היקום

Send

מה היקום? זו שאלה טעונה ביותר! לא משנה באיזו זווית נקבה כדי לענות על שאלה זו, אפשר היה להקדיש שנים לענות על השאלה הזו ועדיין בקושי לגרד את פני השטח. מבחינת זמן ומרחב, הוא גדול באופן בלתי נתפס (ואולי אפילו אינסופי) וישן להפליא בסטנדרטים אנושיים. תיאורו לפרטיו הוא אפוא משימה מונומנטאלית. אבל אנחנו כאן במגזין החלל נחושים לנסות!

אז מה היקום? ובכן, התשובה הקצרה היא שזה הסכום הכולל של כל הקיום. זהו מכלול הזמן, המרחב, החומר והאנרגיה שהחלו להתרחב לפני כ -13.8 מיליארד שנה והמשיכו להתרחב מאז. אף אחד לא בטוח לגמרי עד כמה היקום באמת נרחב, ואף אחד לא בטוח לגמרי איך הכל ייגמר. אך מחקר ומחקר מתמשך לימדו אותנו רבות במהלך ההיסטוריה האנושית.

הגדרה:

המונח "היקום" נגזר מהמילה הלטינית "universum", ששימשה את המדינאי הרומי סיקרו ומאוחר יותר סופרים רומיים כדי להתייחס לעולם ולקוסמוס כפי שהם הכירו אותו. זה כלל את כדור הארץ ואת כל היצורים החיים שישבו בו, כמו גם את הירח, את השמש, את כוכבי הלכת הידועים אז (מרקורי, ונוס, מאדים, צדק, שבתאי) והכוכבים.

המונח "קוסמוס" משמש לעתים קרובות להחלפה עם היקום. זה נגזר מהמילה היוונית קוסמוסשמשמעותו פשוטו כמשמעו "העולם". מילים אחרות המשמשות בדרך כלל להגדרת מכלול הקיום כוללות "טבע" (הנגזר מהמילה הגרמנית טבע) ואת המילה האנגלית "הכל", ניתן לראות את השימוש בהם במונחים מדעיים - כלומר, "Theory Of Everything" (TOE).

כיום משתמשים לעתים קרובות במונח זה כדי להתייחס לכל הדברים שקיימים ביקום הידוע - מערכת השמש, שביל החלב, וכל הגלקסיות והמבנים העל הידועים. בהקשר של מדע מודרני, אסטרונומיה ואסטרופיזיקה, זה מתייחס גם לכל זמן החלל, לכל צורות האנרגיה (כלומר קרינה וחומר אלקטרומגנטיים) ולחוקים הפיזיים המחייבים אותם.

מקור היקום:

הקונצנזוס המדעי הנוכחי הוא שהיקום התרחב מנקודה של חומר סופר גבוה וצפיפות אנרגיה לפני בערך 13.8 מיליארד שנה. תיאוריה זו, המכונה תיאוריית המפץ הגדול, אינה המודל הקוסמולוגי היחיד להסביר את מקורות היקום והתפתחותו - כך למשל, יש את תורת המדינה המיידית או תורת היקום המתנדנד.

אולם, זהו המקובל והפופולרי ביותר. זה נובע מהעובדה שתיאוריית המפץ הגדול בלבד מסוגלת להסביר את מקורם של כל החומר הידוע, חוקי הפיזיקה והמבנה הגדול בקנה מידה של היקום. זה גם אחראי להתרחבות היקום, לקיומו של רקע המיקרוגל הקוסמי ולמגוון רחב של תופעות אחרות.

בעבודה הפוכה ממצב היקום הנוכחי, תאמצו המדענים כי מקורו בוודאי בנקודה אחת של צפיפות אינסופית וזמן סופי שהחל להתרחב. לאחר ההתרחבות הראשונית, התיאוריה גורסת כי היקום התקרר דיו בכדי לאפשר היווצרות של חלקיקים תת-אטומיים, ומאוחר יותר אטומים פשוטים. עננים ענקיים של יסודות קדומים אלה התפתלו מאוחר יותר דרך כוח הכובד ליצירת כוכבים וגלקסיות.

הכל החל לפני בערך 13.8 מיליארד שנה, ולכן נחשב לגיל היקום. באמצעות בדיקת העקרונות התיאורטיים, ניסויים שכללו מאיצי חלקיקים ומצבי אנרגיה גבוהה, ומחקרים אסטרונומיים שצפו ביקום העמוק, מדענים בנו ציר זמן של אירועים שהחל במפץ הגדול והוביל למצב הנוכחי של התפתחות קוסמית. .

