UNIVERSUM

Send

Vad är universum? Det är en oerhört laddad fråga! Oavsett vilken vinkel man tog för att besvara den frågan, kunde man spendera år på att besvara den frågan och fortfarande knappt repa ytan. När det gäller tid och utrymme är det ofattligt stort (och kanske till och med oändligt) och otroligt gammalt av mänskliga normer. Att beskriva det i detalj är därför en monumental uppgift. Men vi här på Space Magazine är fast beslutna att prova!

Så vad är universum? Det korta svaret är att det är summan av hela existensen. Det är hela tiden, rymden, materien och energin som började expandera för cirka 13,8 miljarder år sedan och har fortsatt att expandera sedan dess. Ingen är helt säker på hur omfattande universum verkligen är, och ingen är helt säker på hur det kommer att sluta. Men pågående forskning och studier har lärt oss mycket under den mänskliga historien.

Definition:

Uttrycket "universum" härrör från det latinska ordet "universum", som användes av den romerska statsmannen Cicero och senare romerska författare för att hänvisa till världen och kosmos som de kände det. Detta bestod av jorden och alla levande varelser som bodde där, liksom månen, solen, de då kända planeterna (Merkurius, Venus, Mars, Jupiter, Saturnus) och stjärnorna.

Termen "kosmos" används ofta omväxlande med universum. Det härrör från det grekiska ordet kosmos, som bokstavligen betyder "världen". Andra ord som vanligtvis används för att definiera hela existensen inkluderar ”Natur” (härrörande från det germanska ordet natur) och det engelska ordet "allt", vem som används kan ses i vetenskaplig terminologi - dvs. "Theory Of Everything" (TOE).

Idag används denna term ofta för att hänvisa till allt som finns inom det kända universum - solsystemet, Vintergatan och alla kända galaxer och överbyggnader. I samband med modern vetenskap, astronomi och astrofysik hänvisar det också till all rymdtid, alla former av energi (dvs. elektromagnetisk strålning och materia) och de fysiska lagarna som binder dem.

Universumets ursprung:

Det nuvarande vetenskapliga samförståndet är att universum expanderade från en punkt med superhög materia och energitäthet för ungefär 13,8 miljarder år sedan. Denna teori, känd som Big Bang Theory, är inte den enda kosmologiska modellen för att förklara universums ursprung och dess utveckling - till exempel finns det Steady State Theory eller Oscillating Universe Theory.

Det är dock det mest accepterade och populära. Detta beror på det faktum att Big Bang-teorin ensam kan förklara ursprunget till all känd materia, fysikens lagar och universums storskaliga struktur. Det redogör också för expansionen av universum, förekomsten av den kosmiska mikrovågsugnbakgrunden och ett brett spektrum av andra fenomen.

Genom att arbeta bakåt från universums nuvarande tillstånd har forskare teoretiserat att det måste ha sitt ursprung i en enda punkt med oändlig täthet och begränsad tid som började utvidgas. Efter den första utvidgningen hävdar teorin att universum kyldes tillräckligt för att möjliggöra bildning av subatomära partiklar och senare enkla atomer. Gigantiska moln av dessa primordiala element samlades senare genom tyngdkraften för att bilda stjärnor och galaxer.

Allt detta började för ungefär 13,8 miljarder år sedan och anses alltså vara universumets ålder. Genom testning av teoretiska principer, experiment som involverar partikelacceleratorer och högenergitillstånd och astronomiska studier som har observerat det djupa universum har forskare konstruerat en tidslinje av händelser som började med Big Bang och har lett till det nuvarande tillståndet för kosmisk utveckling .

Men de tidigaste tiderna av universum - varar från cirka 10^-43 till 10^-11 sekunder efter Big Bang - är föremål för omfattande spekulationer. Med tanke på att fysikens lagar, som vi känner dem, inte kunde ha existerat just nu, är det svårt att förstå hur universum kunde ha styrts. Dessutom är experiment som kan skapa de typer av energier som ingår i deras barndom.

Det finns fortfarande många teorier om vad som ägde rum i detta första ögonblick i tiden, av vilka många är förenliga. I enlighet med många av dessa teorier kan ögonblicket efter Big Bang delas upp i följande tidsperioder: Singularity Epoch, the Inflation Epoch och the Cooling Epoch.

