Aivan 100 vuotta sitten käsityksemme maailmankaikkeudesta oli hyvin erilainen kuin tänään. Ihmiset tiesivät Linnunradan tähdistä ja tiesivät etäisyydet niihin, mutta kukaan ei tiennyt, mitä heidän takanaan oli. Maailmankaikkeutta pidettiin staattisena, taivaan spiraaleja ja ellipsejä pidettiin oman galaksimme kohteina. Newtonin painovoimaa ei vielä ylitetty Einsteinin uudella teorialla, eikä tieteellisiä ideoita, kuten Suurta Bangta, pimeää ainetta ja pimeää ainetta, ei kuultu. Mutta sitten, kirjaimellisesti joka vuosikymmen, alkoi tapahtua läpimurtoja läpimurtojen jälkeen ja niin edelleen tähän päivään asti. Tämä on Ethan Siegelin Medium.com-aikakauslehti siitä, kuinka käsityksemme maailmankaikkeudesta on muuttunut viimeisen sadan vuoden aikana.
Eddingtonin retken tulokset vuonna 1919 osoittivat, että yleinen suhteellisuusteoria kuvaa tähtivalon kaarevuutta lähellä massiivisia esineitä.
1910-luku: Einsteinin teoria vahvistetaan. Yleisestä suhteellisuusteoriasta tuli kuuluisa siitä, että hän antoi ennusteita, joita Newtonin teoria ei voinut antaa: Merkuruksen kiertoradan precessi Auringon ympäri. Mutta ei riittänyt, että tieteellinen teoria selitti yksinkertaisesti jotakin, mitä jo havaitsimme; hänen täytyi antaa ennusteita siitä, mitä emme olleet vielä nähneet. Vaikka niitä on ollut monia viimeisen sadan vuoden aikana - gravitaatiolaajennus, voimakas ja heikko linssi, gravitaatiopoikkeama ja niin edelleen - ensimmäinen oli tähtivalon kaarevuus täydellisen auringonpimennyksen aikana, jonka Eddington ja hänen kollegansa havaitsivat vuonna 1919. Valon kaarevuusnopeus auringon ympäri oli yhdenmukainen Einsteinin ennusteiden kanssa eikä Newtonin teorian mukainen. Siitä lähtien ymmärryksemme maailmankaikkeudesta on muuttunut ikuisesti.
Hubble löysi muuttuvan kefeidin Andromedan galaksista, M31, avasi maailmankaikkeuden meille
1920-luku. Emme vielä tienneet, että Linnunradan takana on maailmankaikkeus, mutta kaikki muuttui 1920-luvulla Edwin Hubble -työn myötä. Tarkkailemalla taivaalla joitain spiraalisumuja hän pystyi tunnistamaan yksittäiset samantyyppiset tähdet, jotka tunnettiin Linnunradalla. Ainoastaan niiden kirkkaus oli niin alhainen, että se osoitti suoraan miljoonat valovuodet välillämme ja asettivat ne kauas galaksimme rajojen ulkopuolelle. Hubble ei pysähtynyt siihen. Hän mitasi taantuman ja etäisyyden kymmeniin galakseihin, mikä laajensi merkittävästi tunnetun maailmankaikkeuden rajoja.
Kaksi kirkasta suurta galaksia Coma-rypän keskellä, NGC 4889 (vasen) ja hieman pienempi NGC 4874 (oikea), ovat kumpikin yli miljoonan valovuoden kokoisia. Valtavan pimeän aineen halon uskotaan kulkevan koko klusterin läpi.
