Alam semesta

Apa itu Alam Semesta? Itulah satu soalan yang sangat dimuatkan! Tidak kira apa sudut yang diambil seseorang untuk menjawab soalan itu, seseorang dapat menghabiskan masa bertahun-tahun untuk menjawab soalan itu dan masih belum menggaru permukaannya. Dari segi masa dan ruang, ia sangat besar (dan mungkin bahkan tidak terbatas) dan sangat tua dengan standard manusia. Oleh itu, menerangkannya secara terperinci adalah tugas yang besar. Tetapi kami di Space Magazine bertekad untuk mencuba!

Jadi apakah Alam Semesta? Baiklah, jawapan ringkasnya adalah jumlah keseluruhan semua kewujudan. Keseluruhan masa, ruang, jirim dan tenaga mula berkembang sekitar 13.8 bilion tahun yang lalu dan terus berkembang sejak itu. Tidak ada yang benar-benar yakin betapa luasnya alam semesta ini, dan tidak ada yang sepenuhnya yakin bagaimana semuanya akan berakhir. Tetapi penyelidikan dan kajian yang berterusan telah banyak memberi pengajaran kepada kita dalam sejarah manusia.

Definisi:

Istilah "Alam Semesta" berasal dari kata Latin "universum", yang digunakan oleh negarawan Rom Cicero dan kemudian penulis Rom untuk merujuk kepada dunia dan kosmos ketika mereka mengetahuinya. Ini terdiri dari Bumi dan semua makhluk hidup yang tinggal di dalamnya, serta Bulan, Matahari, planet-planet yang terkenal ketika itu (Merkurius, Venus, Mars, Musytari, Saturnus) dan bintang-bintang.

Istilah "kosmos" sering digunakan secara bergantian dengan Alam Semesta. Ia berasal dari perkataan Yunani kosmos, yang secara harfiah bermaksud "dunia". Kata-kata lain yang biasa digunakan untuk menentukan keseluruhan keberadaan termasuk "Alam" (berasal dari kata Jermanik semula jadi) dan perkataan Inggeris "everything", penggunaannya dapat dilihat dalam terminologi saintifik - iaitu "Theory Of Everything" (TOE).

Hari ini, istilah ini sering digunakan untuk merujuk kepada semua perkara yang ada di Alam Semesta yang diketahui - Sistem Suria, Bima Sakti, dan semua galaksi dan superstruktur yang diketahui. Dalam konteks sains moden, astronomi dan astrofizik, ini juga merujuk kepada semua ruang-waktu, semua bentuk tenaga (iaitu radiasi dan jirim elektromagnetik) dan undang-undang fizikal yang mengikatnya.

Asal Alam Semesta:

Konsensus saintifik semasa adalah bahawa Alam Semesta berkembang dari titik jirim dan ketumpatan tenaga yang sangat tinggi kira-kira 13.8 bilion tahun yang lalu. Teori ini, yang dikenali sebagai Teori Big Bang, bukan satu-satunya model kosmologi untuk menjelaskan asal-usul Alam Semesta dan evolusinya - sebagai contoh, terdapat Teori Keadaan Steady atau Teori Alam Semesta Berosil.

Walau bagaimanapun, ia adalah yang paling banyak diterima dan popular. Ini disebabkan oleh fakta bahawa teori Big Bang sahaja yang dapat menjelaskan asal-usul semua perkara yang diketahui, undang-undang fizik, dan struktur skala besar Alam Semesta. Ini juga menjelaskan pengembangan Alam Semesta, adanya Latar Belakang Gelombang Mikro Kosmik, dan berbagai fenomena lain.

Berundur dari keadaan semesta sekarang, para saintis berteori bahawa ia mesti berasal dari satu titik ketumpatan tak terbatas dan waktu terhingga yang mulai berkembang. Setelah pengembangan awal, teori menyatakan bahawa Universe cukup sejuk untuk memungkinkan pembentukan zarah subatom, dan atom sederhana kemudian. Awan raksasa dari unsur-unsur purba ini kemudian bergabung melalui graviti untuk membentuk bintang dan galaksi.

Ini semua bermula kira-kira 13.8 bilion tahun yang lalu, dan dengan itu dianggap sebagai zaman Alam Semesta. Melalui pengujian prinsip teori, eksperimen yang melibatkan pecutan zarah dan keadaan tenaga tinggi, dan kajian astronomi yang telah memperhatikan Alam Semesta yang dalam, para saintis telah membina garis masa peristiwa yang bermula dengan Big Bang dan telah membawa kepada keadaan evolusi kosmik semasa .

Walau bagaimanapun, masa awal Alam Semesta - berlangsung dari sekitar 10^-43 hingga 10^-11 beberapa saat selepas Big Bang - menjadi subjek spekulasi yang luas. Memandangkan undang-undang fizik seperti yang kita ketahui tidak mungkin ada saat ini, sukar untuk memahami bagaimana Alam Semesta dapat diatur. Lebih-lebih lagi, eksperimen yang dapat mewujudkan jenis tenaga yang terlibat adalah sejak awal.

