenin en erken dönemlerinde gerçekte ne olduğunu anlamamıza da yardımcı olacaktır.

Evrenin Yapısı:

Evrenin gerçek büyüklüğü, şekli ve büyük ölçekli yapısı devam eden araştırmaların konusu olmuştur. Evrendeki gözlemlenebilen en eski ışık 13,8 milyar ışıkyılı uzaklıkta (SPK) iken, bu Evrenin gerçek kapsamı değildir. Evrenin milyar yıldır genişleme durumunda olduğu ve ışık hızını aşan hızlarda olduğu göz önüne alındığında, gerçek sınır görebildiğimiz şeyin çok ötesine uzanıyor.

Mevcut kozmolojik modellerimiz, Evrenin yaklaşık 91 milyar ışıkyılı (28 milyar parsek) çap ölçtüğünü göstermektedir. Başka bir deyişle, gözlemlenebilir Evren Güneş Sistemimizden her yöne yaklaşık 46 milyar ışıkyılı uzaklıkta uzanır. Ancak, Evrenin kenarının gözlemlenebilir olmadığı düşünüldüğünde, Evrenin gerçekte bir kenarı olup olmadığı henüz net değildir. Tüm bildiğimiz için, sonsuza kadar devam ediyor!

Gözlemlenebilir Evren içinde madde oldukça yapılandırılmış bir şekilde dağılmıştır. Galaksiler içinde bu, geniş boş alanlarla (yani gezegenler arası boşluk ve yıldızlararası ortam) serpiştirilmiş büyük konsantrasyonlardan (yani gezegenler, yıldızlar ve bulutsular) oluşur.

Her şey daha büyük ölçeklerde aynıdır, galaksiler gaz ve tozla dolu hacimlerle ayrılır. Gökada kümelerinin ve üstkümelerin bulunduğu en büyük ölçekte, yoğun madde filamanlarından ve devasa kozmik boşluklardan oluşan geniş ölçekli bir yapı ağına sahipsiniz.

Şekli açısından, uzay-zaman üç olası konfigürasyondan birinde olabilir - pozitif kavisli, negatif kavisli ve düz. Bu olasılıklar uzay-zamanın en az dört boyutunun (bir x-koordinatı, bir y-koordinatı, bir z-koordinatı ve zaman) varlığına dayanır ve kozmik genişlemenin doğasına ve Evrenin olup olmadığına bağlıdır. sonlu veya sonsuzdur.

Pozitif kavisli (veya kapalı) bir Evren, uzayda sonlu ve fark edilebilir bir kenarı olmayan dört boyutlu bir küreye benzeyecektir. Negatif kıvrımlı (veya açık) bir Evren dört boyutlu bir “eyer” gibi görünecek ve uzayda veya zamanda sınırlar olmayacaktır.

Önceki senaryoda, Evren enerjinin fazlalığı nedeniyle genişlemeyi bırakmak zorunda kalacaktı. İkincisinde, genişlemeyi durduramayacak kadar az enerji içerecektir. Üçüncü ve son senaryoda - düz bir Evren - kritik miktarda enerji var olacak ve genişlemesi sadece sonsuz bir süre sonra durdu.

Evrenin Kaderi:

Evrenin bir başlangıç noktasına sahip olduğunu varsaymak doğal olarak olası bir bitiş noktasıyla ilgili sorulara yol açar. Eğer Evren genişlemeye başlayan sonsuz yoğunluğun küçük bir noktası olarak başladıysa, bu süresiz olarak genişlemeye devam edeceği anlamına mı geliyor? Yoksa bir gün geniş bir kuvvet tükenecek ve tüm maddeler küçük bir top haline dönüşene kadar içeri doğru çekilmeye başlayacak mı?

Bu soruyu cevaplamak, Evren'in hangi modelinin doğru olduğu konusundaki tartışma başladığından beri kozmologların odaklandığı bir konu olmuştur. Big Bang Teorisinin kabul edilmesiyle, ancak 1990'larda karanlık enerjinin gözlenmesinden önce, kozmologlar Evrenimiz için en olası sonuçlar olarak iki senaryo üzerinde anlaşmaya vardılar.

Yaygın olarak “Büyük Çatlak” senaryosu olarak bilinen ilk aşamada, Evren maksimum boyuta ulaşacak ve daha sonra kendi içinde çökmeye başlayacaktır. Bu ancak Evrenin kütle yoğunluğu kritik yoğunluktan büyükse mümkün olacaktır. Diğer bir deyişle, maddenin yoğunluğu belirli bir değerin (1-3 × 10) üzerinde veya üstünde olduğu sürece^-26 m³ başına kg madde), Evren sonunda büzülecektir.