1930-luku. On pitkään ajateltu, että jos pystyt mittaamaan kaiken tähtien sisältämän massan ja ehkä lisäämään kaasua ja pölyä, voit laskea kaiken maailmankaikkeuden aineen. Tarkkailemalla galakseja tiheässä ryhmässä (kuten Coma-joukko), Fritz Zwicky osoitti, että tähdet ja ns. "Tavallinen aine" (ts. Atomit) eivät riitä selittämään näiden ryhmien sisäistä liikettä. Hän kutsui uutta ainetta pimeäksi aineeksi (dunkle materie), ja hänen havaintonsa jätettiin suurelta osin huomiotta vasta 1970-luvulle saakka. Sitten he tutkivat tavallista ainetta paremmin ja kävi ilmi, että yksittäisissä pyörivissä galakseissa on melko paljon pimeää ainetta. Nyt tiedämme, että pimeä aine on viisi kertaa massiivisempi kuin tavallinen aine.
1940-luku. Vaikka suurin osa kokeellisista ja havainnointiresursseista meni tiedustelusatelliitteihin, rakettitekniikkaan ja ydintekniikan kehittämiseen, teoreettiset fyysikot jatkoivat työtä väsymättä. Vuonna 1945 Georgy Gamow loi laajentuvan maailmankaikkeuden täydellisen ekstrapolaation: jos maailmankaikkeus laajenee ja jäähtyy tänään, sen olisi pitänyt olla tiheämpää ja kuumempaa joskus aiemmin. Siksi kerran menneisyydessä oli aika, jolloin maailmankaikkeus oli liian kuuma ja neutraaleja atomeja ei voinut muodostua, ja ennen sitä atomiatumat eivät voineet muodostua. Jos näin on, niin ennen minkään tähtien muodostumista maailmankaikkeuden aine alkoi kevyimmillä elementeillä, ja aikanamme voit tarkkailla kyseisen lämpötilan jälkivaloa kaikkiin suuntiin - vain muutama astetta absoluuttisen nollan yläpuolella. Nykyään tämä teoria tunnetaan Big Bang -teoriana.ja 1940-luvulla kukaan ei tiennyt kuinka upea hän oli.
Mainosvideo:
1950-luku. Kilpaileva idea, jossa oli Big Bang -hypoteesi, oli universumin kiinteä malli, jonka esitti Fred Hoyle ja muut. Merkittävää on, että molemmat osapuolet väittivät, että kaikki maapallolla läsnä olevat raskaat alkuaineet muodostuivat varhaisessa maailmankaikkeudessa. Hoyle ja hänen kollegansa väittivät, että niitä ei valmistettu varhaisessa, kuumassa ja tiheässä tilassa, vaan pikemminkin edellisillä tähtien sukupolvilla. Hoyle yhdessä kollegoidensa Willie Fowlerin ja Margaret Burbidgen kanssa selittivät yksityiskohtaisesti, miten elementit järjestävät jaksollisen taulukon tähtien ydinfuusion aikana. Kummallista kyllä, he ennustivat hiilen synteesin heliumista prosessissa, jota emme ole koskaan ennen nähneet: kolminkertainen alfa-prosessi, joka vaatii uuden hiilitilan olemassaolon. Tämän tilan löysi Fowler useita vuosia Hoylen alkuperäisen ennusteen jälkeen, ja se tunnetaan nykyään Hoylen hiilitilana. Joten saimme selville, että kaikki maapallolla olevat raskaat alkuaineet ovat velkaa alkuperänsä kaikille edellisille tähtien sukupolville.
Jos voisimme nähdä mikroaaltouunin valon, yötaivas näyttäisi vihreältä soikealta, jonka lämpötila olisi 2,7 kelviniä ja jonka keskellä olisi "kohinaa" galaktisen tasomme kuumasta vaikutuksesta. Tämä tasainen säteily, jossa on mustakappale-spektri, on osoitus alkuräjähdyksen jälkivalosta: se on kosminen mikroaaltotausta.