עם זאת, התקופות המוקדמות ביותר של היקום - נמשכות בערך 10 בערך^-43 עד 10^-11 שניות לאחר המפץ הגדול - נשואות השערות נרחבות. בהתחשב בכך שחוקי הפיזיקה כפי שאנו מכירים אותם לא יכלו להתקיים בשלב זה, קשה להבין כיצד ניתן היה לשלוט ביקום. יתר על כן, ניסויים שיכולים ליצור את סוגי האנרגיות המעורבים הם בינקותם.

עם זאת, תיאוריות רבות שולטות במה שהתרחש ברגע ראשוני זה בזמן, שרבות מהן תואמות. בהתאם לרבות מהתיאוריות הללו, ניתן לפרק את הרגע שלאחרי המפץ הגדול לתקופות הזמן הבאות: תקופת הסינגולריות, תקופת האינפלציה, ותקופת הקירור.

Epoch הידוע גם בשם Epoch (או תקופת פלאנק), תקופת הסינגולריות הייתה התקופה המוקדמת ביותר של היקום. בשלב זה, כל החומר עובה על נקודה אחת של צפיפות אינסופית וחום קיצוני. בתקופה זו מאמינים כי ההשפעות הקוונטיות של כוח הכובד שלטו באינטראקציות גופניות וכי אף כוחות פיזיים אחרים לא היו בעלי כוח שווה לכבידה.

פרק זמן זה של פלאנק משתרע מנקודה 0 לכ -10^-43שניות והיא נקראת כך מכיוון שניתן למדוד אותה רק בזמן של פלאנק. בגלל החום והצפיפות הקיצוניים של החומר, מצב היקום היה לא יציב ביותר. כך החל להתרחב ולהתקרר, מה שהוביל לביטוי כוחות היסוד של הפיזיקה. מכ -10 בערך^-43 שני ו -10^-36היקום החל לחצות טמפרטורות מעבר.

כאן מאמינים שכוחות היסוד השולטים ביקום החלו להיפרד זה מזה. הצעד הראשון בזה היה כוח הכבידה המופרד מכוחות מד, המהווים כוחות גרעיניים חזקים וחלשים ואלקטרומגנטיות. ואז, מ -10^-36עד 10^-32שניות לאחר המפץ הגדול הטמפרטורה של היקום הייתה נמוכה מספיק (10²⁸ K) כי אלקטרומגנטיות וכוח גרעיני חלש הצליחו להפריד גם כן.

עם יצירת הכוחות הבסיסיים הראשונים של היקום, החל תקופת האינפלציה שנמשכה מ 10^-32שניות בזמן פלאנק לנקודה לא ידועה. מרבית המודלים הקוסמולוגיים מראים כי היקום בנקודה זו היה מלא הומוגני בצפיפות אנרגטית גבוהה, וכי הטמפרטורות והלחץ הגבוהים להפליא הולידו התפשטות וקירור מהירים.

זה החל בעשר^-37 שניות, בהן מעבר הבמה שגרם להפרדת כוחות הוביל גם לתקופה בה היקום צמח באופן אקספוננציאלי. זה היה גם בנקודת זמן זו שהריאוגנזה התרחשה, המתייחסת לאירוע היפותטי בו הטמפרטורות היו כה גבוהות, עד כי התנועות האקראיות של חלקיקים התרחשו במהירות יחסית.

כתוצאה מכך נוצרו והושמדו ללא הרף זוגות חלקיקים – חלקיקים מכל הסוגים בהתנגשויות, מה שלפי ההערכות הוביל לשלטון החומר על האנטי-חומר ביקום הנוכחי. לאחר שהאינפלציה נעצרה, היקום כלל מפלסמת קווארק-גלון, כמו גם כל החלקיקים האלמנטריים האחרים. מנקודה זו ואילך, היקום החל להתקרר והחומר התגבש והתגבש.

ככל שהיקום המשיך לרדת בצפיפות ובטמפרטורה, החל אפוך הקירור. זה התאפיין באנרגיה של חלקיקים שהצטמצמו ומעברים שלביים נמשכו עד שכוחות היסוד של הפיזיקה והחלקיקים היסודיים השתנו לצורתם הנוכחית. מכיוון שאנרגיות החלקיקים היו יורדות לערכים שניתן להשיג על ידי ניסויים בפיזיקת החלקיקים, תקופה זו והלאה נתונה פחות להשערות.

לדוגמה, מדענים מאמינים שכ -10^-11 שניות לאחר המפץ הגדול, אנרגיות החלקיקים צנחו במידה ניכרת. בערך בעשר^-6 שניות, קווארקים וגלואונים בשילוב ליצירת באריונים כמו פרוטונים ונויטרונים, ועודף קטן של קווארקים על פני עתיקות הוביל לעודף קטן של בריונים על פני אנטריונים.

