УНИВЕРЗУМ

Send

Шта је Универзум? То је једно неизмерно оптерећено питање! Без обзира из којег угла се одговорило на то питање, човек би могао провести године одговарајући на то питање и још увек једва огребати површину. У погледу времена и простора, он је невероватно велик (и вероватно бескрајан) и невероватно стар по људским стандардима. Детаљно је то описати монументални задатак. Али ми овде у часопису Спаце Магазине одлучни смо да покушамо!

Па шта је Универзум? Па, кратак одговор гласи да је то збир свих постојања. То је целокупност времена, простора, материје и енергије која се почела ширити пре око 13,8 милијарди година и од тада се наставља ширити. Нико није сасвим сигуран колико је Универзум заиста опсежан и нико није сасвим сигуран како ће се све завршити. Али непрекидно истраживање и проучавање учили су нас много у току људске историје.

Дефиниција:

Израз "универзум" потиче од латинске речи "универсум", коју су римски државник Цицерон и каснији римски аутори користили за означавање света и космоса како су га познавали. Састојало се од Земље и свих живих бића која су на њима становала, као и Месеца, Сунца, тада познатих планета (Меркур, Венера, Марс, Јупитер, Сатурн) и звезде.

Израз космос се често употребљава наизменично са Универзумом. Изводи се из грчке речи космос, што дословно значи "свет". Остале речи које се обично користе за дефинисање целокупности постојања укључују „Природа“ (изведена из немачке речи натур) и енглеску реч „све“, која се користи може се видети у научној терминологији - тј. „теорија свега“ (ТОЕ).

Данас се овај термин често користи за означавање свих ствари које постоје унутар познатог Универзума - Сунчевог система, Млечног пута и свих познатих галаксија и надградњи. У контексту модерне науке, астрономије и астрофизике, то се такође односи на све свемирско време, све облике енергије (тј. Електромагнетно зрачење и материју) и физичке законе који их везују.

Поријекло универзума:

Тренутни научни консензус је да се Универзум проширио са тачке супер високе материје и густине енергије пре отприлике 13,8 милијарди година. Ова теорија, позната као теорија великог праска, није једини космолошки модел за објашњење порекла Универзума и његове еволуције - на пример, постоји теорија стабилног стања или осцилирајућа теорија универзума.

Међутим, то је највише прихваћено и најпопуларније. То је због чињенице да је само теорија Великог праска у стању објаснити порекло све познате материје, законе физике и структуру свемира великих размера. Такође објашњава ширење Универзума, постојање космичке микроталасне позадине и широк спектар других појава.

Радећи уназад од тренутног стања Универзума, научници су поставили тезу да мора да је настао у једној тачки бесконачне густине и коначног времена које је почело да се шири. Након почетног ширења, теорија тврди да се Универзум довољно охладио да би могао да формира субатомске честице, а касније и једноставне атоме. Огромни облаци ових првобитних елемената касније су се спојили кроз гравитацију, стварајући звезде и галаксије.

Све је ово почело отприлике 13,8 милијарди година, па се сматра да је то доба универзума. Тестирањем теоријских принципа, експериментима са акцелераторима честица и високоенергетским стањима и астрономским студијама које су посматрале дубоки Универзум, научници су конструисали временску линију догађаја који су започели Великим праском и довели до тренутног стања космичке еволуције .

Међутим, најранија времена Универзума - трају отприлике 10^-43 до 10^-11 секунде након Великог праска - предмет су опсежних нагађања. С обзиром на то да закони физике какви их познајемо не би могли постојати у овом тренутку, тешко је схватити како је Универзумом могао владати. Шта више, експерименти који могу створити укључене врсте енергије су у повојима.

Ипак, превладавају многе теорије о томе шта се догодило у овом почетном тренутку, од којих су многе компатибилне. У складу са многим од ових теорија, тренутак након Великог праска може се рашчланити на следећа временска раздобља: епоху сингуларности, епоху надувавања и епоху хлађења.