Även känd som Planck Epoch (eller Planck Era), Singularity Epoch var den tidigaste kända perioden av universum. Vid denna tidpunkt kondenserades all materia på en enda punkt med oändlig densitet och extrem värme. Under denna period tros det att kvanteffekterna av tyngdkraften dominerade fysiska interaktioner och att inga andra fysiska krafter var lika starka som gravitationen.

Denna Planck-tidsperiod sträcker sig från punkt 0 till cirka 10^-43sekunder, och heter så, eftersom det bara kan mätas i Planck-tid. På grund av materiens extrema värme och densitet var universums tillstånd mycket instabilt. Det började således utvidgas och svalna, vilket ledde till manifestationen av fysiska grundkrafter. Från ungefär 10^-43 andra och 10^-36, universum började korsa övergångstemperaturer.

Det är här som de grundläggande krafterna som styr universum tros ha börjat skilja sig från varandra. Det första steget i detta var gravitationskraften som skiljer sig från mätkrafter, som står för starka och svaga kärnkrafter och elektromagnetism. Sedan från 10^-36till 10^-32sekunder efter Big Bang var universumets temperatur tillräckligt låg (10²⁸ K) att elektromagnetism och svag kärnkraft också kunde separera.

Med skapandet av de första grundläggande krafterna i universum började inflationsepoken, varande från tio^-32sekunder i Planck-tid till en okänd punkt. De flesta kosmologiska modeller antyder att universum vid denna punkt fylldes homogent med en hög energitäthet och att de otroligt höga temperaturerna och trycket gav upphov till snabb expansion och kylning.

Detta började klockan 10^-37 sekunder, där fasövergången som orsakade för att separera krafter också ledde till en period där universum växte exponentiellt. Det var också vid denna tidpunkt som baryogenes inträffade, som hänvisar till en hypotetisk händelse där temperaturerna var så höga att slumpmässiga rörelser av partiklar inträffade med relativistiska hastigheter.

Som ett resultat av detta skapades och förstördes partiklar-antipartikelpar av alla slag kontinuerligt i kollisioner, vilket tros ha lett till övervägande av materia över antimateria i det nuvarande universum. Efter att inflationen avbröts bestod universum av en kvark-gluonplasma samt alla andra elementära partiklar. Från denna punkt och framåt började universum att svalna och materien sammanfördes och bildades.

När universum fortsatte att minska i densitet och temperatur började kylepoken. Detta kännetecknades av energin från partiklar som minskade och fasövergångar fortsatte tills fysiska och elementära partiklar har förändrats till sin nuvarande form. Eftersom partikelenergier skulle ha sjunkit till värden som kan erhållas genom partikelfysiksexperiment, är denna period och vidare föremål för mindre spekulation.

Till exempel tror forskare att cirka 10^-11 sekunder efter Big Bang sjönk partikelenergier avsevärt. Ungefär 10^-6 sekunder, kvarkar och gluoner kombinerade för att bilda baryoner, såsom protoner och neutroner, och ett litet överskott av kvarkar över antikvarker ledde till ett litet överskott av baryoner över antibaryoner.

Eftersom temperaturerna inte var tillräckligt höga för att skapa nya proton-antiproton-par (eller neutron-anitneutron-par) följde omedelbart massförstörelse och lämnade bara ett av 10¹⁰ av de ursprungliga protonerna och neutronerna och ingen av deras antipartiklar. En liknande process hände omkring 1 sekund efter Big Bang för elektroner och positroner.

Efter dessa förintelser rörde sig inte längre protoner, neutroner och elektroner relativt längre och universitetens energitäthet dominerades av fotoner - och i mindre utsträckning neutrinoer. Några minuter efter utvidgningen började också perioden känd som Big Bang-nukleosyntes.

Tack vare temperaturer som sjunkit till 1 miljard kelvin och energitätheten som sjönk till ungefär motsvarande luft, började neutroner och protoner att samlas för att bilda universumets första deuterium (en stabil isotop av väte) och heliumatomer. De flesta av universumets protoner förblev emellertid okombinerade som vätekärnor.

Efter cirka 379 000 år kombinerade elektroner med dessa kärnor atomer (igen, mestadels väte), medan strålningen frikopplades från materien och fortsatte att expandera genom rymden, till stor del obehindrad. Denna strålning är nu känd för att vara det som utgör den kosmiska mikrovågsugnbakgrunden (CMB), som idag är det äldsta ljuset i universum.