מכיוון שהטמפרטורות לא היו מספיק גבוהות ליצירת זוגות חדשים של פרוטון-אנטי-פרוטון (או זוגות נויטרונים-anitneutron), השמדה המונית באה מיד אחריה והותירה רק אחד מכל 10¹⁰ של הפרוטונים והנויטרונים המקוריים ואף אחד מהאנטי חלקיקים שלהם. תהליך דומה התרחש כשעה לאחר המפץ הגדול עבור אלקטרונים ופוזיטרונים.

לאחר השמדות אלה, הפרוטונים, הנויטרונים והאלקטרונים הנותרים לא היו נעים יחסית יחסית, וצפיפות האנרגיה של היקום נשלטה על ידי פוטונים - ובמידה פחותה נייטרינים. כמה דקות אל תוך ההתרחבות החלה התקופה המכונה גם נוקלאוזינתזה של המפץ הגדול.

בזכות הטמפרטורות שירדו למיליארד קלווין וצפיפות האנרגיה שצנחה בערך למקבילה של אוויר, נויטרונים ופרוטונים החלו להתמזג ליצירת הדאוטריום הראשון של היקום (איזוטופ יציב של מימן) ואטומי הליום. עם זאת, מרבית הפרוטונים של היקום נותרו ללא כלא כגרעיני מימן.

לאחר כ- 379,000 שנים, אלקטרונים בשילוב עם גרעינים אלה ליצירת אטומים (שוב, בעיקר מימן), ואילו הקרינה התנתקה מהחומר והמשיכה להתרחב דרך החלל, ברובה ללא הפרעה. כיום ידוע שקרינה זו מהווה את רקע מיקרוגל הקוסמי (CMB), שהוא כיום האור העתיק ביותר ביקום.

עם התרחבות ה- CMB היא איבדה בהדרגה את הצפיפות והאנרגיה, וכעת מעריכה שהיא טמפרטורה של 2.7260 ± 0.0013 K (-270.424 ° C / -454.763 ° F) וצפיפות אנרגיה של 0.25 eV / cm³ (או 4.005 × 10^-14 J / m³; 400–500 פוטונים / ס"מ³). ניתן לראות את ה- CMB לכל הכיוונים במרחק של בערך 13.8 מיליארד שנות אור, אך הערכות על המרחק האמיתי שלו מציבות אותו בכ- 46 מיליארד שנות אור ממרכז היקום.

התפתחות היקום:

במהלך כמה מיליארדי השנים שלאחר מכן, האזורים הצפופים מעט יותר של היקום (שהופצו כמעט בצורה אחידה) החלו להימשך זה לזה בכבידה. לכן הם התחזקו עוד יותר, ויצרו ענני גז, כוכבים, גלקסיות ושאר המבנים האסטרונומיים שאנו צופים בהם באופן קבוע בימינו.

זה מה שמכונה "תקופת המבנה", שכן בתקופה זו החל היקום המודרני לקרום עור וגידים. זה כלל חומר גלוי המופץ במבנים בגדלים שונים (כלומר כוכבים וכוכבי לכת לגלקסיות, אשכולות גלקסיות ואשכולות סופר) שבהם מרוכז החומר, ומופרדים על ידי מפרצים אדירים המכילים מעט גלקסיות.

פרטי תהליך זה תלויים בכמות ובסוג החומר ביקום. חומר כהה קר, חומר כהה חם, חומר כהה חם וחומר בריוני הם ארבעת הסוגים המוצעים. עם זאת, דגם ה- Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM), בו חלקיקי החומר האפל נעו לאט לעומת מהירות האור, הוא הנחשב לדגם הסטנדרטי של הקוסמולוגיה של המפץ הגדול, מכיוון שהוא מתאים ביותר לנתונים הזמינים. .

במודל זה מעריכים כי חומר כהה קר מהווה כ 23% - מהחומר / האנרגיה של היקום, ואילו החומר הבריוני מהווה כ -4.6%. הלמבדה מתייחסת לקבוע הקוסמולוגי, תיאוריה שהציע אלברט איינשטיין במקור שניסה להראות שמאזן האנרגיה ההמונית ביקום נותר סטטי.

במקרה זה, הוא קשור לאנרגיה אפלה, ששימשה להאיץ את התפשטות היקום ולשמור על מבנה בקנה מידה גדול באופן אחיד. קיומה של אנרגיה אפלה מבוסס על שורות ראיות מרובות, שכולן מצביעות על כך שהיקום מחלחל על ידו. בהתבסס על תצפיות, ההערכה היא כי 73% מהיקום מורכב מאנרגיה זו.

במהלך השלבים המוקדמים ביותר של היקום, כאשר כל החומר הבריוני היה קרוב יותר לחלל זה לזה, הכבידה שולטה. עם זאת, לאחר מיליארדי שנות התפשטות, השפע ההולך וגדל של אנרגיה אפלה הביא אותה להתחיל לשלוט באינטראקציות בין גלקסיות. זה עורר תאוצה, הידועה בשם עידן ההאצה הקוסמית.

