SDSS-vaade Linnutee galaktika infrapunakiirguses - koos APOGEE-ga - vaadates keskpunkti. 100 aastat tagasi oli see meie ettekujutus kogu universumist. Kujutise krediit: Sloan Digital Sky Survey.

Viimase 100 aasta teaduslikud edusammud andsid meile kogu meie universumi

Universumist, mis ei läinud sugugi suuremaks kui meie Linnutee, kuni triljonitesse galaktikatesse meie laienevas universumis, kasvasid meie teadmised üks samm korraga.

„Gamow oli oma ideedes fantastiline. Tal oli õigus, ta eksis. Sagedamini vale kui õige. Alati huvitav; … Ja kui tema idee polnud vale, polnud see ainult õige, vaid ka uus. ” -Edward Teller

Täpselt 100 aastat tagasi oli meie ettekujutus universumist palju erinev sellest, mis ta praegu on. Linnutee tähed olid teada ja asusid teadaolevalt tuhandete valgusaastate kaugusel, kuid kaugemale ei arvatud midagi. Universumi eeldati olevat staatiline, kuna taevas olevad spiraalid ja elliptilised kujutasid olevat objektid, mis asuvad meie enda galaktikas. Newtoni raskust ei olnud Einsteini uus teooria ikka veel kummutanud ning selliseid teaduslikke ideid nagu Suur Pauk, tumeaine ja tumedat energiat polnud veel isegi mõelnud. Kuid igal kümnendil tehti suuri edusamme, kuni tänapäevani. Siin on rõhutus sellest, kuidas kõik viisid meie teadlikku arusaama universumist edasi.

1919. aasta Eddingtoni ekspeditsiooni tulemused näitasid lõplikult, et suhtelisuse üldteooria kirjeldas tähevalguse painutamist massiivsete objektide ümber, kukutades Newtoni pildi. Pildikrediit: The Illustrated London News, 1919.

1910ndad - Einsteini teooria kinnitati! Üldine relatiivsus oli kuulus selle eest, et ta selgitas, et Newtoni gravitatsioon ei saanud: Merkuuri orbiidi pretsessioon ümber Päikese. Kuid teaduslikust teooriast ei piisa, et selgitada midagi, mida oleme juba täheldanud; see peab ennustama midagi, mida veel pole näha. Kui viimase sajandi jooksul on olnud palju - gravitatsiooniline aja laienemine, tugev ja nõrk lääts, raami lohistamine, gravitatsiooniline punane nihe jne -, siis esimene oli tähevalguse painutamine täieliku päikesevarjutuse ajal, mida Eddington ja tema kaastöötajad vaatasid 1919. aastal. Vaadeldud tähevalguse painutamine Päikese ümber oli Einsteini ja Newtoni suhtes ebaühtlane. Täpselt nii muutuks meie vaade universumile igaveseks.

Hubble'i avastus Cepheidi muutuja kohta Andromeda galaktikas M31 avas meile Universumi. Pildikrediit: E. Hubble, NASA, ESA, R. Gendler, Z. Levay ja Hubble'i pärandi meeskond. Pildikrediit: E. Hubble, NASA, ESA, R. Gendler, Z. Levay ja Hubble'i pärandi meeskond.

1920. aastad - Me ei teadnud ikka veel, et Linnutee ääres on olemas universum, kuid see kõik muutus 1920. aastatel koos Edwin Hubble'i tööga. Vaadeldes taevas mõnda spiraalset udukogu, suutis ta tuvastada Linnuteel tuntud samatüübilised üksikud muutuvad tähed. Ainult nende heledus oli nii madal, et nad pidid olema miljonite valgusaastate kaugusel, paigutades nad kaugele meie galaktika ulatusest. Hubble ei peatunud sellel, mõõtes majanduslanguse kiirust ja vahemaid enam kui tosinas galaktikas, avastades tohutu, laieneva Universumi, mida me täna tunneme.

Kaks heledat suurt galaktikat, mis asuvad Koma klastri keskmes, NGC 4889 (vasakul) ja pisut väiksemat NGC 4874 (paremal), on kumbki üle miljoni valgusaasta. Kuid ääremaal asuvad galaktikad, mis nii kiiresti ümber tõusevad, osutavad sellele, et kogu klastris on suur tumeda aine halo. Pildikrediit: Adam Block / Mount Lemmon SkyCenter / Arizona ülikool.

