HET HEELAL

Send

Wat is het heelal? Dat is een enorm beladen vraag! Welke hoek men ook nam om die vraag te beantwoorden, je zou jaren kunnen besteden aan het beantwoorden van die vraag en nog steeds nauwelijks het oppervlak krassen. In termen van tijd en ruimte is het onpeilbaar groot (en mogelijk zelfs oneindig) en ongelooflijk oud naar menselijke maatstaven. In detail beschrijven is daarom een monumentale opgave. Maar wij hier bij Space Magazine zijn vastbesloten het te proberen!

Dus wat is het universum? Welnu, het korte antwoord is dat het de som is van al het bestaan. Het is de totale tijd, ruimte, materie en energie die zo'n 13,8 miljard jaar geleden begon uit te breiden en sindsdien is blijven groeien. Niemand weet precies hoe groot het heelal werkelijk is, en niemand weet precies hoe het allemaal zal eindigen. Maar doorlopend onderzoek en studie hebben ons in de loop van de menselijke geschiedenis veel geleerd.

Definitie:

De term 'het heelal' is afgeleid van het Latijnse woord 'universum', dat door de Romeinse staatsman Cicero en latere Romeinse auteurs werd gebruikt om te verwijzen naar de wereld en de kosmos zoals ze die kenden. Dit bestond uit de aarde en alle levende wezens die daarin woonden, evenals de maan, de zon, de toen bekende planeten (Mercurius, Venus, Mars, Jupiter, Saturnus) en de sterren.

De term 'kosmos' wordt vaak door elkaar gebruikt met het heelal. Het is afgeleid van het Griekse woord Kosmos, wat letterlijk "de wereld" betekent. Andere woorden die gewoonlijk worden gebruikt om het hele bestaan te definiëren, zijn 'natuur' (afgeleid van het Germaanse woord) natur) en het Engelse woord 'alles', waarvan het gebruik kan worden gezien in wetenschappelijke terminologie - d.w.z. 'Theory Of Everything' (TOE).

Tegenwoordig wordt deze term vaak gebruikt om te verwijzen naar alle dingen die bestaan in het bekende heelal - het zonnestelsel, de melkweg en alle bekende sterrenstelsels en bovenbouwen. In de context van de moderne wetenschap, astronomie en astrofysica verwijst het ook naar alle ruimtetijd, alle vormen van energie (d.w.z. elektromagnetische straling en materie) en de fysische wetten die ze binden.

Oorsprong van het heelal:

De huidige wetenschappelijke consensus is dat het heelal ongeveer 13,8 miljard jaar geleden is uitgegroeid van een punt met superhoge materie en energiedichtheid. Deze theorie, bekend als de oerknaltheorie, is niet het enige kosmologische model om de oorsprong van het heelal en zijn evolutie te verklaren - er is bijvoorbeeld de theorie van de stabiele toestand of de theorie van het oscillerende heelal.

Het is echter het meest geaccepteerd en populair. Dit komt door het feit dat alleen de oerknaltheorie de oorsprong van alle bekende materie, de natuurwetten en de grootschalige structuur van het heelal kan verklaren. Het verklaart ook de uitbreiding van het heelal, het bestaan van de kosmische microgolfachtergrond en een breed scala aan andere verschijnselen.

Achterwaarts werkend vanuit de huidige toestand van het heelal, hebben wetenschappers theoretiseerd dat het moet zijn ontstaan op een enkel punt van oneindige dichtheid en eindige tijd die begon uit te breiden. Na de aanvankelijke expansie stelt de theorie dat het heelal voldoende is afgekoeld om de vorming van subatomaire deeltjes en later eenvoudige atomen mogelijk te maken. Reusachtige wolken van deze oerelementen gingen later door de zwaartekracht samen om sterren en sterrenstelsels te vormen.

Dit begon allemaal ongeveer 13,8 miljard jaar geleden en wordt daarom beschouwd als de leeftijd van het heelal. Door het testen van theoretische principes, experimenten met deeltjesversnellers en hoogenergetische toestanden en astronomische studies die het diepe heelal hebben waargenomen, hebben wetenschappers een tijdlijn opgesteld van gebeurtenissen die zijn begonnen met de oerknal en die hebben geleid tot de huidige staat van kosmische evolutie .