Alternatif olarak, Evrendeki yoğunluk kritik yoğunluğa eşit veya daha düşük olsaydı, genişleme yavaşlardı ama asla durmazdı. “Büyük Donma” olarak bilinen bu senaryoda, Evren yıldız oluşumu sonunda her galaksideki yıldızlararası gazın tüketilmesi ile bitene kadar devam edecekti. Bu arada, mevcut tüm yıldızlar yanar ve beyaz cüceler, nötron yıldızları ve kara delikler haline gelirdi.

Çok yavaş yavaş, bu kara delikler arasındaki çarpışmalar kütlenin daha büyük ve daha büyük kara deliklere birikmesine neden olur. Evrenin ortalama sıcaklığı mutlak sıfıra yaklaşacak ve kara delikler Hawking radyasyonlarının sonunu yaydıktan sonra buharlaşacaktı. Son olarak, Evrenin entropisi, ondan organize bir enerji biçiminin çıkartılamayacağı noktaya yükselecektir (“ısı ölümü” olarak bilinen senaryolar).

Karanlık enerjinin varlığını ve kozmik genişleme üzerindeki etkisini içeren modern gözlemler, halihazırda görünür olan Evrenin giderek daha fazla olay ufkumuzun ötesine geçeceği sonucuna yol açmıştır (yani, SPK, görebildiğimiz şeyin kenarı) ve bize görünmez olurlar. Bunun nihai sonucu şu anda bilinmemektedir, ancak “ısı ölümü” bu senaryoda da muhtemel bir son nokta olarak kabul edilmektedir.

Hayalet enerji teorileri olarak adlandırılan karanlık enerjinin diğer açıklamaları, nihayetinde galaksi kümeleri, yıldızlar, gezegenler, atomlar, çekirdekler ve maddenin kendisinin sürekli artan genişleme ile parçalanacağını göstermektedir. Bu senaryo, Evrenin kendisinin genişlemesinin sonunda geri alınacağı “Büyük Rip” olarak bilinir.

Çalışmanın Tarihçesi:

Açıkçası, insanlar tarih öncesi çağlardan beri Evrenin doğasını düşünüyor ve inceliyorlar. Bu nedenle, Evrenin nasıl geldiğine dair en eski açıklamalar, mitolojik nitelikteydi ve bir nesilden diğerine sözlü olarak geçti. Bu hikayelerde dünya, mekan, zaman ve tüm yaşam, bir Tanrı ya da Tanrıların her şeyi yaratmaktan sorumlu olduğu bir yaratma olayıyla başladı.

Astronomi ayrıca Eski Babilliler döneminde bir çalışma alanı olarak ortaya çıkmaya başladı. MÖ 2. binyılda Babil bilginleri tarafından hazırlanan takımyıldızlar ve astrolojik takvimler, binlerce yıl boyunca kültürlerin kozmolojik ve astrolojik geleneklerini bilgilendirmeye devam edecekti.

Klasik Antik Çağ'a göre, fiziksel yasalar tarafından dikte edilen bir Evren kavramı ortaya çıkmaya başladı. Yunan ve Hintli akademisyenler arasında, yaratılışla ilgili açıklamalar, ilahi ajanstan ziyade neden ve sonucu vurgulayarak doğada felsefi olmaya başladı. İlk örnekler arasında, her şeyin ilkel bir madde biçiminden doğduğunu savunan Sokratik öncesi iki Yunan alimi olan Thales ve Anaximander yer alıyor.

MÖ 5. yüzyılda, Sokratik öncesi filozof Empedokles dört elementten oluşan bir evren öneren ilk batı bilgini oldu - toprak, hava, su ve ateş. Bu felsefe batı çevrelerde çok popüler oldu ve aynı zamanda ortaya çıkan Çin, metal, ahşap, su, ateş ve toprak gibi beş element sistemine benziyordu.

MÖ 5. / 4. yüzyıl Yunan filozofu Demokritos'a bölünmez parçacıklardan (atomlardan) oluşan bir Evren önerilmemiştir. Hint filozofu Kanada (MÖ 6. veya 2. yüzyılda yaşamış) bu felsefeyi, ışığın ve ısının farklı formda aynı madde olduğunu öne sürerek daha da ileriye götürdü. 5. yüzyıl CE Budist filozof Dignana bunu daha da ileri götürdü ve tüm maddelerin enerjiden oluştuğunu ileri sürdü.