1930. aastad - Pikka aega arvati, et kui saaksite mõõta kogu tähtedes sisalduva massi ja võib-olla lisada gaasi ja tolmu, arvestaksite kogu asja universumis. Fritz Zwicky näitas tihedas klastris (nagu ülalpool näiteks Kooma klastrit) asuvaid galaktikaid, kuid näitas, et tähed ja see, mida me tunneme kui “normaalset ainet” (st aatomeid), ei ole nende klastrite sisemise liikumise selgitamiseks piisavad. Ta nimetas seda uut ainet dunkle materie ehk tumeaineks - tähelepanekuks, mida jäeti suures osas tähelepanuta kuni 1970. aastateni, mil normaalset ainet hakati paremini mõistma, ja tumeainet eksisteeriti üksikute pöörlevate galaktikate suures arvukuses. Nüüd teame, et see ületab normaalse asja suhte 5: 1.

Meie vaadeldava Universumi ajaloo ajatelg, kus vaadeldav osa laieneb suuremaks ja suuremaks, kui liigume õigel ajal Suurest Paugust eemale. Kujutise krediit: NASA / WMAP teadustiim.

1940. aastad - kui valdav enamus eksperimentaalsetest ja vaatlusallikatest läks spioon-satelliitidesse, rakettidesse ja tuumatehnoloogia arendamisse, olid teoreetilised füüsikud endiselt raske tööga. 1945. aastal tegi George Gamow laieneva universumi lõpliku ekstrapoleerimise: kui universum tänapäeval laieneb ja jahutab, siis pidi see olema varem olnud kuumem ja tihedam. Tagasi minnes pidi olema aeg, kus oli nii kuum ja tihe, et neutraalsed aatomid ei saanud moodustuda, ja enne seda, kui aatomituumad ei saanud moodustada. Kui see oleks tõsi, siis enne, kui kõik tähed kunagi moodustuvad, peaks sellel materjalil, millest Universum alguse sai, olema kergete elementide kindel suhe ja tänapäeval peaks olema universumi kõiki suundi läbistav kuma, mis on vaid mõni kraad kõrgem kui absoluutne null. . Seda raamistikku tuntakse täna kui suurt pauku ja see oli suurim idee, mis 1940. aastatel välja tuli.

See sisselõige tutvustab Päikese pinna ja sisemuse erinevaid piirkondi, sealhulgas südamikku, kus toimub tuumasüntees. Termotuumasünteesi protsess nii Päikesesarnastes tähtedes kui ka selle massiivsemates nõbudes on see, mis võimaldab meil täna kogu universumis esinevaid raskeid elemente üles ehitada. Pildikrediit: Wikimedia Commonsi kasutaja Kelvinsong.

1950ndad - Kuid Suure Paugu konkureeriv idee oli Fred Hoyle'i ja teiste samal ajal väljapakutud püsiseisundi mudel. Spectacularly, mõlemad pooled väitsid, et kõik raskemad elemendid Maal täna on moodustatud varasemas etapis universumis. Hoyle ja tema kaastöötajad väitsid, et neid ei tehtud mitte varase, kuuma ja tiheda oleku ajal, vaid pigem varasemate tähtede põlvkondade ajal. Hoyle koos kaastöötajate Willie Fowleri ning Geoffrey ja Margaret Burbidge'iga täpsustasid täpselt, kuidas elementidest moodustuks perioodide tabel tähtedes toimuvast tuumasünteesist. Kõige tähelepanuväärsemalt ennustasid nad heeliumi sulandumist süsinikuks protsessi abil, mida kunagi varem ei täheldatud: triple-alfa protsess, mis nõuab uue süsiniku oleku olemasolu. Selle oleku avastas Fowler mõni aasta pärast seda, kui Hoyle selle välja pakkus, ja seda nimetatakse tänapäeval Hoyle'i süsiniku osariigiks. Sellest saime teada, et kõik Maal eksisteerivad rasked elemendid võlgnevad oma päritolu kõigile eelnevatele tähtede põlvkondadele.

Kui me näeksime mikrolainevalgust, näeks öine taevas temperatuuril 2,7 K rohelise ovaalse kujuga, mille keskel asuvat “müra” põhjustavad meie galaktilise tasapinna kuumemad panused. See ühtlane kiirgus koos musta keha spektriga annab tunnistust Suurest Paugust kuma jääva kosmose mikrolaine taustast. Kujutise krediit: NASA / WMAP teadustiim.