1960-luku. 20 vuoden keskustelun jälkeen tehtiin keskeinen havainto, joka määrittäisi maailmankaikkeuden historian: löydettiin ennustettu jälkivalo Suuresta Bangista tai kosminen mikroaaltotausta. Arno Penzias ja Bob Wilson löysivät tämän tasaisen säteilyn, jonka lämpötila oli 2,725 Kelvin, vuonna 1965, joista kumpikaan ei tiennyt heti mihin on törmännyt. Vain ajan mittaan tämän säteilyn mustakehospektri ja sen vaihtelut mitattiin ja osoittivat, että maailmankaikkeutemme alkoi "räjähdyksellä".
Universumin varhaisin vaihe, jo ennen Isoa räjähdystä, asetti kaikki alkuperäiset ehdot kaikelle, mitä näemme tänään. Se oli Alan Guthin iso idea: kosminen inflaatio
1970-lukuVuoden 1979 lopussa nuori tutkija hautasi ajatustaan. Alan Guth etsii tapaa ratkaista joitain Suuren räjähdyksen selittämättömiä ongelmia - miksi maailmankaikkeus on avaruudessa niin tasainen, miksi se on sama lämpötila kaikkiin suuntiin ja miksi siinä ei ole korkeimpien energioiden pyhäinjäännöksiä - ja keksi idean kosmisen inflaation. Tämän ajatuksen mukaan ennen maailmankaikkeuden tuloa kuumaan tiheään tilaan oli eksponentiaalisen laajenemisen tila, jolloin kaikki energia oli ominaista avaruuden kudokselle. Guthin alkuperäisten ideoiden kesti useita parannuksia modernin inflaatioteorian muodostamiseksi, mutta myöhemmät havainnot - mukaan lukien vaihtelut kosmisessa mikroaaltotaustassa - ovat vahvistaneet sen ennusteet. Sen lisäksi, että maailmankaikkeus alkoi räjähdyksellä, sillä oli myös toinen erityinen tila jo ennen tämän suuren räjähdyksen tapahtumista.
Supernovan 1987a jäänteet, jotka sijaitsevat Suuressa Magellanin pilvessä 165000 valovuoden päässä. Yli kolmesataa vuosisataa se oli lähinnä havaittu supernova maapallolle
1980-luku. Näyttää siltä, ettei mitään vakavaa tapahtunut, mutta lähinnä supernovaa havaittiin maasta vuonna 1987. Tämä tapahtuu kerran sata vuotta. Se oli myös ensimmäinen supernova, joka tapahtui, kun meillä oli ilmaisimia, jotka kykenivät havaitsemaan neutriinot tällaisista tapahtumista. Vaikka olemme nähneet monia supernovoja muissa galakseissa, emme ole koskaan havainneet niitä tarpeeksi lähellä todistamaan neutriinoja niistä. Nämä noin 20 neutriinoa merkitsivät neutrinoastronomian alkua ja sitä seuraavaa kehitystä, joka johti neutriinovärähtelyihin, neutriinomassojen ja neutriinineutriinien havaitsemiseen supernovoista, joita esiintyy miljoonien valovuosien päässä olevissa galakseissa. Jos nykyaikaiset ilmaisimet toimisivat oikeaan aikaan, seuraava supernovaräjähdys antaisi mahdollisuuden kaapata satoja tuhansia neutriinoja.