När CMB expanderade tappade den gradvis densitet och energi och beräknas för närvarande ha en temperatur på 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) och en energitäthet på 0,25 eV / cm³ (eller 4,005 × 10^-14 J / m³; 400–500 fotoner / cm³). CMB kan ses i alla riktningar på ett avstånd av ungefär 13,8 miljarder ljusår, men beräkningar av dess faktiska avstånd placerar den på cirka 46 miljarder ljusår från universums centrum.

Evolution of the Universe:

Under de flera miljarder år som följde började de något tätare regionerna i universums materia (som nästan var jämnt fördelade) lockas till gravitationellt. De blev därför ännu tätare och bildade gasmoln, stjärnor, galaxer och de andra astronomiska strukturer som vi regelbundet observerar idag.

Detta är vad som kallas Structure Epoch, eftersom det var under denna tid som det moderna universum började ta form. Detta bestod av synligt material fördelat i strukturer av olika storlekar (dvs stjärnor och planeter till galaxer, galaxkluster och superkluster) där materien är koncentrerad och som är åtskilda av enorma vikar som innehåller få galaxer.

Detaljerna i denna process beror på mängden och typen av materia i universum. Kall mörk materia, varm mörk materia, varm mörk materia och baryonic materia är de fyra föreslagna typerna. Lambda-Cold Dark Matter-modellen (Lambda-CDM), där de mörka materialpartiklarna rör sig långsamt jämfört med ljusets hastighet, anses emellertid vara standardmodellen för Big Bang-kosmologin, eftersom den bäst passar tillgängliga data .

I den här modellen beräknas kall mörk materia utgöra cirka 23% av universums materia / energi, medan baryonmaterial utgör cirka 4,6%. Lambda hänvisar till den kosmologiska konstanten, en teori som ursprungligen föreslogs av Albert Einstein som försökte visa att balansen mellan massanergi i universum förblir statisk.

I detta fall är det förknippat med mörk energi, som tjänade till att påskynda universums expansion och hålla dess storskaliga struktur i stort sett enhetlig. Förekomsten av mörk energi är baserad på flera bevislinjer, som alla indikerar att universum genomsyras av det. Baserat på observationer uppskattas att 73% av universum består av denna energi.

Under de tidigaste faserna av universum, när all den baryoniska materien var närmare utrymme tillsammans, dominerade tyngdkraften. Men efter miljarder år av expansion ledde det växande överflödet av mörk energi till att den började dominera växelverkan mellan galaxer. Detta utlöste en acceleration, som kallas Cosmic Acceleration Epoch.

När denna period började är föremål för debatt, men det beräknas ha börjat ungefär 8,8 miljarder år efter Big Bang (för 5 miljarder år sedan). Kosmologer litar på både kvantmekanik och Einsteins allmänna relativitet för att beskriva processen för kosmisk utveckling som ägde rum under denna period och när som helst efter inflationsepoken.

Genom en strikt process av observationer och modellering har forskare fastställt att denna evolutionära period överensstämmer med Einsteins fältekvationer, även om den verkliga naturen hos mörk energi förblir illusiv. Dessutom finns det inga välstötta modeller som kan bestämma vad som ägde rum i universum före perioden före 10^-15sekunder efter Big Bang.

Pågående experiment med CERN: s Large Hadron Collider (LHC) försöker emellertid återskapa energiförhållandena som skulle ha funnits under Big Bang, vilket också förväntas avslöja fysik som går utöver standardmodellens rike.

Eventuella genombrott på detta område kommer sannolikt att leda till en enhetlig teori om kvantgravitation, där forskare äntligen kommer att kunna förstå hur tyngdkraften interagerar med de tre andra grundläggande krafterna i fysiken - elektromagnetism, svag kärnkraft och stark kärnkraft. Detta i sin tur kommer också att hjälpa oss att förstå vad som verkligen hände under de tidigaste epokarna av universum.

Universums struktur:

Universens faktiska storlek, form och storskaliga struktur har varit föremål för pågående forskning. Medan det äldsta ljuset i universum som kan observeras är 13,8 miljarder ljusår bort (CMB), är detta inte den verkliga omfattningen av universum. Med tanke på att universum har varit i ett tillstånd av expansion i miljarder år och vid hastigheter som överskrider ljusets hastighet sträcker sig den faktiska gränsen långt utöver vad vi kan se.