1960. aastad - Pärast umbes 20 aastat kestnud arutelu leiti peamised tähelepanekud, mis otsustaksid universumi ajaloo: suurest paugust tuleneva eeldatava ülejäägi avastus või kosmilise mikrolaine taust. Selle ühtlase, 2 725 K kiirguse avastasid 1965. aastal Arno Penzias ja Bob Wilson, kes kumbki ei mõistnud seda, mida nad alguses avastasid. Kuid aja jooksul mõõdeti selle kiirguse täielik musta keha spekter ja isegi selle kõikumised, mis näitas meile, et universum algas ju ikkagi "pauguga".

Universumi varasemad etapid, enne Suurt Pauku, panid paika algtingimused, millest kõik, mida me täna näeme, on arenenud. See oli Alan Guthi suur idee: kosmiline inflatsioon. Kujutise krediit: E. Siegel, piltidega, mis on saadud ESA / Plancki ja DoE / NASA / NSF interaktsiooni töörühma CMB uuringutest.

1970. aastad - päris 1979. aasta lõpus oli noorel teadlasel mõte elust. Alan Guth, kes otsis viisi mõne Suure Paugu seletamatu probleemi lahendamiseks - miks Universum oli nii ruumiliselt tasane, miks oli temperatuur kõigis suundades sama ja miks puudusid ülikõrge energiaga reliikviad -, tuli kosmilise inflatsioonina tuntud ideele. Selles öeldakse, et enne kui Universum eksisteeris kuumas, tihedas olekus, oli see eksponentsiaalse laienemise seisundis, kus kogu energia oli seotud ruumi enda kangaga. Kaasaegse inflatsiooniteooria loomiseks kulus Guthi esialgsetes ideedes mitmeid täiustusi, kuid hilisemad tähelepanekud - sealhulgas CMB kõikumised, Universumi suuremahuline struktuur ja viis, kuidas galaktikad klimbid, kobarad ja vormid moodustasid - kõik on inflatsiooni ennustusi õigustanud. Meie Universum mitte ainult ei hakanud pauguga, vaid oli ka seisund, mis eksisteeris enne kuuma Suure Paugu tekkimist.

Supernoova 1987a jäänuk, mis asub suures Magellaani pilves umbes 165 000 valgusaasta kaugusel. See oli enam kui kolme sajandi jooksul Maale kõige lähemal täheldatud supernoova. Pildikrediit: Noel Carboni ja ESA / ESO / NASA Photoshop FITS Liberator.

1980. aastad - see ei pruugi tunduda kuigi palju, kuid 1987. aastal toimus Maale lähim supernoova rohkem kui 100 aasta jooksul. See oli ka esimene supernoova, mis leidis aset siis, kui meil olid võrgus detektorid, mis leidsid nendelt sündmustelt neutriinoid! Ehkki oleme teistes galaktikates näinud väga palju supernoove, ei olnud meil kunagi varem ühtki aset leidnud nii lähedal, et sellest võinuks jälgida neutriine. Need umbes 20 neutriino tähistasid neutriinoastronoomia algust ja hilisemad arengud on sellest ajast alates avastanud enam kui miljoni valgusaasta kaugusel asuvatest supernoovadest neutriino võnkeid, neutriino masse ja neutriine. Kui praegused paigas olevad detektorid endiselt töötavad, on järgmisel meie galaktika supernooval sellest tuvastatud üle saja tuhande neutriino.

Universumi neli võimalikku saatust, mille jaoks sobib kõige paremini alumine näide: tumeda energiaga universum. Esmalt kaeti see kaugete supernoovavaatlustega. Pildikrediit: E. Siegel / Beyond The Galaxy.

1990-ndad - kui arvasite, et tume aine ja universumi alguse avastamine oli suur asi, siis võite vaid ette kujutada, milline šokk oli 1998. aastal avastada, kuidas universum lõppes! Ajalooliselt kujutasime ette kolme võimalikku saatust:

  • Et Universumi laienemine oleks ebapiisav, et ületada kõige gravitatsiooniline tõmme, ja Universum taastub suure kriisi ajal.
  • Et Universumi paisumine oleks liiga suur kõigi kombineeritud gravitatsiooni jaoks ja kõik Universumis olev üksus jookseks üksteisest eemale, põhjustades suure külmumise.
  • Või et oleksime otse nende kahe juhtumi piiril ja laienemiskiirus asümptoosiks nulli, kuid ei jõua kunagi selleni: kriitiline universum.

Kuid kauged supernoovad osutasid hoopis sellele, et Universumi paisumine kiireneb ja aja möödudes suurendasid kauged galaktikad oma kiirust üksteisest eemal. Universum mitte ainult ei külmu, vaid kõik galaktikad, mis pole veel üksteisega seotud, kaovad lõpuks meie kosmilisest horisondist kaugemale. Muud kui meie kohaliku rühma galaktikad, ei kohta ükski teine ​​galaktika meie Linnuteed ja meie saatus on tõepoolest külm, üksildane. Veel 100 miljardi aasta jooksul ei suuda me näha ühtegi meie enda galaktikat.

