Точно преди 100 години нашата концепция за Вселената беше много по-различна от днешната. Хората знаеха за звездите в Млечния път и знаеха за разстоянията до тях, но никой не знаеше какво стои зад тях. Вселената се смяташе за статична, спиралите и елипсите в небето се смятаха за обекти на нашата собствена галактика. Нютоновата гравитация все още не е била надминавана от новата теория на Айнщайн и научни идеи като Големия взрив, тъмната материя и тъмната материя не са били чути. Но след това, буквално на всяко десетилетие, започнаха да се случват пробиви след пробиви и така до днес. Това е хрониката на Итън Сийгъл Medium.com за това как нашето разбиране за Вселената се е променило през последните сто години.
Резултатите от експедицията в Едингтън през 1919 г. показват, че общата теория на относителността описва кривината на звездната светлина в близост до масивни обекти.
1910-те: Теорията на Айнщайн се потвърждава. Общата теория на относителността стана известна с даването на прогнози, които теорията на Нютон не може да даде: прецесията на орбитата на Меркурий около Слънцето. Но не беше достатъчно една научна теория просто да обясни нещо, което вече бяхме наблюдавали; тя трябваше да дава прогнози за това, което все още не бяхме виждали. Въпреки че има много през последните сто години - гравитационно разширение на времето, силни и слаби лещи, гравитационно червено изместване и така нататък - първото беше кривината на звездната светлина по време на пълно слънчево затъмнение, което Едингтън и колегите му наблюдават през 1919 г. Скоростта на кривина на светлината около Слънцето е в съответствие с предсказанията на Айнщайн и не е в съответствие с теорията на Нютон. Оттогава нашето разбиране за Вселената се е променило завинаги.
Откриването на Хъбъл на променливата Цефеида в галактиката Андромеда, M31, ни отвори Вселената
1920-те. Все още не знаехме, че има вселена отвъд Млечния път, но всичко се промени през 20-те години с работата на Едуин Хъбъл. Наблюдавайки някои спирални мъглявини в небето, той успя да определи отделни променливи звезди от същия тип, който беше известен в Млечния път. Само тяхната яркост беше толкова ниска, че директно показваше милионите светлинни години между нас, поставяйки ги далеч извън границите на нашата галактика. Хъбъл не спря дотук. Той измери скоростта на рецесия и разстоянието на десетки галактики, значително разширявайки границите на познатата вселена.
Две ярки големи галактики в центъра на купчината Кома, NGC 4889 (вляво) и малко по-малък NGC 4874 (вдясно), са с размери над милион светлинни години. Смята се, че огромен ореол от тъмна материя преминава през целия клъстер.
30-те години. Отдавна се смята, че ако можете да измерите цялата маса, съдържаща се в звездите, и може би да добавите газ и прах, можете да преброите цялата материя във Вселената. Чрез наблюдението на галактики в плътен куп (като купчината Кома), Фриц Цвики показа, че звездите и така наречената „обикновена материя“(т.е. атомите) не са достатъчни, за да обяснят вътрешното движение на тези клъстери. Той нарече новата материя тъмна материя (dunkle materie) и наблюденията му бяха пренебрегнати до 70-те години. Тогава те изучиха по-добре обикновената материя и се оказа, че в отделните въртящи се галактики има доста тъмна материя. Сега знаем, че тъмната материя е 5 пъти по-масивна от обикновената материя.
1940-те. Въпреки че повечето от експерименталните и наблюдателни ресурси отиват за разузнавателни спътници, ракетно инженерство и разработване на ядрени технологии, теоретичните физици продължават да работят неуморно. През 1945 г. Георги Гамов създава пълна екстраполация на разширяващата се вселена: ако вселената се разширява и охлажда днес, би трябвало да е била по-плътна и по-гореща някога в миналото. Следователно, веднъж в миналото имаше време, когато Вселената беше твърде гореща и неутралните атоми не можеха да се образуват, а преди това атомните ядра не можеха да се образуват. Ако това е така, тогава преди образуването на каквито и да било звезди материята на Вселената е започнала с най-леките елементи и в наше време човек може да наблюдава последващото сияние на тази температура във всички посоки - само на няколко градуса над абсолютната нула. Днес тази теория е известна като теорията за Големия взрив.а през 40-те години дори не са знаели колко е разкошна.