Sonlu zaman kavramı, İbrahimi dinlerin - Yahudilik, Hıristiyanlık ve İslam - da önemli bir özelliğiydi. Belki de Kıyamet Günü Zerdüşt konseptinden esinlenilmiş, Evrenin bir başlangıcının ve sonunun olduğu inancı, günümüzde bile batı kozmoloji kavramlarını bilgilendirmeye devam edecektir.

MÖ 2. binyıl ile MÖ 2. yüzyıl arasında astronomi ve astroloji gelişmeye ve gelişmeye devam etti. Yunan gökbilimcileri, gezegenlerin doğru hareketlerini ve takımyıldızların Zodyak üzerinden hareketini izlemeye ek olarak, Güneş'in, gezegenlerin ve yıldızların Dünya'nın etrafında döndüğü Evrenin jeosentrik modelini de eklemişlerdir.

Bu gelenekler en iyi MS 2. yüzyılda matematiksel ve astronomik olarak tanımlanmıştır.AlmagestYunan-Mısırlı gökbilimci Claudius Ptolemaeus (diğer adıyla Ptolemy) tarafından yazılmıştır. Bu tez ve benimsediği kozmolojik model, bin yıldan fazla bir süredir ortaçağ Avrupalı ve İslam alimleri tarafından kanon olarak kabul edilecektir.

Bununla birlikte, Bilim Devrimi'nden önce (yaklaşık 16-18. Yüzyıllar arasında), Evrenin güneş merkezli bir modelini öneren gökbilimciler vardı - Dünya, gezegenler ve yıldızlar Güneş'in etrafında dönüyordu. Bunlar arasında Yunanlı gökbilimci Samos Aristarchus (MÖ yaklaşık 310-230) ve Helenistik gökbilimci ve Seleukya filozofu Seleucus (MÖ 190-150) vardı.

Orta Çağ boyunca, Hint, Fars ve Arap filozoflar ve akademisyenler Klasik astronomi üzerinde durdular ve genişlediler. Ptolemaik ve Aristotelesci olmayan fikirleri canlı tutmanın yanı sıra, Dünya'nın dönüşü gibi devrimci fikirler de önerdiler. Hintli gökbilimci Aryabhata ve Farsça gökbilimciler Albumasar ve Al-Sijzi gibi bazı bilim adamları, güneş merkezli bir Evrenin gelişmiş versiyonlarını bile geliştirdiler.

16. yüzyılda Nicolaus Copernicus, teori ile devam eden matematiksel problemleri çözerek güneş merkezli bir Evrenin en eksiksiz konseptini önerdi. Fikirleri ilk olarak 40 sayfalık makalede Commentariolus (“Küçük Yorum”), yedi genel ilkeye dayanan güneş merkezli bir model tanımlamaktadır. Bu yedi ilke şunları söyledi:

Gök cisimleri tek bir nokta etrafında dönmez
Dünya'nın merkezi, ay küresinin merkezidir - Ay'ın Dünya çevresindeki yörüngesi; tüm küreler Evrenin merkezine yakın olan Güneş'in etrafında döner
Dünya ve Güneş arasındaki mesafe, Dünya ve Güneş'ten yıldızlara olan mesafenin önemsiz bir kısmıdır, bu nedenle yıldızlarda paralaks gözlenmez
Yıldızlar taşınmaz - görünen günlük hareketleri Dünya'nın günlük dönüşünden kaynaklanıyor
Dünya, Güneş'in etrafında bir alanda taşınır ve Güneş'in yıllık yıllık göçüne neden olur.
Dünya'nın birden fazla hareketi var
Dünya'nın Güneş çevresindeki yörünge hareketi, gezegenlerin hareketleri yönünde görünüşte tersine neden olur.

Fikirlerinin daha kapsamlı bir tedavisi, Copernicus'un magnum opusunu tamamladığı 1532'de piyasaya sürüldü - De revolutionibus orbium coelestium (Göksel Kürelerin Devrimleri Üzerine). İçinde, yedi ana argümanını ileri sürdü, ancak daha ayrıntılı bir biçimde ve onları desteklemek için ayrıntılı hesaplamalarla. Zulüm ve geri tepme korkusu nedeniyle, bu cilt 1542'de ölümüne kadar serbest bırakılmadı.