Такође позната и као Планцкова епоха (или Планцкова ера), епоха сингуларности била је најраније познато раздобље Универзума. У то време се сва материја кондензовала на једној тачки бесконачне густине и екстремне топлоте. Током овог периода, верује се да су квантни ефекти гравитације доминирали физичким интеракцијама и да ниједна друга физичка сила није била једнака јачини гравитације.

Овај Планцков временски период протеже се од тачке 0 до приближно 10^-43секунди, а тако је назван јер се може мерити само у Планцком времену. Због екстремне топлине и густине материје, стање Универзума било је врло нестабилно. Стога се почела ширити и хладити, што је довело до испољавања основних сила физике. Отприлике 10^-43 други и 10^-36, Универзум је почео да прелази температуре преласка.

Овде се верује да су се темељне силе које управљају Универзумом почеле одвајати једна од друге. Први корак у томе била је сила гравитације која се одвојила од мерних сила, које представљају јаке и слабе нуклеарне силе и електромагнетизам. Затим, од 10^-36до 10^-32секунди након Великог праска, температура Универзума била је довољно ниска (10)²⁸ К) да су се електромагнетизам и слаба нуклеарна сила могли и раздвојити.

Стварањем првих основних сила Универзума, започела је инфлаторна епоха, која ће трајати од 10^-32секунди у Планковом времену до непознате тачке. Већина космолошких модела сугерише да је Универзум у овом тренутку био испуњен једнолично високом енергетском густином и да су невероватно високе температуре и притисак довели до брзог ширења и хлађења.

Ово је почело у 10^-37 секунде, где је фазни прелаз који је изазвао раздвајање сила такође довео до периода када је Универзум експоненцијално растао. У то се време догодила и бариогенеза, која се односи на хипотетички догађај где су температуре биле толико високе да су се случајни покрети честица догађали релативистичким брзинама.

Као резултат тога, парови свих честица и античестице непрестано се стварају и уништавају у сударима, што се верује да је довело до превладавања материје над антиматеријом у данашњем Универзуму. Након што је инфлација престала, Универзум се састојао од кварк-глуонске плазме, као и свих осталих елементарних честица. Од овог тренутка надаље, Универзум је почео да се хлади и материја се сјединила и формирала.

Како је Универзум наставио да смањује густину и температуру, почела је епоха хлађења. Ово је било окарактерисано смањењем енергије честица и настављањем фазних прелаза све док се основне силе физике и елементарне честице нису промениле у садашњи облик. Будући да би се енергија честица смањила на вредности које се могу добити експериментима физике честица, овај период надаље подложан је мањим спекулацијама.

На пример, научници верују да је око 10^-11 секунди након Великог праска, енергије честица знатно су опале. Око 10^-6 секунде, кваркови и глуони комбиновани да формирају барионе попут протона и неутрона, и мали вишак кваркова над антикварковима довели су до малог вишка бариона над антибарионима.

Пошто температуре нису биле довољно високе да би се створили нови парови протона-антипротон (или парови неутрон-анитнеутрон), одмах је уследило масно уништавање, остављајући само један од 10¹⁰ оригиналних протона и неутрона и ниједног од њихових античестица. Сличан процес се догодио око 1 секунде након Великог праска за електроне и позитроне.

Након ових уништења, преостали протони, неутрони и електрони се више нису релативно кретали и енергетском густином Универзума доминирали су фотони - и у мањој мери неутринови. Неколико минута након ширења, започео је и период познат као нуклеосинтеза Великог праска.

Захваљујући паду температуре на милијарду Келвина, а енергетске густине које опадају на приближно еквивалент зрака, неутрони и протони су почели да се комбинују да би формирали први деутеријум Универзума (стабилан изотоп водоника) и хелијумске атоме. Међутим, већина протона Универзума остала је некомбинована као језгра водоника.

После око 379.000 година, електрони су комбиновани са тим језграма да би формирали атоме (опет, углавном водоник), док се радијација одвојила од материје и наставила ширити кроз свемир, углавном несметано. Сада је познато да је то зрачење оно што представља космичку микроталасну позадину (ЦМБ), која је данас најстарија светлост у Универзуму.