Промоционално видео:
1950-те. Съперничеща идея с хипотезата за Големия взрив е стационарният модел на Вселената, предложен от Фред Хойл и други. Показателно е, че и двете страни твърдят, че всички тежки елементи, присъстващи на Земята днес, са се образували по време на ранната Вселена. Хойл и колегите му твърдят, че не са направени в ранно, горещо и плътно състояние, а по-скоро в предишни поколения звезди. Хойл, заедно с колегите си Уили Фаулър и Маргарет Бърбидж, обясни подробно как елементите подреждат периодичната таблица по време на ядрения синтез в звездите. Интересното е, че те предсказаха синтеза на въглерод от хелий в процес, който никога не сме виждали досега: тройно алфа процес, който изисква ново състояние на въглерод. Това състояние е открито от Фаулър няколко години след първоначалното предсказание на Хойл и днес е известно като въглеродно състояние на Хойл. И така, открихме, че всички тежки елементи, съществуващи на Земята, дължат своя произход на всички предишни поколения звезди.
Ако можехме да видим микровълнова светлина, нощното небе би изглеждало като зелен овал с температура 2,7 Келвина, с „шум“в центъра от горещи приноси от нашата галактическа равнина. Това равномерно излъчване със спектър на черно тяло показва послесвечението на Големия взрив: това е космическият микровълнов фон
60-те години. След 20 години дискусия беше направено ключово наблюдение, което би определило историята на Вселената: откриването на предсказуемото следи от Големия взрив или космическия микровълнов фон. Това равномерно излъчване с температура 2,725 Келвин е открито през 1965 г. от Арно Пензиас и Боб Уилсън, нито един от двамата не е знаел веднага на какво са се натъкнали. Само с времето спектърът на черно тяло на това излъчване и неговите колебания бяха измерени и показаха, че нашата Вселена започва с „експлозия“.
Най-ранният етап на Вселената, още преди Големия взрив, определя всички първоначални условия за всичко, което виждаме днес. Голямата идея на Алън Гут беше: космическа инфлация
1970-те В самия край на 1979 г. младият учен излюпва идеята си. Алън Гът търсеше начин да реши някои от необяснимите проблеми на Големия взрив - защо Вселената е толкова плоска в пространството, защо е еднаква температура във всички посоки и защо в нея няма реликви от най-високите енергии - и излезе с идеята за космическа инфлация. Според тази идея, преди Вселената да влезе в горещо плътно състояние, е имало състояние на експоненциално разширение, когато цялата енергия е присъща на самата тъкан на космоса. Необходими са няколко усъвършенствания на първоначалните идеи на Гут, за да се формира съвременната теория за инфлацията, но последващите наблюдения - включително колебания в космическия микровълнов фон - потвърдиха нейните прогнози. Вселената не само започна с експлозия, но и имаше друго специално състояние още преди да се случи този Голям взрив.
Останки от супернова 1987a, разположени в Големия магеланов облак на разстояние 165 000 светлинни години. В продължение на повече от триста века това беше най-близката супернова, наблюдавана на Земята.
1980-те. Може да изглежда, че не се е случило нищо сериозно, но през 1987 г. е наблюдавана най-близката супернова от Земята. Това се случва веднъж на сто години. Това беше и първата супернова, която се случи, когато имахме детектори, способни да откриват неутрино от такива събития. Въпреки че сме виждали много свръхнови в други галактики, никога не сме ги наблюдавали достатъчно близо, за да станем свидетели на неутрино от тях. Тези 20 или повече неутрино белязаха началото на неутринната астрономия и последващите събития, които доведоха до неутринни трептения, откриване на неутринни маси и неутрино неутрино от свръхнови, които се срещат в галактики на милиони светлинни години. Ако нашите съвременни детектори функционираха в точното време, следващата експлозия на свръхнова би позволила да бъдат уловени стотици хиляди неутрино.