Echter, de vroegste tijden van het heelal - duurt ongeveer 10^-43 tot 10^-11 seconden na de oerknal - wordt uitgebreid gespeculeerd. Gezien het feit dat de wetten van de fysica zoals we die nu kennen, op dit moment niet konden bestaan, is het moeilijk te doorgronden hoe het heelal geregeerd had kunnen worden. Bovendien staan experimenten die het soort energieën kunnen creëren dat in de kinderschoenen staat.

Toch hebben veel theorieën de overhand over wat er in dit eerste moment in de tijd heeft plaatsgevonden, waarvan er vele compatibel zijn. In overeenstemming met veel van deze theorieën kan het moment dat volgt op de oerknal worden onderverdeeld in de volgende tijdsperioden: het singulariteitstijdperk, het inflatieperiode en het afkoelingstijdvak.

Ook bekend als het Planck-tijdperk (of Planck-tijdperk), was het Singularity-tijdperk de vroegst bekende periode van het universum. Op dat moment was alle materie gecondenseerd op een enkel punt van oneindige dichtheid en extreme hitte. Gedurende deze periode wordt aangenomen dat de kwantumeffecten van zwaartekracht fysieke interacties domineerden en dat geen andere fysieke krachten even sterk waren als zwaartekracht.

Deze Planck-periode loopt van punt 0 tot ongeveer 10^-43seconden en wordt zo genoemd omdat het alleen kan worden gemeten in Planck-tijd. Door de extreme hitte en dichtheid van materie was de toestand van het heelal zeer onstabiel. Het begon dus uit te breiden en af te koelen, wat leidde tot de manifestatie van de fundamentele krachten van de natuurkunde. Vanaf ongeveer 10^-43 tweede en 10^-36begon het heelal overgangstemperaturen te overschrijden.

Hier wordt aangenomen dat de fundamentele krachten die het heelal besturen, van elkaar zijn gaan scheiden. De eerste stap hierin was de zwaartekracht die scheidde van de meetkrachten, die verantwoordelijk zijn voor sterke en zwakke kernkrachten en elektromagnetisme. Vervolgens vanaf 10^-36tot 10^-32seconden na de oerknal was de temperatuur van het heelal laag genoeg (10²⁸ K) dat elektromagnetisme en zwakke kernkracht ook konden scheiden.

Met de oprichting van de eerste fundamentele krachten van het heelal begon het inflatie-tijdperk, dat duurde vanaf 10^-32seconden in Planck-tijd naar een onbekend punt. De meeste kosmologische modellen suggereren dat het heelal op dit punt homogeen gevuld was met een hoge energiedichtheid en dat de ongelooflijk hoge temperaturen en druk aanleiding gaven tot snelle uitzetting en afkoeling.

Dit begon om 10 uur^-37 seconden, waar de faseovergang die voor de scheiding van krachten zorgde ook leidde tot een periode waarin het heelal exponentieel groeide. Het was ook op dit moment dat baryogenese plaatsvond, wat verwijst naar een hypothetische gebeurtenis waarbij de temperaturen zo hoog waren dat de willekeurige bewegingen van deeltjes plaatsvonden met relativistische snelheden.

Als gevolg hiervan werden voortdurend allerlei deeltjes-antideeltje-paren gecreëerd en vernietigd bij botsingen, waarvan wordt aangenomen dat ze hebben geleid tot de overheersing van materie over antimaterie in het huidige universum. Nadat de inflatie was gestopt, bestond het heelal uit een quark-gluonplasma en alle andere elementaire deeltjes. Vanaf dit punt begon het heelal af te koelen en de materie ging samen en vormde zich.

Terwijl het heelal verder daalde in dichtheid en temperatuur, begon het koelperiode. Dit werd gekenmerkt door het afnemen van de energie van deeltjes en het doorgaan van fase-overgangen totdat de fundamentele krachten van de natuurkunde en elementaire deeltjes in hun huidige vorm veranderden. Aangezien deeltjesenergieën zouden zijn gedaald tot waarden die kunnen worden verkregen door experimenten met deeltjesfysica, wordt er vanaf deze periode minder gespeculeerd.

Wetenschappers zijn bijvoorbeeld van mening dat ongeveer 10^-11 seconden na de oerknal daalden de deeltjesenergieën aanzienlijk. Om ongeveer 10 uur^-6 seconden, quarks en gluonen gecombineerd tot baryons zoals protonen en neutronen, en een kleine overmaat aan quarks over antiquarks leidde tot een kleine overmaat aan baryons over antibaryons.