Fikirleri 16./17. Yüzyıl matematikçileri, gökbilimci ve mucit Galileo Galilei tarafından daha da geliştirilecektir. Galileo, kendi yarattığı bir teleskopu kullanarak, Evrenin jeosentrik modelinde kusurlar gösteren ve aynı zamanda Kopernik modelinin iç tutarlılığını sergileyen Ay, Güneş ve Jüpiter'in kaydedilmiş gözlemlerini yapacaktı.

Gözlemleri 17. yüzyılın başlarında birçok farklı ciltte yayınlandı. Ay'ın çatlamış yüzeyine ilişkin gözlemleri ve Jüpiter ve en büyük uydularındaki gözlemleri 1610'da Sidereus Nuncius (Yıldızlı Messenger) gözlemleri güneş lekeleri iken Güneşte Gözlemlenen Noktalarda (1610).

Galileo ayrıca Samanyolu ile ilgili gözlemlerini Yıldızlı Messengerdaha önce belirsiz olduğuna inanılıyordu. Bunun yerine Galileo, o kadar yoğun bir şekilde bir araya getirilmiş çok sayıda yıldız olduğunu, bulutlara benzemek için uzaktan göründüğünü, ancak aslında daha önce düşünülenden çok daha uzakta olan yıldızlar olduğunu keşfetti.

1632'de Galileo nihayetinde “Büyük Tartışma” yı ele aldıDialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (İki Baş Dünya Sistemine İlişkin Diyalog)güneş merkezli modeli jeosantrik üzerine savundu. Kendi teleskopik gözlemlerini, modern fiziğini ve titiz mantığını kullanarak Galileo’nun argümanları, Aristoteles'in ve Ptolemy’nin büyüyen ve alıcı bir kitle sistemi için temelini etkili bir şekilde baltaladı.

Johannes Kepler, gezegenlerin eliptik yörüngeleri teorisiyle modeli daha da ileri götürdü. Gezegenlerin konumlarını öngören doğru tablolarla birleştirildiğinde, Kopernik modeli etkili bir şekilde kanıtlandı. On yedinci yüzyılın ortalarından itibaren Kopernik olmayan az sayıda gökbilimci vardı.

Bir sonraki büyük katkı, Kepler'in Gezegensel Hareket Yasaları ile çalışan Sir Isaac Newton'dan (1642/43 - 1727) geldi ve onu Evrensel Yerçekimi teorisini geliştirmeye yönlendirdi. 1687'de ünlü tezini yayınladı Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica (“Doğal Felsefenin Matematiksel İlkeleri”). Bu yasalar şunları söyledi:

Ataletsel bir referans çerçevesinde görüntülendiğinde, bir dış kuvvet tarafından hareket ettirilmedikçe, bir nesne ya hareketsiz kalır ya da sabit bir hızda hareket etmeye devam eder.
Bir cisim üzerindeki dış kuvvetlerin (F) vektör toplamı kütleye (m) nesnenin hızlanma vektörü (a) ile çarpılır. Matematiksel formda, bu şu şekilde ifade edilir: F =mbir
Bir cisim ikinci bir cisme kuvvet uyguladığında, ikinci cisim aynı anda birinci cisim üzerinde eşit büyüklükte ve zıt bir kuvvet uygular.

Birlikte, bu yasalar herhangi bir nesne, ona etki eden kuvvetler ve ortaya çıkan hareket arasındaki ilişkiyi tanımladı ve böylece klasik mekanik için temel oluşturdu. Yasalar ayrıca Newton'un her gezegenin kütlesini hesaplamasına, Dünya'nın kutuplardaki düzleşmesini ve ekvatordaki şişmeyi ve Güneş ve Ay'ın yerçekimi çekiminin Dünya'nın gelgitlerini nasıl yarattığını hesaplamasına izin verdi.

Kalkülüs benzeri geometrik analiz yöntemi, Ay'ın Dünya'ya çekimsel çekiminin bir sonucu olduğunu gösteren ekinoksların önceliği olan havadaki ses hızını da (Boyle Yasası'na dayanarak) açıklayabildi ve kuyruklu yıldızların yörüngeleri. Bu cilt, ilkeleri sonraki 200 yıl boyunca kanon olarak kalmasıyla bilimler üzerinde derin bir etkiye sahip olacaktır.

Bir başka büyük keşif, Immanuel Kant'ın Samanyolu'nun karşılıklı yerçekimi ile bir arada tutulan büyük bir yıldız koleksiyonu olduğunu önerdiği 1755'te gerçekleşti. Tıpkı Güneş Sistemi gibi, bu yıldız koleksiyonu da Güneş Sistemi içine gömülü olarak bir disk olarak dönecek ve düzleştirilecekti.