Våra nuvarande kosmologiska modeller indikerar att universum mäter cirka 91 miljarder ljusår (28 miljarder parsec) i diameter. Med andra ord sträcker sig det observerbara universum utåt från vårt solsystem till ett avstånd av ungefär 46 miljarder ljusår i alla riktningar. Men med tanke på att universumets kant inte är observerbar är det ännu inte klart om universum faktiskt har en kant. För allt vi vet fortsätter det för alltid!

Inom det observerbara universum distribueras materien på ett mycket strukturerat sätt. Inom galaxer består detta av stora koncentrationer - dvs planeter, stjärnor och nebulor - ispedd stora områden med tomt utrymme (dvs interplanetär rymd och det interstellära mediet).

Sakerna är ungefär densamma på större skalor, där galaxer separeras av volym utrymme fylld med gas och damm. I den största skalan, där galaxkluster och superkluster finns, har du ett vitt nätverk av storskaliga strukturer som består av täta materialfilament och gigantiska kosmiska tomrum.

När det gäller dess form kan rymdtid existera i en av tre möjliga konfigurationer - positivt krökt, negativt krökt och platt. Dessa möjligheter är baserade på förekomsten av minst fyra dimensioner av rymdtid (en x-koordinat, en y-koordinat, en z-koordinat och tid), och beror på naturen av kosmisk expansion och om universum eller inte är begränsad eller oändlig.

Ett positivt krökt (eller stängt) universum skulle likna en fyrdimensionell sfär som skulle vara begränsad i rymden och utan någon märkbar kant. Ett negativt krökt (eller öppet) universum skulle se ut som en fyrdimensionell "sadel" och skulle inte ha några gränser i rymden eller tiden.

I det förra scenariot måste universum sluta expandera på grund av överflöd av energi. I det senare skulle det innehålla för lite energi för att någonsin sluta expandera. I det tredje och sista scenariot - ett platt universum - skulle en kritisk mängd energi existera och dess expansion skulle bara stanna efter en oändlig tid.

Fate of the Universe:

Hypotesen om att universum hade en utgångspunkt ger naturligtvis upphov till frågor om en möjlig slutpunkt. Om universum började som en liten punkt med oändlig täthet som började utvidgas, betyder det att det kommer att fortsätta att expandera på obestämd tid? Eller kommer det en dag att gå tom för en expansiv kraft och börja dra sig inåt tills all materia stöter tillbaka till en liten boll?

Att besvara denna fråga har varit ett stort fokus hos kosmologer sedan debatten om vilken modell av universum som var den korrekta började. Med acceptans av Big Bang Theory, men innan observationen av mörk energi på 1990-talet, hade kosmologer kommit överens om två scenarier som de mest troliga resultaten för vårt universum.

I det första, allmänt känt som "Big Crunch" -scenariot, kommer universum att nå en maximal storlek och sedan börja kollapsa på sig själv. Detta kommer bara att vara möjligt om universumets massatäthet är större än den kritiska densiteten. Med andra ord, så länge materialets densitet förblir vid eller över ett visst värde (1-3 × 10)^-26 kg materia per m³) kommer universum så småningom att dras.

Alternativt, om tätheten i universum var lika med eller under den kritiska densiteten, skulle expansionen sakta ner men aldrig stoppa. I det här scenariot, känt som ”Big Freeze”, skulle universum fortsätta tills stjärnbildningen så småningom upphörde med konsumtionen av all den interstellära gasen i varje galax. Samtidigt skulle alla befintliga stjärnor brinna ut och bli vita dvärgar, neutronstjärnor och svarta hål.

Mycket gradvis skulle kollisioner mellan dessa svarta hål resultera i att massan ackumuleras till större och större svarta hål. Universumets medeltemperatur skulle närma sig absolut noll och svarta hål förångas efter att de sände ut den sista av deras Hawking-strålning. Slutligen skulle universumets entropi öka till den punkt där ingen organiserad form av energi skulle kunna utvinnas från den (ett scenarier som kallas ”värmedöd”).

Moderna observationer, som inkluderar förekomsten av mörk energi och dess inflytande på kosmisk expansion, har lett till slutsatsen att mer och mer av det för närvarande synliga universum kommer att passera bortom vår händelseshorisont (dvs. CMB, kanten till det vi kan se) och bli osynliga för oss. Det slutliga resultatet av detta är för närvarande inte känt, men "värmedöd" anses också vara en sannolik slutpunkt i detta scenario.