Omdat de temperaturen niet hoog genoeg waren om nieuwe proton-antiprotonparen (of neutronen-anitneutronparen) te creëren, volgde onmiddellijk massale vernietiging, waardoor slechts één op de 10 overbleef¹⁰ van de originele protonen en neutronen en geen van hun antideeltjes. Een soortgelijk proces gebeurde ongeveer 1 seconde na de oerknal voor elektronen en positronen.

Na deze vernietigingen bewogen de resterende protonen, neutronen en elektronen niet meer relativistisch en werd de energiedichtheid van het heelal gedomineerd door fotonen - en in mindere mate door neutrino's. Een paar minuten na de uitbreiding begon ook de periode die bekend staat als Big Bang-nucleosynthese.

Dankzij temperaturen die dalen tot 1 miljard Kelvin en energiedichtheden die dalen tot ongeveer het equivalent van lucht, begonnen neutronen en protonen te combineren om het eerste deuterium (een stabiele isotoop van waterstof) en heliumatomen van het heelal te vormen. De meeste protonen van het heelal bleven echter ongecombineerd als waterstofkernen.

Na ongeveer 379.000 jaar combineerden elektronen met deze kernen om atomen te vormen (wederom voornamelijk waterstof), terwijl de straling zich losmaakte van materie en zich door de ruimte bleef uitbreiden, grotendeels ongehinderd. Het is nu bekend dat deze straling de kosmische microgolfachtergrond (CMB) vormt, wat tegenwoordig het oudste licht in het heelal is.

Naarmate de CMB groter werd, verloor hij geleidelijk de dichtheid en energie en wordt momenteel geschat op een temperatuur van 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) en een energiedichtheid van 0,25 eV / cm³ (of 4.005 × 10^-14 J / m³; 400-500 fotonen / cm³). De CMB is in alle richtingen te zien op een afstand van ongeveer 13,8 miljard lichtjaar, maar schattingen van de werkelijke afstand plaatsen hem op ongeveer 46 miljard lichtjaar van het centrum van het heelal.

Evolutie van het heelal:

In de loop van de miljarden jaren die volgden, begonnen de iets dichtere gebieden van de materie van het heelal (die bijna uniform verdeeld was) door de zwaartekracht naar elkaar toe te trekken. Ze werden daarom nog dichter en vormden gaswolken, sterren, sterrenstelsels en de andere astronomische structuren die we tegenwoordig regelmatig observeren.

Dit is wat bekend staat als het Structuur Tijdperk, aangezien het moderne universum in deze tijd vorm begon te krijgen. Deze bestond uit zichtbare materie die was verdeeld in structuren van verschillende groottes (d.w.z. sterren en planeten naar sterrenstelsels, clusters van sterrenstelsels en superclusters) waar materie is geconcentreerd, en die worden gescheiden door enorme golven die weinig sterrenstelsels bevatten.

De details van dit proces zijn afhankelijk van de hoeveelheid en het type materie in het heelal. Koude donkere materie, warme donkere materie, hete donkere materie en baryonische materie zijn de vier voorgestelde typen. Het Lambda-Cold Dark Matter-model (Lambda-CDM), waarin de donkere materiedeeltjes langzaam bewogen in vergelijking met de lichtsnelheid, wordt echter beschouwd als het standaardmodel van de Big Bang-kosmologie, omdat het het beste past bij de beschikbare gegevens .

In dit model wordt geschat dat koude donkere materie ongeveer 23% van de materie / energie van het heelal uitmaakt, terwijl baryonische materie ongeveer 4,6% uitmaakt. De Lambda verwijst naar de kosmologische constante, een theorie die oorspronkelijk door Albert Einstein werd voorgesteld en die probeerde aan te tonen dat de balans van massa-energie in het heelal statisch blijft.

In dit geval wordt het geassocieerd met donkere energie, die diende om de uitdijing van het heelal te versnellen en de grootschalige structuur grotendeels uniform te houden. Het bestaan van donkere energie is gebaseerd op meerdere bewijslijnen, die allemaal aangeven dat het heelal erdoor is doordrongen. Op basis van waarnemingen wordt geschat dat 73% van het heelal uit deze energie bestaat.

Tijdens de vroegste fasen van het heelal, toen alle baryonische materie dichter bij elkaar in de ruimte was, overheerste de zwaartekracht. Na miljarden jaren van expansie leidde de groeiende overvloed aan donkere energie er echter toe dat het de interacties tussen sterrenstelsels begon te domineren. Dit veroorzaakte een versnelling, die bekend staat als het Kosmische Versnellingsperiode.