Четири възможни съдби на Вселената, от които последната най-добре пасва на данните: Вселена с тъмна енергия. За първи път е открит благодарение на наблюдения на далечни свръхнови
1990-те. Ако смятате, че тъмната материя и откриването на началото на Вселената са големи открития, представете си шока през 1998 г., когато те откриват, че Вселената е на път да свърши. В исторически план сме си представяли три възможни съдби:
- Разширяването на Вселената няма да е достатъчно, за да се преодолее гравитационното привличане на всичко и всички и Вселената отново ще се свие в Голямата компресия
- Разширяването на Вселената ще бъде твърде много и всичко, обединено от гравитацията, ще се разпръсне и Вселената ще замръзне
- Или ще се озовем на границата на тези два резултата и скоростта на разширяване асимптотично ще се стреми към нула, но никога няма да я достигнем: Критична Вселена
Вместо това обаче отдалечените свръхнови показаха, че разширяването на Вселената се ускорява и че с течение на времето далечните галактики се отдалечават една от друга все по-бързо и по-бързо. Вселената не само ще замръзне, но всички галактики, които не са обвързани една с друга, в крайна сметка ще изчезнат отвъд нашия космически хоризонт. Освен галактиките в нашата местна група, нито една галактика няма да срещне Млечния път и съдбата ни ще бъде студена и самотна. След 100 милиарда години няма да видим други галактики освен нашата.
2000-те. Нашите измервания на флуктуации (или несъвършенства) в последващото сияние на Големия взрив ни научиха на невероятни неща: научихме точно от какво е направена Вселената. Данните COBE замениха данните WMAP, които от своя страна бяха подобрени от Planck. Взети заедно, данни от мащабни структури от големи проучвания на галактики (като 2dF и SDSS) и данни от далечни супернови ни предоставиха съвременна картина на Вселената:
- 0,01% радиация под формата на фотони, - 0,1% неутрино, които допринасят леко за гравитационните ореоли около галактиките и клъстерите, - 4,9% от обикновената материя, която включва всичко, състоящо се от атомни частици, - 27% тъмна материя или мистериозни, невзаимодействащи (различни от гравитацията) частици, които осигуряват на Вселената структурата, която наблюдаваме, - 68% тъмна енергия, която е присъща на самото пространство.
2010-та. Това десетилетие все още не е приключило, но ние вече открихме първите си потенциално обитаеми планети, подобни на Земята (макар и много отдалечено), сред хилядите и хилядите нови екзопланети, открити от мисията на Кеплер на НАСА. Това може да не е най-голямото откритие за десетилетието, защото директното откриване на гравитационни вълни от LIGO потвърждава картината, която Айнщайн е направил през 1915 година. Повече от век, след като теорията на Айнщайн за пръв път оспори Нютон, общата теория на относителността премина през всички изпитания и тестове, които бяха предложени.
Все още се пише научна история и все още има какво да се открие във Вселената. Но тези 11 стъпки ни изведоха от вселена с неизвестна епоха, не по-голяма от нашата галактика, съставена предимно от звезди, в разширяваща се, охлаждаща Вселена, управлявана от тъмна материя, тъмна енергия и обикновената ни материя. Съдържа много потенциално обитаеми планети, на възраст е 13,8 милиарда години и започна с Големия взрив, който сам по себе си излезе от космическата инфлация Научихме за произхода на Вселената, за нейната съдба, за външния вид, структурата и размера - и всичко това над 100 години. Може би следващите 100 години ще бъдат пълни с изненади, които дори не можем да си представим.
Иля Хел