Andra förklaringar av mörk energi, kallade fantomenergitorier, antyder att galaxkluster, stjärnor, planeter, atomer, kärnor och själva materien i slutändan kommer att rivas isär av den ständigt ökande expansionen. Detta scenario är känt som "Big Rip", där utvidgningen av universumet själv så småningom kommer att bli otillåtet.

Studiens historia:

Strängt taget har människor övervägt och studerat universums natur sedan förhistorisk tid. Som sådan var de tidigaste berättelserna om hur universum blev, mytologiska till sin natur och övergick muntligt från en generation till nästa. I dessa berättelser började världen, rymden, tiden och allt liv med en skapningshändelse, där en gud eller gudar var ansvariga för att skapa allt.

Astronomi började också dyka upp som ett fält av studier vid de gamla babyloniernas tid. System med konstellationer och astrologiska kalendrar utarbetade av babyloniska forskare redan under det andra årtusendet fvt skulle fortsätta att informera om de kosmologiska och astrologiska traditionerna för kulturer under tusentals år framöver.

Genom den klassiska antiken började uppfattningen om ett universum som dikterades av fysiska lagar dyka upp. Mellan grekiska och indiska forskare började förklaringar till skapandet bli filosofiska till sin natur och betonade orsak och verkan snarare än gudomlig byrå. De tidigaste exemplen inkluderar Thales och Anaximander, två pre-sokratiska grekiska forskare som hävdade att allt föddes av en ursprunglig form av materia.

Vid 500-talet f.Kr. blev den pre-sokratiska filosofen Empedocles den första västerländska forskaren som föreslog ett universum bestående av fyra element - jord, luft, vatten och eld. Denna filosofi blev mycket populär i västerländska kretsar och liknade det kinesiska systemet med fem element - metall, trä, vatten, eld och jord - som framträdde ungefär samtidigt.

Det var inte förrän Democritus, den grekiska filosofen från 50000- och fjärde århundradet före Kristus, föreslog ett universum bestående av odelbara partiklar (atomer). Den indiska filosofen Kanada (som bodde under 600- eller 2000-talet f. Kr.) Tog denna filosofi vidare genom att föreslå att ljus och värme var samma substans i olika former. 500-talets CE-buddhistiska filosof Dignana tog detta ännu längre och föreslog att all materia var uppbyggd av energi.

Begreppet begränsad tid var också ett viktigt inslag i de Abrahamiska religionerna - judendom, kristendom och islam. Kanske inspirerad av Zoroastrian-konceptet av dommedagen, troen att universum hade en början och slut skulle fortsätta att informera västerländska kosmologibegrepp till och med i dag.

Mellan det andra årtusendet f.Kr. och 2000-talet CE fortsatte astronomin och astrologin att utvecklas och utvecklas. Förutom att övervaka de korrekta rörelserna för planeterna och konstellationernas rörelse genom zodiaken, artikulerade grekiska astronomer också den geocentriska modellen för universum, där solen, planeterna och stjärnorna kretsar runt jorden.

Dessa traditioner beskrivs bäst i 2000-talets CE matematiska och astronomiska avhandling,Almagest, som skrevs av den grekisk-egyptiska astronomen Claudius Ptolemaeus (alias Ptolemy). Denna avhandling och den kosmologiska modellen som den föreslog skulle betraktas som kanon av medeltida europeiska och islamiska forskare i över tusen år framöver.

Redan före den vetenskapliga revolutionen (cirka 16- till 1700-talet) fanns emellertid astronomer som föreslog en heliocentrisk modell av universum - där jorden, planeterna och stjärnorna kretsade kring solen. Dessa inkluderade den grekiska astronomen Aristarchus av Samos (ca. 310 - 230 fvt) och den hellenistiska astronomen och filosofen Seleucus av Seleucia (190 - 150 fvt).

Under medeltiden upprätthöll och expanderade indiska, persiska och arabiska filosofer och forskare på klassisk astronomi. Förutom att hålla Ptolemaiska och icke-Aristoteliska idéer vid liv, föreslog de också revolutionära idéer som jordens rotation. Vissa forskare - som den indiska astronomen Aryabhata och de persiska astronomerna Albumasar och Al-Sijzi - till och med avancerade versioner av ett heliocentriskt universum.