כאשר תקופה זו החלה נתונה לוויכוח, אך לפי הערכה, היא החלה בערך 8.8 מיליארד שנים לאחר המפץ הגדול (לפני 5 מיליארד שנים). הקוסמולוגים סומכים על מכניקת הקוונטים ועל היחסיות הכללית של איינשטיין כדי לתאר את תהליך ההתפתחות הקוסמית שהתרחש בתקופה זו ובכל עת לאחר התקופה האינפלציונית.

באמצעות תהליך קפדני של תצפיות ומודלים, מדענים קבעו שהתקופה האבולוציונית הזו תואמת את משוואות השטח של איינשטיין, אם כי האופי האמיתי של אנרגיה אפלה נותר אשליה. מה שכן, אין מודלים נתמכים היטב המסוגלים לקבוע מה התרחש ביקום לפני התקופה שקדמה ל 10^-15שניות אחרי המפץ הגדול.

עם זאת, ניסויים מתמשכים המשתמשים ב- Large Hadron Collider (LHC) של CERN מבקשים ליצור מחדש את תנאי האנרגיה שהיו קיימים במהלך המפץ הגדול, שצפוי לחשוף גם פיסיקה החורגת מתחום המודל הסטנדרטי.

פריצות דרך כלשהן בתחום זה יובילו ככל הנראה לתיאוריה אחידה של הכבידה הקוונטית, בה סוף סוף יוכלו המדענים להבין כיצד כוח המשיכה מתקשר עם שלושת הכוחות הבסיסיים האחרים של הפיזיקה - אלקטרומגנטיות, כוח גרעיני חלש וכוח גרעיני חזק. זה, בתורו, גם יעזור לנו להבין מה באמת התרחש בתקופות הקדומות ביותר של היקום.

מבנה היקום:

גודלו, צורתו ומבנהו הענף של היקום בפועל היה נושא המחקר המתמשך. בעוד שהאור העתיק ביותר ביקום שניתן לצפות בו נמצא במרחק של 13.8 מיליארד שנות אור (CMB), זה לא היקפו בפועל של היקום. בהתחשב בעובדה שהיקום נמצא במצב של התפשטות במשך מיליארד שנים, ועם מהירויות החורגות ממהירות האור, הגבול בפועל משתרע הרבה מעבר למה שאנחנו יכולים לראות.

המודלים הקוסמולוגיים הנוכחיים שלנו מצביעים על כך שהיקום מודד כ -91 מיליארד שנות אור (28 מיליארד פרסק) בקוטר. במילים אחרות, היקום הנצפה משתרע החוצה ממערכת השמש שלנו למרחק של בערך 46 מיליארד שנות אור לכל עבר. עם זאת, בהתחשב בכך שקצה היקום אינו ניתן לצפייה, עדיין לא ברור אם ליקום יש באמת קצה. לכל מה שאנחנו יודעים, זה נמשך לנצח!

בתוך היקום הנצפה, החומר מופץ בצורה מובנית מאוד. בתוך הגלקסיות, זה מורכב מריכוזים גדולים - כלומר כוכבי לכת, כוכבים ונבולות - שזורים באזורים גדולים של חלל ריק (כלומר המרחב הבין-כוכבי והמדיום הבין-כוכבי).

הדברים זהים בקנה מידה גדול יותר, כאשר גלקסיות מופרדות על ידי נפחי שטח מלאים בגז ואבק. בקנה מידה הגדול ביותר, שבו קיימים אשכולות גלקסיות ומצבי-על, יש לכם רשת מפותחת של מבנים בקנה מידה גדול המורכבת מחוטי חומר צפופים וחללים קוסמיים ענקיים.

מבחינת צורתו, חלל עשוי להתקיים באחת משלוש תצורות אפשריות - מעוקל חיובי, מעוקל שלילי ושטוח. אפשרויות אלה מבוססות על קיומם של לפחות ארבעה ממדים של זמן-חלל (קואורדינטת x, קואורדינטת y, קואורדינטת וזמן), ותלויים באופי ההתפשטות הקוסמית ובין אם ביקום ובין אם לאו. הוא סופי או אינסופי.

יקום מעוגל (או סגור) חיובי היה דומה לתחום ארבעה ממדי שיהיה סופי בחלל וללא קצה מורגש. יקום מעוקל (או פתוח) שלילי היה נראה כמו "אוכף" ארבעה ממדי ולא היה לו גבולות במרחב ובזמן.

בתרחיש הקודם, היקום יצטרך להפסיק להתרחב בגלל שפע של אנרגיה. באחרון זה יכיל מעט מדי אנרגיה שתוכל להפסיק להתפשט אי פעם. בתרחיש השלישי והאחרון - יקום שטוח - הייתה קיימת כמות קריטית של אנרגיה והתפשטותה תיפסק רק לאחר פרק זמן אינסופי.