Како се ЦМБ проширио, постепено је губио густину и енергију, а тренутно се процењује да има температуру од 2.7260 ± 0.0013 К (-270.424 ° Ц / -454.763 ° Ф) и густину енергије од 0,25 еВ / цм³ (или 4.005 × 10^-14 Ј / м³; 400–500 фотона / цм³). ЦМБ се може видети у свим правцима на удаљености од отприлике 13,8 милијарди светлосних година, али процене његове стварне удаљености постављају га на око 46 милијарди светлосних година од центра Универзума.

Еволуција универзума:

Током неколико милијарди година које су уследиле, нешто гушће области материје Универзума (која је била скоро уједначено распоређена) почеле су гравитационо привлачити једна другу. Стога су постајали још гушћи, творећи гасне облаке, звезде, галаксије и остале астрономске структуре које данас редовно посматрамо.

То је оно што је познато као Епоха Структуре, јер је у то време модерни Универзум почео да се обликује. Састојало се од видљиве материје распоређене у структурама различитих величина (тј. Звезда и планета до галаксија, галаксија и супер кластера) где је материја концентрисана и које су раздвојене огромним заливима који садрже неколико галаксија.

Детаљи овог процеса зависе од количине и врсте материје у Универзуму. Хладна тамна материја, топла тамна материја, врућа тамна материја и баријонска материја су четири предложена типа. Међутим, модел Ламбда-Цолд Дарк Маттер (Ламбда-ЦДМ), у којем су се честице тамне материје полако кретале у поређењу са брзином светлости, сматра се стандардним моделом космологије Биг Банг-а, јер најбоље одговара расположивим подацима .

У овом моделу, процењује се да хладна тамна материја чини око 23% материје / енергије Универзума, док барионска материја чини око 4,6%. Ламбда се односи на космолошку константу, теорију коју је Алберт Ајнштајн првобитно предложио која је покушала да покаже да равнотежа масе-енергије у Универзуму остаје статична.

У овом случају повезана је са тамном енергијом, која је служила да убрза ширење Универзума и одржи његову велику структуру у великој мери уједначену. Постојање тамне енергије засновано је на вишеструким доказима, а сви они указују на то да ју је Универзум прожимао. На основу запажања процењује се да је 73% Универзума сачињена од ове енергије.

Током најранијих фаза Универзума, када је сва баријенска материја била ближе простору заједно, гравитирала је гравитација. Међутим, након вишегодишњег ширења, растуће обиље тамне енергије довело је до тога да почне доминирати интеракцијама између галаксија. То је покренуло убрзање, познато под називом Епоха космичког убрзавања.

Када је започео овај период, предмет је расправе, али процењује се да је почео отприлике 8,8 милијарди година након Великог праска (пре 5 милијарди година). Козмолози се ослањају и на квантну механику и на Аинстеинову општу релативност да би описали процес космичке еволуције који се десио у овом периоду и било које време после инфлаторне епохе.

Кроз ригорозни процес посматрања и моделирања, научници су утврдили да се овај еволутивни период поклапа са Ајнштајновим пољским једначинама, иако права природа тамне енергије и даље остаје привидна. Шта више, не постоје добро подржани модели који би могли да утврде шта се у Универзуму дешавало пре периода који претече 10^-15секунди након Великог праска.

Међутим, текући експерименти који користе ЦЕРН-ов Велики хадронски сударач (ЛХЦ) настоје да поново створе енергетске услове који би постојали током Великог праска, а који би такође требало да открије физику која надилази подручје стандардног модела.

Свако пробијање у овој области вероватно ће довести до обједињене теорије квантне гравитације, где ће научници коначно моћи да разумеју како гравитација делује у интеракцији са три друге основне физичке силе - електромагнетизмом, слабом нуклеарном силом и јаком нуклеарном силом. То ће нам, такође, помоћи да схватимо шта се заиста догодило у најранијим епохама Универзума.

Структура универзума:

Стварна величина, облик и велика структура Свемира били су предмет сталних истраживања. Док је најстарија светлост у Универзуму која се може посматрати удаљена 13,8 милијарди светлосних година (ЦМБ), то није стварни обим Универзума. С обзиром на то да је Универзум у стању експанзије већ милијарду година и брзинама које прелазе светлосну брзину, стварна граница се протеже далеко изван онога што можемо видети.