Over het begin van deze periode is discussie mogelijk, maar naar schatting is het ongeveer 8,8 miljard jaar na de oerknal (5 miljard jaar geleden) begonnen. Kosmologen vertrouwen op zowel de kwantummechanica als de algemene relativiteit van Einstein om het proces van kosmische evolutie te beschrijven dat plaatsvond in deze periode en op elk moment na het inflatoire tijdperk.

Door middel van een rigoureus proces van waarnemingen en modellering hebben wetenschappers vastgesteld dat deze evolutionaire periode overeenkomt met de veldvergelijkingen van Einstein, hoewel de ware aard van donkere energie ongrijpbaar blijft. Bovendien zijn er geen goed ondersteunde modellen die kunnen bepalen wat er in het heelal plaatsvond vóór de periode vóór 10^-15seconden na de oerknal.

Doorlopende experimenten met de Large Hadron Collider (LHC) van CERN proberen echter de energiecondities na te bootsen die zouden hebben bestaan tijdens de Big Bang, die naar verwachting ook fysica zullen onthullen die verder reiken dan het rijk van het standaardmodel.

Elke doorbraak op dit gebied zal waarschijnlijk leiden tot een uniforme theorie van kwantumzwaartekracht, waar wetenschappers eindelijk kunnen begrijpen hoe de zwaartekracht interageert met de drie andere fundamentele krachten van de fysica - elektromagnetisme, zwakke kernkracht en sterke kernkracht. Dit zal ons op zijn beurt ook helpen te begrijpen wat er werkelijk is gebeurd tijdens de vroegste tijdperken van het heelal.

Structuur van het heelal:

De werkelijke omvang, vorm en grootschalige structuur van het heelal is het onderwerp van voortdurend onderzoek. Terwijl het oudste licht in het heelal dat kan worden waargenomen 13,8 miljard lichtjaar verwijderd is (de CMB), is dit niet de werkelijke omvang van het heelal. Aangezien het heelal al miljarden jaren in een staat van expansie verkeert en met snelheden die de lichtsnelheid overschrijden, reikt de werkelijke grens veel verder dan wat we kunnen zien.

Onze huidige kosmologische modellen geven aan dat het heelal zo'n 91 miljard lichtjaar (28 miljard parsecs) in diameter meet. Met andere woorden, het waarneembare heelal strekt zich naar buiten uit van ons zonnestelsel tot een afstand van ongeveer 46 miljard lichtjaar in alle richtingen. Maar aangezien de rand van het heelal niet waarneembaar is, is het nog niet duidelijk of het heelal wel een rand heeft. Voor zover we weten, gaat het voor altijd door!

Binnen het waarneembare heelal wordt materie op een zeer gestructureerde manier verdeeld. Binnen sterrenstelsels bestaat dit uit grote concentraties - d.w.z. planeten, sterren en nevels - afgewisseld met grote gebieden met lege ruimte (d.w.z. interplanetaire ruimte en het interstellaire medium).

Op grotere schaal is het vrijwel hetzelfde, waarbij sterrenstelsels worden gescheiden door grote hoeveelheden gas en stof. Op de grootste schaal, waar melkwegclusters en superclusters bestaan, heb je een piekerig netwerk van grootschalige structuren bestaande uit dichte filamenten van materie en gigantische kosmische holtes.

Qua vorm kan de ruimtetijd bestaan in een van de drie mogelijke configuraties: positief gebogen, negatief gebogen en plat. Deze mogelijkheden zijn gebaseerd op het bestaan van ten minste vier dimensies van ruimtetijd (een x-coördinaat, een y-coördinaat, een z-coördinaat en tijd) en zijn afhankelijk van de aard van de kosmische expansie en of het heelal al dan niet aanwezig is is eindig of oneindig.

Een positief gebogen (of gesloten) heelal zou lijken op een vierdimensionale bol die eindig zou zijn in de ruimte en zonder waarneembare rand. Een negatief gebogen (of open) universum zou eruit zien als een vierdimensionaal "zadel" en zou geen grenzen hebben in ruimte of tijd.

In het eerste scenario zou het heelal moeten stoppen met uitbreiden als gevolg van een overvloed aan energie. In het laatste geval zou het te weinig energie bevatten om nooit uit te breiden. In het derde en laatste scenario - een plat heelal - zou er een kritische hoeveelheid energie bestaan en de expansie ervan zou pas na een oneindige hoeveelheid tijd stoppen.