Gökbilimci William Herschel 1785'te Samanyolu'nun şeklini haritalamaya çalıştı, ancak galaksinin büyük bölümlerinin gerçek şeklini gizleyen gaz ve toz tarafından gizlendiğini fark etmedi. Evrenin ve onu yöneten yasaların incelenmesinde bir sonraki büyük sıçrama, Einstein'ın Özel ve Genel Görelilik teorilerinin gelişmesiyle 20. yüzyıla kadar gelmedi.

Einstein’ın uzay ve zamanla ilgili çığır açan teorileri ( E = mc²) kısmen Newton'un mekanik yasalarını elektromanyetizma yasalarıyla (Maxwell’in denklemleri ve Lorentz kuvvet yasası ile karakterize edildiği gibi) çözme çabalarının sonucuydu. Sonunda Einstein, 1905 tarihli makalesinde Özel Görelilik önererek bu iki alan arasındaki tutarsızlığı çözecekti.Hareketli Cisimlerin Elektrodinamiği Üzerine“.

Temel olarak, bu teori ışık hızının tüm atalet referans çerçevelerinde aynı olduğunu belirtti. Bu, daha önce tutulan ve hareketli bir ortamdan geçen ışığın o ortam tarafından sürükleneceği konusunda uzlaştı, bu da ışığın hızının hızının toplamı olduğu anlamına geliyordu. vasıtasıyla orta artı hız nın-nin o ortam. Bu teori, Einstein'ın teorisinden önce aşılamaz olduğu kanıtlanan birçok soruna yol açtı.

Özel Görelilik, Maxwell’in elektrik ve manyetizma denklemlerini mekanik yasalarıyla uzlaştırmakla kalmadı, aynı zamanda diğer bilim adamları tarafından kullanılan yabancı açıklamaları ortadan kaldırarak matematiksel hesaplamaları basitleştirdi. Ayrıca, doğrudan gözlenen ışık hızıyla uyumlu olan ve gözlenen sapmaları hesaba katan, tamamen gereksiz bir ortamın varlığını da sağladı.

1907 ve 1911 arasında Einstein, Özel Göreliliğin yerçekimi alanlarına nasıl uygulanabileceğini düşünmeye başladı - bu, Genel Görelilik Teorisi olarak bilinirdi. Bu, 1911'de “Yerçekiminin Işığın Yayılması Üzerindeki Etkisi Üzerine“İçinde zamanın gözlemciye göreli olduğunu ve yerçekimi alanındaki konumlarına bağlı olduğunu tahmin etti.

Ayrıca, kütleçekimsel kütlenin ataletsel kütle ile aynı olduğunu belirten Eşdeğerlik Prensibi olarak bilinen şeyi ilerletti. Einstein, yerçekimi kütlesinden değişen mesafelerde yer alan iki gözlemcinin iki olay arasındaki zaman miktarında bir fark algıladığı yerçekimi zaman genişlemesi olgusunu da öngördü. Teorilerinin bir başka büyük sonucu, Kara Deliklerin ve genişleyen bir Evrenin varlığıydı.

1915'te Einstein, Genel Görelilik Teorisini yayınladıktan birkaç ay sonra, Alman fizikçi ve astronom Karl Schwarzschild, bir noktanın ve küresel kütlenin çekim alanını tanımlayan Einstein alan denklemlerine bir çözüm buldu. Şimdi Schwarzschild yarıçapı olarak adlandırılan bu çözüm, bir kürenin kütlesinin o kadar sıkıştırıldığı, yüzeyden kaçış hızının ışık hızına eşit olacağı bir noktayı açıklar.

1931'de, Hint-Amerikan astrofizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar, Özel Görelilik kullanarak, belirli bir sınırlayıcı kütlenin üzerinde dönmeyen bir elektron-dejenere madde kütlesinin kendi içinde çökeceğini hesapladı. 1939'da Robert Oppenheimer ve diğerleri Chandrasekhar’ın analizine katıldılar ve nötron yıldızlarının öngörülen bir sınırın üzerinde olduğunu kara deliklere dalacağını iddia ettiler.

Genel Göreliliğin bir başka sonucu, Evrenin genişleme ya da kasılma durumunda olduğu öngörüsüdür. 1929'da Edwin Hubble birincisinin durum olduğunu doğruladı. 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!