Наши тренутни космолошки модели показују да Свемир мери пречник од око 91 милијарду светлосних година (28 милијарди парсекса). Другим речима, посматрајући Универзум се протеже према ван од нашег Сунчевог система до растојања од око 46 милијарди светлосних година у свим правцима. Међутим, имајући у виду да ивица Универзума није видљива, још увек није јасно да ли Универзум заиста има ивицу. Колико знамо, то траје заувек!

Унутар посматраног Универзума материја се дистрибуира на високо структуиран начин. Унутар галаксија то се састоји од великих концентрација - тј. Планета, звезда и маглица - испреплетених са великим површинама празног простора (тј. Међупланетарног простора и међузвезданог медијума).

Ствари су приближно исте код већих размера, при чему су галаксије раздвојене количинама простора испуњеним гасом и прашином. На највећем обиму, где постоје галаксије и суперкластери, имате мудру мрежу великих структура које се састоје од густих нити и гигантске космичке празнине.

Просторно време може по свом облику постојати у једној од три могуће конфигурације - позитивно закривљеној, негативно закривљеној и равној. Ове могућности заснивају се на постојању најмање четири димензије простора-времена (к-координата, и-координата, з-координата и време), и зависе од природе космичког ширења и од тога да ли је Универзум или не. је коначан или бесконачан.

Позитивно закривљен (или затворен) универзум личио би на четверодимензионалну сферу која би била коначна у простору и без икаквих ивица. Негативно закривљен (или отворен) Универзум би изгледао као четверодимензионално „седло“ и не би имао границе у простору или времену.

У првом сценарију, Универзум би морао да престане да се шири због превелике енергије. У последњем, он би садржавао премало енергије да се икада престане ширити. У трећем и последњем сценарију - равном Универзуму - постојала би критична количина енергије и његово ширење би се зауставило тек након бесконачног времена.

Судбина универзума:

Хипотезирање да је Универзум имао полазиште природно поставља питања о могућој крајњој тачки. Ако је Универзум почео као сићушна тачка бесконачне густине која се почела ширити, значи ли то да ће се и даље ширити у недоглед? Или ће једног дана понестати експанзивне силе и почети се повлачити према унутра док се сва материја не здроби натраг у сићушну куглу?

Одговор на ово питање главни је космолог још од када је почела расправа о томе који је модел Универзума тачан. С прихватањем теорије Великог праска, али пре посматрања мрачне енергије деведесетих, космолози су се сложили о два сценарија као највероватнијим исходима за наш Универзум.

У првом, обично познатом као сценариј „велике кризе“, Универзум ће достићи максималну величину и тада ће почети да се урушава у себе. Ово ће бити могуће само ако је густина масе Универзума већа од критичне густине. Другим речима, све док густина материје остане на или изнад одређене вредности (1-3 × 10)^-26 кг материје по м³), Универзум ће се на крају уговорити.

Алтернативно, ако би густина у Универзуму била једнака или испод критичне густине, ширење би се успорило, али никада неће зауставити. У овом сценарију, познатом као "Велико смрзавање", Универзум би наставио све док формација звезда на крају не престане са потрошњом свих међузвезданог гаса у свакој галаксији. У међувремену, све постојеће звезде би изгореле и постале бели патуљци, неутронске звезде и црне рупе.

Врло постепено, судари ових црних рупа би резултирали масом која се накупља у све веће и веће црне рупе. Просечна температура Универзума приближила би се апсолутној нули, а црне рупе би испаравале након испуштања последњег Хавкинг зрачења. Коначно, ентропија Универзума би се повећала до тачке у којој се из њега не може извући никакав организовани облик енергије (сценарији познати као "топлотна смрт").

Савремена запажања, која укључују постојање тамне енергије и њен утицај на космичко ширење, довела су до закључка да ће све више и тренутно видљивог Универзума прећи преко нашег хоризонта догађаја (тј. ЦМБ, ивица онога што можемо видети) и постају невидљиви за нас. Евентуални резултат овога тренутно није познат, али се „топлотна смрт“ такође сматра вероватном крајњом тачком у овом сценарију.