Lot van het heelal:

De hypothese dat het universum een startpunt had, roept natuurlijk vragen op over een mogelijk eindpunt. Als het heelal begon als een klein punt van oneindige dichtheid dat begon uit te breiden, betekent dat dan dat het oneindig zal blijven uitbreiden? Of zal het op een dag geen expansieve kracht meer hebben en zich naar binnen gaan terugtrekken totdat alle materie in een klein balletje knarst?

Het beantwoorden van deze vraag is een belangrijk aandachtspunt van kosmologen sinds het debat over welk model van het heelal het juiste was. Met de aanvaarding van de oerknaltheorie, maar voorafgaand aan de waarneming van donkere energie in de jaren negentig, waren kosmologen het over twee scenario's eens geworden als de meest waarschijnlijke resultaten voor ons heelal.

In het eerste, algemeen bekend als het "Big Crunch" -scenario, zal het heelal een maximale grootte bereiken en dan in zichzelf storten. Dit is alleen mogelijk als de massadichtheid van het heelal groter is dan de kritische dichtheid. Met andere woorden, zolang de materiedichtheid op of boven een bepaalde waarde blijft (1-3 × 10^-26 kg materie per m³), zal het heelal uiteindelijk samentrekken.

Als alternatief, als de dichtheid in het heelal gelijk was aan of lager dan de kritische dichtheid, zou de expansie vertragen maar nooit stoppen. In dit scenario, bekend als de "Big Freeze", zou het heelal doorgaan totdat de stervorming uiteindelijk stopte met de consumptie van al het interstellaire gas in elk sterrenstelsel. Ondertussen zouden alle bestaande sterren opbranden en witte dwergen, neutronensterren en zwarte gaten worden.

Heel geleidelijk zouden botsingen tussen deze zwarte gaten ertoe leiden dat massa zich ophoopt tot steeds grotere zwarte gaten. De gemiddelde temperatuur van het heelal zou het absolute nulpunt benaderen en zwarte gaten zouden verdampen na het uitzenden van hun laatste Hawking-straling. Ten slotte zou de entropie van het heelal toenemen tot het punt waarop er geen georganiseerde vorm van energie aan kon worden onttrokken (een scenario dat bekend staat als 'warmtedood').

Moderne waarnemingen, waaronder het bestaan van donkere energie en de invloed ervan op kosmische expansie, hebben tot de conclusie geleid dat meer en meer van het momenteel zichtbare heelal voorbij onze gebeurtenishorizon zullen gaan (dwz de CMB, de rand van wat we kunnen zien) en onzichtbaar worden voor ons. Het uiteindelijke resultaat hiervan is momenteel niet bekend, maar ook in dit scenario wordt "warmtedood" als een waarschijnlijk eindpunt beschouwd.

Andere verklaringen van donkere energie, de zogenaamde fantoom-energietheorieën, suggereren dat uiteindelijk clusters van sterrenstelsels, sterren, planeten, atomen, kernen en materie zelf zullen worden verscheurd door de steeds toenemende expansie. Dit scenario staat bekend als de "Big Rip", waarin de uitdijing van het heelal zelf uiteindelijk zijn ondergang zal zijn.

Geschiedenis van de studie:

Strikt genomen overwegen en bestuderen mensen sinds de prehistorie de aard van het heelal. Als zodanig waren de eerste verslagen over hoe het universum ontstond mythologisch van aard en werden mondeling doorgegeven van de ene generatie op de volgende. In deze verhalen begonnen de wereld, ruimte, tijd en al het leven met een scheppingsgebeurtenis, waarbij een God of Goden verantwoordelijk waren voor het creëren van alles.

Astronomie begon tegen de tijd van de oude Babyloniërs ook een onderzoeksgebied te worden. Systemen van sterrenbeelden en astrologische kalenders, opgesteld door Babylonische geleerden al in het 2e millennium vGT, zouden de kosmologische en astrologische tradities van culturen gedurende duizenden jaren blijven informeren.

Door de klassieke oudheid begon het idee van een universum dat werd gedicteerd door natuurwetten, te ontstaan. Tussen Griekse en Indiase geleerden begonnen de verklaringen voor de schepping filosofisch van aard te worden, met de nadruk op oorzaak en gevolg in plaats van op goddelijke keuzevrijheid. De vroegste voorbeelden zijn Thales en Anaximander, twee pre-socratische Griekse geleerden die beweerden dat alles uit een oervorm van materie was geboren.