גורל היקום:

ההשערה שליקום הייתה נקודת מוצא מעוררת באופן טבעי שאלות לגבי נקודת סיום אפשרית. אם היקום התחיל כנקודה זעירה של צפיפות אינסופית שהתחילה להתרחב, האם זה אומר שהוא ימשיך להתרחב ללא הגבלת זמן? או שמא יום אחד ייגמר הכוח המתפשט, ויתחיל לסגת פנימה עד שכל החומר ייכנס לכדור זעיר?

תשובת שאלה זו היוותה מוקד מרכזי בקרב הקוסמולוגים מאז החל הוויכוח על איזה מודל היקום היה הנכון. עם קבלת תיאוריית המפץ הגדול, אך לפני התבוננות באנרגיה אפלה בשנות התשעים, הקוסמולוגים הגיעו להסכמה על שני תרחישים שהם התוצאות הסבירות ביותר ליקום שלנו.

בתרחיש הראשון, המכונה בדרך כלל תרחיש "קראנץ 'הגדול", היקום יגיע לגודל מקסימלי ואז יתחיל להתמוטט מעצמו. זה יתאפשר רק אם צפיפות המסה של היקום גדולה מהצפיפות הקריטית. במילים אחרות, כל עוד צפיפות החומר נשארת בערך מסוים או מעל אותו (1-3 × 10^-26 ק"ג חומר למ"מ), יקום היקום בסופו של דבר.

לחלופין, אם הצפיפות ביקום הייתה שווה לצפיפות הקריטית או מתחת לה, ההתפשטות הייתה האטה אך לעולם לא תיפסק. בתרחיש זה, המכונה "ההקפאה הגדולה", היקום יימשך עד שבסופו של דבר היווצרות הכוכבים תיפסק בצריכת כל הגז הבין-כוכבי בכל גלקסיה. בינתיים, כל הכוכבים הקיימים היו שורפים והופכים לגמדים לבנים, כוכבי נויטרונים וחורים שחורים.

בהדרגה רבה, התנגשויות בין חורים שחורים אלו יגרמו להצטברות המסה לחורים שחורים גדולים וגדולים יותר. הטמפרטורה הממוצעת של היקום תתקרב לאפס מוחלט, וחורים שחורים יתאדו לאחר הפליטה האחרונה של קרינת הוקינג שלהם. לבסוף, האנטרופיה של היקום תגבר עד לנקודה בה לא ניתן להפיק ממנה שום צורה מאורגנת (תרחישים המכונים "מוות חום").

תצפיות מודרניות, הכוללות קיומה של אנרגיה אפלה והשפעתה על התפשטות קוסמית, הביאו למסקנה שיותר ויותר מהיקום הנראה לעכשיו יעבור מעבר לאופק האירועים שלנו (כלומר ה- CMB, שולי מה שאנו יכולים לראות) ולהיות בלתי נראה לנו. התוצאה הסופית של זה לא ידועה כרגע, אך "מוות חום" נחשב גם לנקודת סיום בתרחיש זה.

הסברים אחרים לאנרגיה אפלה, המכונים תיאוריות אנרגיית פנטום, מציעים כי בסופו של דבר אשכולות גלקסיות, כוכבים, כוכבי לכת, אטומים, גרעינים והחומר עצמו ייקרעו מההתרחבות ההולכת וגוברת. תרחיש זה מכונה "Rip Big", בו התרחבות היקום עצמו תהיה בסופו של דבר מבטלת אותו.

תולדות המחקר:

באופן קפדני, בני אדם בוחנים ובוחנים את טבע היקום מאז התקופה הפרהיסטורית. כיוון שכך, הדיווחים המוקדמים ביותר על אופן התרחשות היקום היו מיתולוגיים באופיים והועברו בעל פה מדור לדור. בסיפורים אלה, העולם, המרחב, הזמן וכל החיים החלו באירוע יצירה, בו אלוהים או אלים היו אחראים ליצירת הכל.

האסטרונומיה החלה לצוץ גם כשדה לימוד בתקופת הבבלים הקדמונים. מערכות קונסטלציות ולוחות שנה אסטרולוגיים שהוכנו על ידי חוקרי בבל כבר באלף השני לפנה"ס היו עוברים על המסורת הקוסמולוגית והאסטרולוגית של תרבויות במשך אלפי שנים רבות.

לפי העת העתיקה הקלאסית, התחיל להתגלות רעיון היקום שהוכתב על ידי חוקים פיזיים. בין חוקרים יוונים להודים, ההסברים ליצירה החלו להפוך לפילוסופיים באופיים, תוך שהם מדגישים סיבה ותוצאה ולא סוכנות אלוהית. הדוגמאות המוקדמות ביותר כוללות את תאלס ואנאקסימנדר, שני חוקרים יוונים פרה-סוקרטיים שטענו כי הכל נולד מצורת חומר קדמונית.