Vid 1500-talet föreslog Nicolaus Copernicus det mest kompletta konceptet för ett heliocentriskt universum genom att lösa kvarvarande matematiska problem med teorin. Hans idéer uttrycktes först i det 40-sidiga manuskriptet med titeln Commentariolus ("Lite kommentar"), som beskrev en heliocentrisk modell baserad på sju allmänna principer. Dessa sju principer uppgav att:

Himmelskroppar kretsar inte alla om en enda punkt
Jordens centrum är centrum för månens sfär - månens omloppsbana runt jorden; alla sfärer roterar runt solen, som ligger nära universumets centrum
Avståndet mellan jorden och solen är en obetydlig bråkdel av avståndet från jorden och solen till stjärnorna, så parallax observeras inte i stjärnorna
Stjärnorna är orörliga - deras uppenbara dagliga rörelse orsakas av jordens dagliga rotation
Jorden rörs i en sfär runt solen, vilket orsakar den uppenbara årliga migrationen av solen
Jorden har mer än en rörelse
Jordens orbitalrörelse runt solen orsakar den till synes omvända riktningen mot planeternas rörelser.

En mer omfattande behandling av hans idéer släpptes 1532, när Copernicus avslutade sin magnum opus - De revolutionibus orbium coelestium (Om de himmelska sfärernas revolutioner). I det avancerade han sina sju huvudargument, men i mer detaljerad form och med detaljerade beräkningar för att säkerhetskopiera dem. På grund av rädsla för förföljelse och motreaktion släpptes denna volym inte förrän hans död 1542.

Hans idéer skulle vidareutvecklas av matematiker, astronom och uppfinnare Galileo Galilei från 1500- / 1600-talet. Genom att använda ett teleskop av sin egen skapelse skulle Galileo göra inspelade observationer av månen, solen och Jupiter som visade brister i den geocentriska modellen av universum och samtidigt visa upp den interna konsistensen hos den kopernikanska modellen.

Hans observationer publicerades i flera olika volymer under det tidiga 1600-talet. Hans observationer av månens kraterade yta och hans observationer av Jupiter och dess största månar detaljerades 1610 med hans Sidereus Nuncius (The Starry Messenger) medan hans observationer var solfläckar beskrivs i På fläckarna observerade i solen (1610).

Galileo registrerade också sina observationer om Vintergatan i Starry Messenger, som tidigare tros vara dumt. Istället fann Galileo att det var en mängd stjärnor packade så tätt tillsammans att det verkade på avstånd att se ut som moln, men som faktiskt var stjärnor som var mycket längre bort än tidigare trott.

1632 talade Galileo äntligen till ”den stora debatten” i sin avhandlingDialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Dialog om de två huvudvärldssystemen), där han förespråkade den heliocentriska modellen över den geocentriska. Genom att använda sina egna teleskopiska observationer, modern fysik och rigorös logik undergick Galileos argument effektivt grunden för Aristoteles och Ptolemaios system för en växande och mottaglig publik.

Johannes Kepler avancerade modellen ytterligare med sin teori om planets elliptiska banor. I kombination med exakta tabeller som förutspådde planeternas placering, bevisades den kopernikanska modellen effektivt. Från mitten av sjuttonhundratalet och framåt fanns det få astronomer som inte var kopernikaner.

Nästa stora bidrag kom från Sir Isaac Newton (1642/43 - 1727), som arbetar med Keplers Laws of Planetary Motion fick honom att utveckla sin teori om Universal Gravitation. 1687 publicerade han sin berömda avhandling Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica (”Matematiska principer för naturfilosofi”), som detaljerade hans tre rörelseregler. Dessa lagar uppgav att:

När det ses i en tröghetsreferensram förblir ett objekt antingen i vila eller fortsätter att röra sig med en konstant hastighet, såvida det inte påverkas av en extern kraft.
Vektorsumman för de yttre krafterna (F) på ett objekt är lika med massan (m) av det objektet multiplicerat med accelerationsvektorn (a) för objektet. I matematisk form uttrycks detta som: F =men
När en kropp utövar en kraft på en andra kropp utövar den andra kroppen samtidigt en kraft lika stor i storlek och motsatt i riktning på den första kroppen.

Tillsammans beskrev dessa lagar förhållandet mellan varje objekt, krafterna som verkar på det och den resulterande rörelsen och lägger således grunden för klassisk mekanik. Lagarna tillät också Newton att beräkna massan på varje planet, beräkna utjämningen av jorden vid polerna och utbuktningen vid ekvatorn och hur gravitationen från solen och månen skapar jordens tidvatten.