Neljä mahdollista universumin kohtaloa, joista viimeinen sopii parhaiten dataan: universumi, jolla on pimeää energiaa. Se löydettiin ensimmäisen kerran kaukaisen supernovan havaintojen ansiosta
1990-luku. Jos luulit pimeän aineen ja maailmankaikkeuden alkamisen löytämisen olevan suuria löytöjä, kuvittele kuinka järkytys se oli vuonna 1998, kun he huomasivat, että maailmankaikkeus oli loppumassa. Historiallisesti olemme kuvitelleet kolme mahdollista kohtaloa:
- Universumin laajeneminen ei riitä voittamaan kaiken ja kaikkien painovoiman vetovoimaa, ja maailmankaikkeus supistuu jälleen suuressa puristuksessa
- Universumin laajeneminen on liikaa, ja kaikki painovoiman yhdistämä hajoaa, ja maailmankaikkeus jäätyy
Joko löydämme itsemme näiden kahden lopputuloksen rajasta, ja laajenemisnopeus pyrkii asymptoottisesti nollaan, mutta ei koskaan saavuta sitä: Kriittinen maailmankaikkeus
Sen sijaan kaukaiset supernovat ovat kuitenkin osoittaneet, että maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyy ja että ajan myötä kaukaiset galaksit liikkuvat toisistaan yhä nopeammin. Maailmankaikkeus ei vain jääty, vaan kaikki galaksit, jotka eivät ole sidoksissa toisiinsa, katoavat lopulta kosmisen horisonttimme ulkopuolelta. Paikallisen ryhmämme galakseja lukuun ottamatta mikään galakseista ei kohta Linnunradaa, ja kohtalo on kylmä ja yksinäinen. 100 miljardin vuoden kuluttua emme näe muita galakseja kuin meidän.
2000-luku. Mittauksemme vaihteluista (tai epätäydellisyyksistä) alkuräjähdyksen jälkivalossa opettivat meille uskomattomia asioita: opimme tarkalleen mistä universumi koostuu. COBE-tiedot korvasivat WMAP-tiedot, joita Planck puolestaan paransi. Yhdessä suurten galaksitutkimusten (kuten 2dF ja SDSS) laajamittaisten rakenteiden tiedot ja kaukaisista supernoovista saadut tiedot ovat antaneet meille modernin kuvan maailmankaikkeudesta:
- 0,01% säteilyä fotonien muodossa, - 0,1% neutriinoja, jotka vaikuttavat kevyesti galakseja ja klustereita ympäröiviin gravitaatiohaloihin, - 4,9% tavallisesta aineesta, joka sisältää kaiken, joka koostuu atomihiukkasista, - 27% pimeää ainetta tai salaperäisiä, vuorovaikutuksessa olevia (muut kuin painovoimaisia) hiukkasia, jotka antavat maailmankaikkeudelle havainnoidun rakenteen, - 68% pimeää energiaa, joka on ominaista avaruudelle.
2010. Tämä vuosikymmen ei ole vielä ohi, mutta olemme jo löytäneet ensimmäiset mahdollisesti asumiskelpoiset maapallon muotoiset planeettamme (tosin hyvin kaukana) NASAn Kepler-operaation löytämien tuhansien ja tuhansien uusien eksoplaneettojen joukosta. Tämä ei ehkä ole vuosikymmenen suurin löytö, koska LIGOn suorat gravitaatioaaltojen havaitseminen vahvistivat kuvan, jonka Einstein piirsi jo vuonna 1915. Yli vuosisadan kuluttua siitä, kun Einsteinin teoria haastoi ensimmäisen kerran Newtonin, yleinen suhteellisuusteoria on käynyt läpi kaikki sen tarjoamat kokeet.
Tieteellistä historiaa kirjoitetaan edelleen, ja universumissa on vielä paljon löydettävissä. Mutta nuo 11 askelta veivät meidät tuntemattoman ikäisestä maailmankaikkeudesta, joka ei ole suurempi kuin galaksissamme, koostuu pääosin tähdistä, laajenevaan, jäähdyttävään universumiin, jota hallitsee pimeä aine, pimeä energia ja tavallinen aineemme. Siinä on monia potentiaalisesti asutettavia planeettoja, se on 13,8 miljardia vuotta vanha, ja se alkoi Suuresta Bangista, joka itse virtasi kosmisesta inflaatiosta. Opimme maailmankaikkeuden alkuperästä, kohtalosta, ulkonäöstä, rakenteesta ja koosta - ja kaikki 100 vuoden ajan. Ehkä seuraavat 100 vuotta ovat täynnä yllätyksiä, joita emme voi edes kuvitella.
Ilya Khel