עד המאה החמישית לפני הספירה הפך הפילוסוף אמפוקלס קדם-סוקראטי לחוקר המערבי הראשון שהציע יקום המורכב מארבעה יסודות - אדמה, אוויר, מים ואש. פילוסופיה זו הפכה פופולרית מאוד בחוגים המערביים, והיתה דומה למערכת הסינית של חמישה יסודות - מתכת, עץ, מים, אש ואדמה - שהגיחו בערך באותה תקופה.

רק לפני הדמוקריטוס, המאה ה -5 / 4 לפני הספירה, הוצע יקום המורכב מחלקיקים בלתי נפרדים (אטומים). הפילוסוף ההודי קנדה (שחי במאה ה -6 או השנייה לפני הספירה) הרחיק את הפילוסופיה הזו בכך שהציע כי אור וחום הם אותו חומר בצורה שונה. הפילוסוף הבודהיסטי דיניאנה במאה החמישית לסה"נ הרחיק זאת עוד יותר והציע שכל החומר מורכב מאנרגיה.

רעיון הזמן הסופי היה גם מאפיין מרכזי בדתות האברהמיות - יהדות, נצרות ואיסלאם. אולי בהשראת התפיסה הזורואסטרית של יום הדין, האמונה כי ליקום יש התחלה וסוף תמשיך ליידע מושגים מערביים בקוסמולוגיה עד ימינו.

בין האלף השני לפנה"ס והמאה השנייה לספירה, המשיכו להתפתח ולהתפתח אסטרונומיה ואסטרולוגיה. בנוסף לניטור התנועות הנכונות של כוכבי הלכת ותנועת הכוכבים דרך גלגל המזלות, אסטרונומים יוונים ניסחו גם את המודל הגאוצנטרי של היקום, בו השמש, כוכבי הלכת והכוכבים סובבים סביב כדור הארץ.

מסורות אלה מתוארות בצורה הטובה ביותר במאמרה המתמטית והאסטרונומית של המאה השנייה לספירהאלמגסטשנכתב על ידי האסטרונום היווני-מצרי קלאודיוס תלמהאוס (aka Ptolemy). חיבור זה והמודל הקוסמולוגי בו נאמר ייחשב כקאנון על ידי חוקרים אירופאים ואיסלאמיים מימי הביניים במשך יותר מאלף שנים.

עם זאת, עוד לפני המהפכה המדעית (המאות ה -16 עד ה -18 בערך), היו אסטרונומים שהציעו מודל הליוצנטרי של היקום - שם כדור הארץ, כוכבי הלכת והכוכבים הסתובבו סביב השמש. אלה כללו האסטרונום היווני אריסטארכוס מסאמוס (310 - 230 לפני הספירה), והאסטרונום ההלניסטי והפילוסוף סלוקוס מסלוסיה (190 - 150 לפני הספירה).

במהלך ימי הביניים, פילוסופים ומלומדים הודים, פרסיים וערבים שמרו והרחיבו על אסטרונומיה קלאסית. בנוסף לשמירה על רעיונות תלמיאים ולא אריסטוטליים, הם הציעו גם רעיונות מהפכניים כמו סיבוב כדור הארץ. כמה חוקרים - כמו האסטרונום ההודי אריאבהאטה והאסטרונומים הפרסים אלבומסאר ואל-סיג'י - אפילו גרסאות מתקדמות ליקום הליוצנטרי.

עד המאה ה -16 הציע ניקולאוס קופרניקוס את המושג השלם ביותר של יקום הליוצנטרי על ידי פתרון בעיות מתמטיות מתמשכות עם התיאוריה. רעיונותיו באו לידי ביטוי לראשונה בכתב היד בן 40 העמודים שכותרתו תגובה ("פרשנות קטנה") שתיארה מודל הליוצנטרי המבוסס על שבעה עקרונות כלליים. שבעת העקרונות הללו הצהירו כי:

הגופים השמימיים לא כולם סובבים סביב נקודה אחת
מרכז כדור הארץ הוא מרכז כדור הירח - מסלול הירח סביב כדור הארץ; כל הכדורים מסתובבים סביב השמש שנמצאת בסמוך למרכז היקום
המרחק בין כדור הארץ לשמש הוא חלק לא מבוטל מהמרחק מכדור הארץ והשמש לכוכבים, ולכן הפרלקס לא נצפה בכוכבים
הכוכבים אינם ניתנים להסרה - תנועתם היומית לכאורה נגרמת על ידי הסיבוב היומי של כדור הארץ
כדור הארץ מתנועע בכדור סביב השמש וגורם לנדידה השנתית לכאורה של השמש
לכדור הארץ יש יותר מתנועה אחת
תנועתו של כדור הארץ סביב השמש גורמת לאחור לכאורה לכיוון התנועות של כוכבי הלכת.