Tegen de 5e eeuw vGT werd de pre-socratische filosoof Empedocles de eerste westerse geleerde die een universum voorstelde dat uit vier elementen bestond: aarde, lucht, water en vuur. Deze filosofie werd erg populair in westerse kringen en leek op het Chinese systeem van vijf elementen - metaal, hout, water, vuur en aarde - dat rond dezelfde tijd ontstond.

Pas in Democritus, de Griekse filosoof uit de 5e / 4e eeuw voor Christus, werd een heelal voorgesteld dat bestond uit ondeelbare deeltjes (atomen). De Indiase filosoof Kanada (die in de 6e of 2e eeuw voor Christus leefde) ging verder met deze filosofie door te stellen dat licht en warmte in verschillende vormen dezelfde substantie waren. De 5e-eeuwse CE-boeddhistische filosoof Dignana ging nog een stap verder en stelde dat alle materie uit energie bestond.

Het begrip eindige tijd was ook een belangrijk kenmerk van de Abrahamitische religies - jodendom, christendom en islam. Misschien geïnspireerd door het Zoroastrische concept van de Dag des Oordeels, zou de overtuiging dat het universum een begin en einde had, de westerse concepten van de kosmologie zelfs tot op de dag van vandaag informeren.

Tussen het 2e millennium voor Christus en de 2e eeuw na Christus bleven de astronomie en de astrologie zich ontwikkelen en evolueren. Naast het bewaken van de juiste bewegingen van de planeten en de beweging van de sterrenbeelden door de dierenriem, articuleerden Griekse astronomen ook het geocentrische model van het heelal, waar de zon, planeten en sterren rond de aarde draaien.

Deze tradities worden het best beschreven in de wiskundige en astronomische verhandeling van de 2e eeuw na ChristusAlmagest, die is geschreven door de Grieks-Egyptische astronoom Claudius Ptolemaeus (ook bekend als Ptolemaeus). Deze verhandeling en het kosmologische model dat het voorstond, zouden door middeleeuwse Europese en islamitische geleerden gedurende meer dan duizend jaar als canon worden beschouwd.

Maar zelfs vóór de wetenschappelijke revolutie (ca. 16e tot 18e eeuw) waren er astronomen die een heliocentrisch model van het heelal voorstelden - waar de aarde, planeten en sterren rond de zon draaiden. Deze omvatten de Griekse astronoom Aristarchus van Samos (ca. 310 - 230 BCE) en de Hellenistische astronoom en filosoof Seleucus van Seleucia (190 - 150 BCE).

Tijdens de middeleeuwen hielden Indiase, Perzische en Arabische filosofen en geleerden de klassieke astronomie in stand en breidden ze uit. Naast het levend houden van Ptolemeïsche en niet-Aristotelische ideeën, stelden ze ook revolutionaire ideeën voor zoals de rotatie van de aarde. Sommige wetenschappers - zoals de Indiase astronoom Aryabhata en de Perzische astronomen Albumasar en Al-Sijzi - hebben zelfs geavanceerde versies van een heliocentrisch universum ontwikkeld.

Tegen de 16e eeuw stelde Nicolaus Copernicus het meest complete concept van een heliocentrisch universum voor door aanhoudende wiskundige problemen met de theorie op te lossen. Zijn ideeën kwamen voor het eerst tot uitdrukking in het 40 pagina's tellende manuscript met de titel Commentariolus ("Little Commentary"), waarin een heliocentrisch model werd beschreven op basis van zeven algemene principes. Deze zeven principes stelden dat:

Hemellichamen draaien niet allemaal rond een enkel punt
Het middelpunt van de aarde is het middelpunt van de maansfeer - de baan van de maan rond de aarde; alle bollen draaien rond de zon, die zich nabij het centrum van het heelal bevindt
De afstand tussen de aarde en de zon is een onbeduidende fractie van de afstand van de aarde en de zon tot de sterren, dus parallax wordt niet waargenomen in de sterren
De sterren zijn onbeweeglijk - hun schijnbare dagelijkse beweging wordt veroorzaakt door de dagelijkse rotatie van de aarde
De aarde wordt in een bol rond de zon bewogen, waardoor de schijnbare jaarlijkse migratie van de zon ontstaat
De aarde heeft meer dan één beweging
De baanbeweging van de aarde rond de zon veroorzaakt het schijnbare omgekeerde in de richting van de bewegingen van de planeten.