Друга објашњења тамне енергије, која се називају теоријама фантомске енергије, сугеришу да ће се на крају галактички кластери, звезде, планете, атоми, језгра и сама материја растргати све већим ширењем. Овај сценариј познат је под називом „Велики раскоп“, у којем ће ширење Универзума на крају бити поништавање.

Историја студија:

Строго говорећи, људска бића размишљају и проучавају природу Универзума још од праисторијских времена. Као такви, најранији извештаји о томе како је Универзум био митолошке природе и усмено су се преносили са једне генерације на другу. У тим причама свет, простор, време и цео живот почели су догађајем стварања, где су Бог или Богови били одговорни за стварање свега.

Астрономија је такође почела да се појављује као поље проучавања у време древних Вавилонаца. Системи констелација и астролошких календара које су припремили вавилонски научници још у 2. миленијуму пре нове ере прешли су да обавештавају о космолошким и астролошким традицијама култура хиљадама година које долазе.

Класичном антиком је почео да се појављује свемир који је био диктиран физичким законима. Између грчких и индијских научника, објашњења за стварање су постала филозофске природе, наглашавајући узрок и последицу, а не божанско дјеловање. Најранији примери укључују Тхалеса и Анакимандера, двојицу предсократских грчких учењака који су тврдили да је све рођено из исконског облика материје.

До 5. века пре нове ере, предсократски филозоф Емпедоцлес постао је први западни учењак који је предложио Универзум састављен од четири елемента - земље, ваздуха, воде и ватре. Ова филозофија постала је веома популарна у западним круговима и била је слична кинеском систему пет елемената - метала, дрвета, воде, ватре и земље - који су се појавили у исто време.

Тек кад је Демокрит, грчки филозоф из 5. и 4. века пре наше ере, предложен Универзум састављен од недељивих честица (атома). Индијски филозоф Канада (који је живео у 6. или 2. веку пре нове ере) ову филозофију је додатно искористио предлажући да су светлост и топлота исте супстанце у различитом облику. Будистички филозоф из 5. века ЦЕ Дигнана је то још више преузео, сугерирајући да је сва материја сачињена од енергије.

Појам коначног времена такође је био кључно обележје Абрахамових религија - јудаизма, хришћанства и ислама. Можда инспирисана зороастријским концептом Судњег дана, веровање да је Универзум имао почетак и крај требало би да обавештава западне концепте космологије чак и до данашњих дана.

Између 2. миленијума пре нове ере и другог века пре нове ере, астрономија и астрологија наставили су да се развијају и развијају. Осим праћења исправних кретања планета и кретања сазвежђа кроз Зодијак, грчки астрономи су такође артикулирали геоцентрични модел Универзума, где се Сунце, планете и звезде окрећу око Земље.

Ове традиције најбоље су описане у математичком и астрономском трактату ИИ века, ЦЕАлмагест, о коме је писао грчко-египатски астроном Клаудиј Птолемај (ака. Птоломеј). Овај трактат и космолошки модел који је заговарао средњовековни европски и исламски учењаци сматрали би каноном наредних хиљаду година.

Међутим, и пре научне револуције (око 16. до 18. века), астрономи су предложили хелиоцентрични модел Универзума - где се Земља, планете и звезде вртеле око Сунца. Ту су спадали грчки астроном Аристарх из Самоса (око 310. до 230. године пре нове ере) и хеленистички астроном и филозоф Селеук из Селеукије (190 - 150 година пре нове ере).

Током средњег века, индијски, перзијски и арапски филозофи и научници одржавали су се и ширили на класичну астрономију. Поред тога што су живјели Птолемајске и не-аристотелове идеје, они су предложили и револуционарне идеје попут ротације Земље. Неки научници - као што су индијски астроном Аријабхата и перзијски астрономи Албумасар и Ал-Сијзи - чак су и напредне верзије хелиоцентричног Универзума.