טיפול מקיף יותר ברעיונותיו שוחרר בשנת 1532, כאשר קופרניקוס השלים את מגנום אופוס שלו - דה Revolutionibus orelium coelestium (על מהפכות הספירות השמימיות). בכך הוא קידם את שבעת הטיעונים העיקריים שלו, אך בצורה מפורטת יותר ועם חישובים מפורטות לגיבוי. בשל חששות מרדיפה והתקפי תגובה, נפח זה לא שוחרר עד מותו בשנת 1542.

רעיונותיו יעודדו עוד יותר על ידי מתמטיקאים, אסטרונום וממציא מהמאה ה -16 / 17 גלילאו גליליי. באמצעות טלסקופ מיצירתו, גלילאו היה מבצע תצפיות מוקלטות על הירח, השמש ויופיטר שהדגימו פגמים במודל הגאוצנטרי של היקום תוך שהוא מציג את העקביות הפנימית של הדגם הקופרניקאי.

תצפיותיו פורסמו בכרכים אחדים שונים לאורך ראשית המאה ה -17. תצפיותיו על משטח המכתש של הירח ותצפיותיו על יופיטר וירחיו הגדולות פורטו בשנת 1610 עם סידריוס נונסיוס (המסר הכוכב) בעוד שתצפיותיו היו כתמי שמש תוארו ב- על הנקודות שנצפו בשמש (1610).

גלילאו תיעד גם את תצפיותיו על שביל החלב באזור מסר הכוכביםשלפני כן האמינו שהוא ערפילי. במקום זאת, גלילאו מצא שמדובר בשפע של כוכבים ארוזים כל כך בצפיפות זה בזה, עד כי הם נראו מרחוק כמו עננים, אך היו למעשה כוכבים שהיו רחוקים בהרבה מכפי שחשבו בעבר.

בשנת 1632 התייחס סוף סוף גלילאו ל"התלבט הגדול "במסגרת מסכתוDialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (דיאלוג ביחס לשתי המערכות העיקריות בעולם), בו דגל במודל ההליוצנטרי על פני הגיאוצנטרי. באמצעות תצפיות טלסקופיות משלו, פיזיקה מודרנית והיגיון קפדני, הטיעונים של גלילאו ערערו למעשה את הבסיס למערכת של אריסטו ותלמי לקהל הצומח והמתקבל.

יוהנס קפלר קידם את המודל הלאה עם התיאוריה שלו על מסלולי כוכבי הלכת. בשילוב טבלאות מדויקות שניבאו את מיקום כוכבי הלכת, הוכח המודל הקופרניקאי ביעילות. מאמצע המאה השבע-עשרה ואילך היו מעט אסטרונומים שלא היו קופרניקנים.

התרומה הגדולה הבאה הגיעה מאת סר איזק ניוטון (1642/43 - 1727), שעבודתו עם חוקי התנועה הפלנטרית של קפלר הובילה אותו לפתח את התיאוריה שלו בנושא הכבידה האוניברסלית. בשנת 1687 פרסם את המסמך המפורסם שלו Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica ("עקרונות מתמטיים של פילוסופיה טבעית"), שפירטו את שלוש חוקי התנועה שלו. חוקים אלה קבעו כי:

כאשר הוא נצפה במסגרת התייחסות אינרציאלית, אובייקט נותר במנוחה או ממשיך לנוע במהירות קבועה, אלא אם כן פועל על ידי כוח חיצוני.
סכום וקטורי של הכוחות החיצוניים (F) על עצם שווה למסה (M) של אותו אובייקט כפול עם וקטור ההאצה (א) של האובייקט. בצורה מתמטית זה בא לידי ביטוי כ- F =Mא
כאשר גוף אחד מפעיל כוח על גוף שני, הגוף השני מפעיל בו זמנית כוח השווה בעוצמתו והפוך לכיוון על הגוף הראשון.

יחד, חוקים אלה תיארו את הקשר בין כל אובייקט כלשהו, הכוחות הפועלים עליו והתנועה שהתקבלה, ובכך הניחו את היסוד למכניקה הקלאסית. החוקים אפשרו גם לניוטון לחשב את המסה של כל כוכב לכת, לחשב את השיטוח של כדור הארץ בקטבים ובבליטה בקו המשווה, וכיצד משיכת הכבידה של השמש והירח יוצרת את גאות השפל של כדור הארץ.

שיטת הניתוח הגיאומטרי הדומה לחישוב שלו הצליחה להסביר גם את מהירות הצליל באוויר (בהתבסס על החוק של בויל), את תקופת השוויון-שוויון - שהוא הראה כתוצאה מהמשיכה הכבדית של הירח לכדור הארץ - ולקבוע מסלולי השביט. נפח זה ישפיע בצורה עמוקה על המדעים, כאשר עקרונותיו יישארו תותחים במשך 200 השנים הבאות.