Een meer uitgebreide behandeling van zijn ideeën werd vrijgegeven in 1532, toen Copernicus zijn magnum opus voltooide - De revolutionibus orbium coelestium (Over de revoluties van de hemelse sferen). Daarin bracht hij zijn zeven belangrijkste argumenten naar voren, maar in meer gedetailleerde vorm en met gedetailleerde berekeningen om ze te ondersteunen. Vanwege angst voor vervolging en verzet werd dit deel pas na zijn dood in 1542 uitgebracht.

Zijn ideeën zouden verder worden verfijnd door wiskundigen uit de 16e / 17e eeuw, astronoom en uitvinder Galileo Galilei. Met behulp van een telescoop van zijn eigen creatie zou Galileo opgenomen waarnemingen doen van de maan, de zon en Jupiter, die gebreken vertoonden in het geocentrische model van het heelal en tegelijkertijd de interne consistentie van het copernicaanse model aantoonden.

Zijn observaties werden in het begin van de 17e eeuw in verschillende delen gepubliceerd. Zijn waarnemingen van het krateroppervlak van de maan en zijn waarnemingen van Jupiter en zijn grootste manen werden in 1610 gedetailleerd beschreven met zijn Sidereus Nuncius (The Starry Messenger) terwijl zijn waarnemingen zonnevlekken waren beschreven in Op de plekken waargenomen in de zon (1610).

Galileo legde ook zijn waarnemingen over de Melkweg vast in de Sterrenhemel, waarvan eerder werd gedacht dat het vaag was. In plaats daarvan ontdekte Galileo dat het een veelheid van sterren was die zo dicht opeengepakt waren dat het van een afstand leek op wolken, maar die eigenlijk sterren waren die veel verder weg waren dan eerder werd gedacht.

In 1632 sprak Galileo uiteindelijk in zijn verhandeling het 'grote debat' aanDialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Dialoog over de twee belangrijkste wereldsystemen), waarin hij pleitte voor het heliocentrische model boven het geocentrische. Met behulp van zijn eigen telescopische waarnemingen, moderne fysica en rigoureuze logica, ondermijnden de argumenten van Galileo effectief de basis van het systeem van Aristoteles en Ptolemaeus voor een groeiend en ontvankelijk publiek.

Johannes Kepler heeft het model verder ontwikkeld met zijn theorie van de elliptische banen van de planeten. Gecombineerd met nauwkeurige tabellen die de posities van de planeten voorspelden, werd het Copernicaanse model effectief bewezen. Vanaf het midden van de zeventiende eeuw waren er maar weinig astronomen die geen Copernicanen waren.

De volgende grote bijdrage kwam van Sir Isaac Newton (1642/43 - 1727), die door zijn werk met Kepler's Laws of Planetary Motion zijn theorie over universele zwaartekracht ontwikkelde. In 1687 publiceerde hij zijn beroemde verhandeling Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica ("Mathematical Principles of Natural Philosophy"), waarin zijn drie bewegingswetten werden beschreven. Deze wetten stelden dat:

Wanneer bekeken in een traagheidsreferentieframe, blijft een object in rust of blijft het met een constante snelheid bewegen, tenzij er op wordt ingegrepen door een externe kracht.
De vectorsom van de externe krachten (F) op een object is gelijk aan de massa (m) van dat object vermenigvuldigd met de versnellingsvector (a) van het object. In wiskundige vorm wordt dit uitgedrukt als: F =meen
Wanneer een lichaam een kracht op een tweede lichaam uitoefent, oefent het tweede lichaam tegelijkertijd een kracht uit van gelijke grootte en tegengesteld in richting op het eerste lichaam.

Samen beschreven deze wetten de relatie tussen elk object, de krachten die erop inwerken en de resulterende beweging, en legden zo de basis voor de klassieke mechanica. Dankzij de wetten kon Newton ook de massa van elke planeet berekenen, de afplatting van de aarde aan de polen en de uitstulping aan de evenaar berekenen, en hoe de zwaartekracht van de zon en de maan de getijden van de aarde creëert.

Zijn calculusachtige methode van geometrische analyse was ook in staat om de geluidssnelheid in de lucht (gebaseerd op de wet van Boyle), de precessie van de equinoxen - waarvan hij aantoonde dat ze het resultaat waren van de aantrekkingskracht van de maan op de aarde - te verklaren en te bepalen de banen van de kometen. Dit volume zou een diepgaande invloed hebben op de wetenschappen, met principes die de komende 200 jaar canon blijven.