Hans kalkylliknande metod för geometrisk analys kunde också redovisa hastigheten för ljudet i luften (baserat på Boyle's Law), jämviktens förmåga - som han visade var ett resultat av Månens gravitationsattraktion till jorden - och bestämma kometernas banor. Denna volym skulle ha en djup inverkan på vetenskaperna, med dess principer som kan vara kvar de följande 200 åren.

En annan stor upptäckt ägde rum 1755, när Immanuel Kant föreslog att Vintergatan var en stor samling stjärnor som hålls samman av ömsesidig tyngdkraft. Precis som solsystemet skulle denna stjärnsamling rotera och plattas ut som en skiva med solsystemet inbäddat i den.

Astronom William Herschel försökte faktiskt kartlägga formen på Vintergatan 1785, men han insåg inte att stora delar av galaxen döljs av gas och damm, vilket döljer dess verkliga form. Nästa stora språng i studiet av universum och lagarna som styr det kom inte förrän på 1900-talet, med utvecklingen av Einsteins teorier om special och allmän relativitet.

Einsteins banbrytande teorier om rum och tid (sammanfattas helt enkelt som E = MC²) var delvis resultatet av hans försök att lösa Newtons mekaniklagar med elektromagnetismens lagar (som kännetecknas av Maxwells ekvationer och Lorentz-kraftlagen). Så småningom skulle Einstein lösa inkonsekvensen mellan dessa två områden genom att föreslå särskild relativitet i sitt papper från 1905, "Om rörliga kroppers elektrodynamik“.

I princip sade denna teori att ljusets hastighet är densamma i alla tröghetsreferenser. Detta bröt med det tidigare hållna samförståndet om att ljus som reser genom ett rörligt medium skulle dras med av det mediet, vilket innebar att ljusets hastighet är summan av dess hastighet genom ett medium plus hastigheten av det mediet. Denna teori ledde till flera problem som visade sig oöverstigliga före Einsteins teori.

Special Relativity förenade inte bara Maxwells ekvationer för elektricitet och magnetism med mekanikens lagar, utan förenklade också de matematiska beräkningarna genom att undanröja främmande förklaringar som används av andra forskare. Det gjorde också förekomsten av ett medium helt överflödigt, överensstämmer med den direkt observerade ljusets hastighet och stod för de observerade avvikelserna.

Mellan 1907 och 1911 började Einstein överväga hur speciell relativitet kunde tillämpas på tyngdfält - vad som skulle bli känt som teorin om allmän relativitet. Detta kulminerade 1911 med publikationerna av "På påverkan av gravitation på förökningen av ljus”, Där han förutspådde att tiden är relativt observatören och beroende av deras position inom ett tyngdfält.

Han avancerade också det som kallas ekvivalensprincipen, som säger att gravitationsmassan är identisk med tröghetsmassan. Einstein förutspådde också fenomenet gravitationstidsutvidgning - där två observatörer belägna på olika avstånd från en tyngdmassa uppfattar en skillnad i tiden mellan två händelser. En annan viktig utveckling av hans teorier var förekomsten av svarta hål och ett expanderande universum.

1915, några månader efter att Einstein hade publicerat sin teori om allmän relativitet, fann den tyska fysikern och astronomen Karl Schwarzschild en lösning på Einstein-fältekvationerna som beskrev tyngdfältet för en punkt och sfärisk massa. Denna lösning, nu kallad Schwarzschild-radien, beskriver en punkt där massan i en sfär är så komprimerad att utrymningshastigheten från ytan skulle vara lika med ljusets hastighet.

År 1931 beräknade indisk-amerikansk astrofysiker Subrahmanyan Chandrasekhar med hjälp av Special Relativity att en icke-roterande kropp av elektron-degenererat material över en viss begränsande massa skulle kollapsa i sig själv. 1939 gick Robert Oppenheimer och andra överens med Chandrasekhars analys och hävdade att neutronstjärnor över en föreskriven gräns skulle kollapsa i svarta hål.

En annan konsekvens av den allmänna relativiteten var förutsägelsen att universum antingen var i ett tillstånd av expansion eller sammandragning. 1929 bekräftade Edwin Hubble att det förra var fallet. 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!