Kosmilise mikrolaine fooni kõikumisi mõõtis kõigepealt täpselt 1990. aastatel COBE, seejärel 2000. aastal WMAP ja 2010. aastal Planck (ülal). See pilt kodeerib tohutul hulgal teavet varajase Universumi kohta. Kujutise krediit: ESA ja Plancki koostöö.

2000ndad - Kosmilise mikrolaine fooni avastamine ei lõppenud 1965. aastal, kuid meie mõõdud Suure Paugu järelejäänud kuma kõikumistest (või puudustest) õpetasid meile midagi fenomenaalset: täpselt seda, millest universum tehti. COBE andmed asendas WMAP, mida Planck on omakorda täiustanud. Lisaks on kõik ühendatud suurte galaktikate vaatluste (nt 2dF ja SDSS) suuremahuliste struktuuriandmetega ja kaugete supernoovaandmetega, et saada meile meie tänapäevane pilt universumist:

  • 0,01% kiirgus footonite kujul,
  • 0,1% neutriinoid, mis mõjutavad kunagi nii vähe galaktikaid ja kobaraid ümbritsevaid gravitatsioonilisi halosid,
  • 4,9% normaalset ainet, mis hõlmab kõike, mis on valmistatud aatomiosakestest,
  • 27% tumedast ainest või salapärastest, mitte-interaktsioonilistest (va gravitatsiooniliselt) osakestest, mis annavad Universumile meie jälgitava struktuuri,
  • ja 68% tumedat energiat, mis on omane kosmosele endale.
Kepler-186, Kepler-452 ja meie päikesesüsteemi süsteemid. Kui punase kääbustähe nagu Kepler-186 ümbritsev planeet on omaette huvitav, võib Kepler-452b olla mitmete mõõdikute järgi Maa-sarnane. Kujutise krediit: NASA / JPL-CalTech / R. Kahju.

2010-ndad aastad - kümnend pole veel lõppenud, kuid siiani oleme juba tuhandete tuhandete uute eksoplaneetide hulgas, mille avastas NASA Kepleri missioon, oma esimesed potentsiaalselt Maa-sarnased asustatavad planeedid avastada. Kuid vaieldamatult pole see isegi kümnendi suurim avastus, kuna gravitatsioonilainete otsene tuvastamine LIGO-st ei kinnita mitte ainult pilti, mille Einstein esmakordselt maalis, raskuse järgi, 1915. aastal. Rohkem kui sajand pärast Einsteini teooria esimest võistlemist Newtoni abil, et näha, millised olid universumi gravitatsioonireeglid, on üldrelatiivsusteooria läbinud kõik sellele viskatud katsed, saavutades väikseima keerukuse, mida eales mõõdetud või täheldatud.

Näide kahest sulanduvast mustast august, mille mass on võrreldav LIGO-ga. Eeldatakse, et sellisest ühinemisest tekkivat elektromagnetilist signaali peaks olema väga vähe, kuid neid objekte ümbritsev tugevalt kuumutatud aine võib seda muuta. Kujutise krediit: SXS, eXtreme Spacetimes (SXS) projekti simuleeriv projekt (http://www.black-holes.org).

Teaduslik lugu pole veel lõppenud, kuna veel on veel palju universumit avastada. Kuid need 11 sammu on meid viinud teadmata vanusega universumist, mis pole suurem kui meie enda galaktika, mis koosneb peamiselt tähtedest, laieneva jahedasse universumisse, mida toidavad pimedus, tume energia ja meie enda normaalne aine, mis on täis potentsiaalselt elamiskõlblikku. planeete ja see on 13,8 miljardit aastat vana, pärinedes Suurest Paugust, mille ise rajas kosmiline inflatsioon. Me teame oma Universumi päritolu, saatust, seda, milline see täna välja näeb ja kuidas see selliseks kujunes. Kas järgmise 100 aasta jooksul võib meie kõigi jaoks olla sama palju teaduse arenguid, pöördeid ja üllatusi.

Starts With A Bang on nüüd Forbesil ja tänu meie Patreoni toetajatele uuesti keskkonnas avaldatud. Ethan on kirjutanud kaks raamatut "Beyond The Galaxy" ja "Treknology: The Star of Treki teadus Tricordersist Warp Drive'i".