תגלית גדולה נוספת התרחשה בשנת 1755, כאשר עמנואל קאנט הציע כי שביל החלב הוא אוסף גדול של כוכבים המוחזקים יחד על ידי כוח הכבידה ההדדי. ממש כמו מערכת השמש, אוסף הכוכבים הזה היה מסתובב ומשוטח כדיסק, כשמערכת השמש משובצת בתוכו.

האסטרונום ויליאם הרשל ניסה למפות בפועל את צורת שביל החלב בשנת 1785, אך הוא לא הבין שחלקים גדולים מהגלקסיה מוסווים על ידי גז ואבק, שמסתיר את צורתו האמיתית. הקפיצה הגדולה הבאה בחקר היקום והחוקים השולטים בו לא הגיעה עד המאה ה -20, עם התפתחות תיאוריות של אינשטיין לגבי יחסיות מיוחדת וכללית.

התיאוריות פורצות הדרך של איינשטיין על מרחב וזמן (מסוכמות בפשטות E = mc²) היו בחלקם תוצאה של ניסיונותיו לפתור את חוקי המכניקה של ניוטון באמצעות חוקי האלקטרומגנטיות (כפי שמתאפיינים במשוואות מקסוול וחוק כוח לורנץ). בסופו של דבר איינשטיין היה פותר את חוסר העקביות בין שני התחומים הללו על ידי הצעת יחסיות מיוחדת במאמרו משנת 1905, "על האלקטרודינמיקה של גופים נעים“.

בעיקרון, תיאוריה זו קבעה כי מהירות האור זהה בכל מסגרות ההתייחסות האינרדיאליות. זה נפרד מהקונצנזוס שהיה בעבר שקבע כי אור שנסע במדיום נע יוביל אותו מדיום, מה שאומר שמהירות האור היא סכום המהירות שלו דרך בינוני פלוס המהירות של המדיום הזה. תיאוריה זו הובילה למספר סוגיות שהוכחו בלתי עבירות לפני התיאוריה של איינשטיין.

יחסיות מיוחדת לא רק התאמה בין משוואות מקסוול לחשמל ומגנטיות עם חוקי המכניקה, אלא גם פשטה את החישובים המתמטיים על ידי הסרת הסברים זרים המשמשים מדענים אחרים. זה גם הפך את קיומו של מדיום למיותר לחלוטין, המתאים למהירות האור הנצפית ישירות, והסביר את הסטיות שנצפו.

בין 1907 ל -1911, איינשטיין החל לשקול כיצד ניתן ליישם יחסיות מיוחדת על שדות כוח המשיכה - מה שעתיד להיקרא תיאוריית היחסות הכללית. זה הגיע לשיאו בשנת 1911 בפרסומי הספר "על השפעת הכבידה על הפצת האור", בו ניבא שהזמן הוא יחסית לצופה ותלוי במיקומם בתוך שדה כוח משיכה.

הוא גם קידם את מה שמכונה עקרון השוויון, הקובע כי מסת הכבידה זהה למסה האינרציאלית. איינשטיין ניבא גם את תופעת התרחבות זמן הכבידה - בה שני משקיפים שנמצאים במרחקים משתנים ממסה הכבידה תופסים הבדל בכמות הזמן שבין שני אירועים. התפתחות משמעותית נוספת מהתיאוריות שלו הייתה קיומם של חורים שחורים ויקום מתרחב.

בשנת 1915, חודשים ספורים לאחר שפרסם איינשטיין את תורת היחסות הכללית, מצא הפיזיקאי והאסטרונום הגרמני קארל שוורצשילד פיתרון למשוואות שדה איינשטיין שתיארו את שדה הכבידה של נקודה ומסה כדורית. פיתרון זה, המכונה כיום רדיוס שוורצשילד, מתאר נקודה בה מסתה כדור כדור כל כך עד כי מהירות המילוט מפני השטח תשווה למהירות האור.

בשנת 1931 חישב האסטרופיזיקאי ההודי-אמריקני סובראחמניאן צ'אנדרסקהאר באמצעות יחסיות מיוחדת, כי גוף שאינו מסתובב של חומר מנוון אלקטרונים מעל מסה מגבילה מסוימת יקרוס בפני עצמו. בשנת 1939, רוברט אופנהיימר ואחרים סיכמו עם הניתוח של צ'נדרסכר, וטענו שכוכבי נויטרונים מעל גבול שנקבע יתמוטטו לחורים שחורים.

תוצאה נוספת של היחסות הכללית הייתה התחזית כי היקום נמצא במצב של התפשטות או התכווצות. בשנת 1929 אישר אדווין האבל כי הראשון היה המקרה. 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!