Een andere belangrijke ontdekking vond plaats in 1755, toen Immanuel Kant voorstelde dat de Melkweg een grote verzameling sterren was die door onderlinge zwaartekracht bij elkaar werden gehouden. Net als het zonnestelsel zou deze verzameling sterren roteren en plat worden gemaakt als een schijf, met het zonnestelsel erin ingebed.

Astronoom William Herschel probeerde in 1785 de vorm van de Melkweg daadwerkelijk in kaart te brengen, maar hij realiseerde zich niet dat grote delen van de melkweg worden verduisterd door gas en stof, waardoor zijn ware vorm wordt verborgen. De volgende grote sprong in de studie van het heelal en de wetten die erop van toepassing waren, kwam pas in de 20e eeuw, met de ontwikkeling van Einsteins theorieën over speciale en algemene relativiteitstheorie.

Einsteins baanbrekende theorieën over ruimte en tijd (simpelweg samengevat als E = mc²) waren gedeeltelijk het resultaat van zijn pogingen om Newton's wetten van mechanica op te lossen met de wetten van elektromagnetisme (zoals gekenmerkt door de vergelijkingen van Maxwell en de Lorentz-krachtwet). Uiteindelijk zou Einstein de inconsistentie tussen deze twee velden oplossen door Special Relativity in zijn paper uit 1905 voor te stellen:Over de elektrodynamica van bewegende lichamen“.

Deze theorie stelde in feite dat de lichtsnelheid in alle traagheidsreferentieframes hetzelfde is. Dit brak met de eerder gehouden consensus dat licht dat door een bewegend medium reist, door dat medium wordt meegesleurd, wat betekent dat de snelheid van het licht de som is van zijn snelheid door een medium plus de snelheid van dat medium. Deze theorie leidde tot meerdere problemen die vóór de theorie van Einstein onoverkomelijk bleken.

Special Relativity verzoende niet alleen de vergelijkingen van Maxwell voor elektriciteit en magnetisme met de wetten van de mechanica, maar vereenvoudigde ook de wiskundige berekeningen door externe verklaringen die door andere wetenschappers werden gebruikt, weg te werken. Het maakte ook het bestaan van een medium volledig overbodig, in overeenstemming met de direct waargenomen lichtsnelheid, en was verantwoordelijk voor de waargenomen aberraties.

Tussen 1907 en 1911 begon Einstein na te denken over hoe speciale relativiteitstheorie kon worden toegepast op zwaartekrachtvelden - wat later bekend zou worden als de theorie van algemene relativiteitstheorie. Dit culmineerde in 1911 met de publicaties van “Over de invloed van zwaartekracht op de verspreiding van licht“, Waarin hij voorspelde dat tijd relatief is aan de waarnemer en afhankelijk is van hun positie binnen een zwaartekrachtveld.

Hij ontwikkelde ook het zogenaamde equivalentieprincipe, dat stelt dat de zwaartekrachtmassa identiek is aan de traagheidsmassa. Einstein voorspelde ook het fenomeen van zwaartekrachttijddilatatie - waarbij twee waarnemers op verschillende afstanden van een zwaartekrachtmassa een verschil in de hoeveelheid tijd tussen twee gebeurtenissen waarnemen. Een andere belangrijke uitkomst van zijn theorieën waren het bestaan van zwarte gaten en een uitdijend heelal.

In 1915, een paar maanden nadat Einstein zijn Theory of General Relativity had gepubliceerd, vond de Duitse natuurkundige en astronoom Karl Schwarzschild een oplossing voor de Einstein-veldvergelijkingen die het zwaartekrachtveld van een punt en bolmassa beschreven. Deze oplossing, nu de Schwarzschild-straal genoemd, beschrijft een punt waar de massa van een bol zo gecomprimeerd is dat de ontsnappingssnelheid van het oppervlak de lichtsnelheid zou evenaren.

In 1931 berekende de Indiaans-Amerikaanse astrofysicus Subrahmanyan Chandrasekhar met behulp van Special Relativity dat een niet-roterend lichaam van door elektronen gedegenereerde materie boven een bepaalde grensmassa op zichzelf zou instorten. In 1939 waren Robert Oppenheimer en anderen het eens met de analyse van Chandrasekhar en beweerden dat neutronensterren boven een voorgeschreven limiet zouden instorten in zwarte gaten.

Een ander gevolg van algemene relativiteitstheorie was de voorspelling dat het heelal in een staat van expansie of contractie verkeerde. In 1929 bevestigde Edwin Hubble dat het eerste het geval was. 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!