До 16. века Николаус Коперник предложио је најцјеловитији концепт хелиоцентричног Универзума решавањем заосталих математичких проблема са теоријом. Његове идеје су најпре изражене у рукопису од 40 страница под називом Цомментариолус („Мали коментар“), који је описао хелиоцентрични модел заснован на седам општих принципа. Ових седам принципа је рекло да:

Небеска тела се не врте око једне тачке
Центар Земље је центар лунарне сфере - Месечева орбита око Земље; све се сфере врте око Сунца које је близу центра Универзума
Удаљеност између Земље и Сунца је незнатан део удаљеност од Земље и Сунца до звезда, тако да се паралакса не примећује у звездама
Звезде су непокретне - њихово привидно дневно кретање узроковано је дневним окретањем Земље
Земља се помера у сфери око Сунца, узрокујући привидну годишњу миграцију Сунца
Земља има више покрета
Земљино орбитално кретање око Сунца изазива наизглед обрнути смер у правцу кретања планета.

Опширније лечење његових идеја објављено је 1532. године, када је Коперник довршио свој магнум опус - Де револутионибус орбиум цоелестиум (О револуцијама небеских сфера). У њему је изнео својих седам главних аргумената, али у детаљнијој форми и са детаљним израчунима како би их подупро. Због страха од прогона и одјека, овај свезак није објављен све до његове смрти 1542. године.

Његове идеје би прецизирали математичари из 16. и 17. века, астроном и изумитељ Галилео Галилеј. Користећи телескоп сопствене креације, Галилео је направио снимљена опажања о Месецу, Сунцу и Јупитеру, што је показало недостатке геоцентричног модела Универзума, истовремено показујући унутрашњу конзистентност Коперниковог модела.

Његова запажања објављена су у неколико различитих свезака током раног 17. века. Његова запажања о кратицираној површини Месеца и његова опажања Јупитера и његових највећих луна детаљно су описана 1610. године са Сидереус Нунциус (Звездни гласник) док су у његовим опажањима описане сунчеве пеге На тачкама посматраним на сунцу (1610).

Галилео је такође забележио своја запажања о Млечном путу у Старри Мессенгерза које се раније веровало да је нејасна. Уместо тога, Галилео је открио да је то мноштво звезда које су тако скупе заједно да се чинило из даљине да изгледају попут облака, али које су у ствари биле звезде које су много удаљеније него што се раније мислило.

Године 1632. Галилео се у свом трактату коначно обратио „Великој расправи“Дијалог сопра и због масовних система дел мондо (Дијалог о два главна света система), у коме се залагао за хелиоцентрични модел над геоцентричним. Користећи властита телескопска запажања, модерну физику и ригорозну логику, Галилеови аргументи ефикасно су поткопали основу Аристотеловог и Птоломејевог система за растућу и пријемчиву публику.

Јоханес Кеплер је напредовао модел даље својом теоријом о елиптичним орбитама планета. У комбинацији са тачним табелама које су предвиђале положаје планета, Коперников модел се ефикасно доказао. Од средине седамнаестог века па надаље, било је мало астронома који нису били Коперници.

Следећи велики допринос стигао је од сир Исааца Невтона (1642/43 - 1727), који је сарађивао са Кеплеровим законима о планетарном кретању и довео га до развоја теорије универзалне гравитације. 1687. објавио је свој познати трактат Филозофија Натуралис Принципиа Матхематица („Математички принципи природне филозофије“), који је детаљно описао његова три закона кретања. Ови закони су рекли да:

Када се посматра у инерцијалном референтном оквиру, предмет или остаје у мировању или се наставља кретати константном брзином, осим ако на њега не делује спољна сила.
Векторски зброј спољних сила (Ф) на објект једнак је маси (м) тог објекта помножено са вектором убрзања (а) објекта. У математичком облику, то се изражава као: Ф =ма
Када једно тело врши силу на друго тело, друго тело истовремено врши силу једнаку по величини и супротно смеру на прво тело.

Ови закони заједно описују однос између било ког објекта, сила које делују на њега и резултирајућег покрета, постављајући на тај начин основу класичне механике. Закони су такођер омогућили Невтону да израчуна масу сваке планете, израчуна спљоштеност Земље на половима и испупчење на екватору и како гравитационо повлачење Сунца и Мјесеца ствара Земљину плиму.

Његова метода геометријске анализе сличне рачуници такође је била у стању да обрачуна брзину звука у ваздуху (засновану на Боилеовом закону), прецесију еквиноција - за коју је показао да су последица Месечеве гравитационе привлачности ка Земљи - и одредити орбите комета. Овај волумен имао би дубок утицај на науке, а његови принципи остаће канон наредних 200 година.

Друго велико откриће догодило се 1755. године, када је Иммануел Кант предложио да Млечни пут буде велика збирка звезда која се држи међусобном гравитацијом. Баш попут Сунчевог система, ова колекција звезда би се ротирала и спљоштавала као диск, са Сунчевим системом уграђеним у њу.

Астроном Вилијам Херсел покушао је 1785. године да заправо преслика облик Млечног пута, али није схватио да су велики делови галаксије замрачени гасом и прашином, што скрива њен прави облик. Следећи велики скок у проучавању Универзума и закона који њиме управљају уследио је тек у 20. веку, с развојем Ајнштајнове теорије посебне и опште релативности.

Еинстеинове револуционарне теорије о простору и времену (сумиране једноставно као Е = мц²) делимично су резултат његових покушаја да разреши Невтонове законе механике са законима електромагнетизма (како их карактеришу Маквелл-ове једнаџбе и Лорентзов закон закона). На крају, Ајнштајн би разрешио недоследност између ова два поља, предлажући Посебну релативност у свом раду из 1905., "О електродинамици кретања“.

У основи, ова теорија је навела да је брзина светлости иста у свим инерцијалним референтним оквирима. То се распало са раније одржаним консензусом да ће се светлост која путује кроз покретни медијум вући заједно са тим медијумом, што је значило да је брзина светлости сума његове брзине кроз средње плус брзина од тај медиј. Ова теорија довела је до вишеструких питања која су се показала непремостива пре Еинстеинове теорије.

Специјална релативност не само да је помирила Маквелл-ове једнаџбе за електрицитет и магнетизам са законима механике, већ је и поједноставила математичке прорачуне уклонивши вањска објашњења која су користили други научници. Такође је постојало медијум потпуно сувишан, у складу са директно посматраном брзином светлости, и узимао је у обзир посматране аберације.

Између 1907 и 1911, Ајнштајн је почео да размишља о томе како се Специјална релативност може применити на гравитациона поља - што ће постати познато као Теорија опште релативности. То је кулминирало 1911. године публикацијама “О утицају гравитације на ширење светлости„, У коме је предвидио да је време у односу на посматрача и да зависи од њиховог положаја у оквиру гравитационог поља.

Такође је унапредио оно што је познато као принцип еквиваленције, који каже да је гравитациона маса идентична инерцијалној маси. Ајнштајн је такође предвидио феномен гравитационог ширења времена - где два посматрача смјештена на различитим удаљеностима од гравитационе масе уочавају разлику у времену између два догађаја. Још један велики пораст његових теорија било је постојање Црних рупа и универзума који се шири.

1915. године, неколико месеци након што је Ајнштајн објавио своју Теорију опште релативности, немачки физичар и астроном Карл Сцхварзсцхилд пронашао је решење за Ајнштајнове једначине поља које су описале гравитационо поље тачке и сферне масе. Ово решење, које сада називамо Сцхварзсцхил радијус, описује тачку у којој је маса сфере толико компримирана да би брзина бежања са површине била једнака брзини светлости.

1931. индијско-амерички астрофизичар Субрахманиан Цхандрасекхар израчунао је, користећи Специјалну релативност, да ће се ротирајуће тело електро-дегенериране материје изнад одређене ограничавајуће масе урушити у себи. 1939. године, Роберт Оппенхеимер и други сагласни су са Цхандрасекхаровом анализом, тврдећи да ће се неутронске звезде изнад прописане границе урушити у црне рупе.

Још једна последица Опште релативности била је предвиђање да је Универзум или у стању експанзије или контракције. Едвин Хуббле је 1929. године потврдио да је то био случај. 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!