Namun, masih banyak teori yang berlaku mengenai apa yang berlaku pada waktu awal ini, banyak yang sesuai. Sesuai dengan banyak teori ini, seketika Big Bang dapat dipecah menjadi jangka masa berikut: Singularity Epoch, Inflasi Epoch, dan Cooling Epoch.

Juga dikenali sebagai Planck Epoch (atau Planck Era), Singularity Epoch adalah zaman Universe yang paling awal diketahui. Pada masa ini, semua benda terkondensasi pada satu titik ketumpatan tak terhingga dan panas yang melampau. Dalam tempoh ini, dipercayai bahawa kesan kuantum graviti mendominasi interaksi fizikal dan bahawa tidak ada kekuatan fizikal yang sama kekuatannya dengan graviti.

Tempoh masa Planck ini merangkumi dari titik 0 hingga lebih kurang 10^-43 saat, dan dinamakan begitu kerana ia hanya dapat diukur dalam waktu Planck. Oleh kerana kepanasan dan ketumpatan jirim yang melampau, keadaan Alam Semesta sangat tidak stabil. Oleh itu, ia mula berkembang dan sejuk, membawa kepada manifestasi kekuatan asas fizik. Dari kira-kira 10^-43 kedua dan 10^-36, Alam Semesta mula melintasi suhu peralihan.

Di sinilah kekuatan fundamental yang mengatur Alam Semesta dipercayai mulai berpisah antara satu sama lain. Langkah pertama dalam ini adalah gaya gravitasi yang memisahkan dari kekuatan tolok, yang menyumbang kepada kekuatan nuklear dan elektromagnetisme yang kuat dan lemah. Kemudian, mulai 10^-36 hingga 10^-32 beberapa saat selepas Big Bang, suhu Alam Semesta cukup rendah (10²⁸ K) bahawa elektromagnetisme dan kekuatan nuklear yang lemah dapat berpisah juga.

Dengan penciptaan kekuatan asas pertama Alam Semesta, Inflasi Epoch bermula, bermula dari 10^-32 saat dalam masa Planck ke titik yang tidak diketahui. Sebilangan besar model kosmologi menunjukkan bahawa Alam Semesta pada ketika ini dipenuhi secara homogen dengan ketumpatan tenaga tinggi, dan bahawa suhu dan tekanan yang sangat tinggi menimbulkan pengembangan dan penyejukan yang cepat.

Ini bermula pada pukul 10^-37 saat, di mana peralihan fasa yang menyebabkan pemisahan daya juga menyebabkan masa di mana Alam Semesta tumbuh secara eksponensial. Pada ketika inilah baryogenesis berlaku, yang merujuk kepada kejadian hipotetis di mana suhu begitu tinggi sehingga pergerakan zarah-zarah secara rawak berlaku pada kelajuan relativistik.

Akibatnya, pasangan zarah-antipartikel dari semua jenis terus-menerus diciptakan dan dihancurkan dalam pertembungan, yang diyakini menyebabkan dominasi materi daripada antimateri di Alam Semesta sekarang. Setelah inflasi berhenti, Alam Semesta terdiri daripada plasma quark-gluon, serta semua zarah unsur lain. Dari sudut ini dan seterusnya, Alam Semesta mula menjadi sejuk dan jirim bergabung dan terbentuk.

Ketika Alam Semesta terus menurun dalam ketumpatan dan suhu, Cooling Epoch bermula. Ini dicirikan oleh tenaga zarah menurun dan peralihan fasa berterusan sehingga daya asas fizik dan zarah unsur berubah menjadi bentuknya sekarang. Oleh kerana tenaga zarah akan jatuh ke nilai yang dapat diperoleh dengan eksperimen fizik partikel, tempoh ini dan seterusnya akan menjadi kurang spekulasi.

Sebagai contoh, saintis percaya bahawa kira-kira 10^-11 beberapa saat selepas Big Bang, tenaga zarah menurun dengan ketara. Lebih kurang pukul 10^-6 beberapa saat, quark dan gluon digabungkan untuk membentuk baryon seperti proton dan neutron, dan kelebihan kecil quark berbanding antiquark menyebabkan kelebihan baryon lebih sedikit berbanding antibaryon.

Oleh kerana suhu tidak cukup tinggi untuk membuat pasangan proton-antiproton baru (atau pasangan neutron-anitneutron), pemusnahan massa segera diikuti, meninggalkan hanya satu dari 10¹⁰ proton dan neutron asal dan tidak ada antipartikelnya. Proses serupa berlaku kira-kira 1 saat selepas Big Bang untuk elektron dan positron.

Selepas pemusnahan ini, proton, neutron dan elektron yang tersisa tidak lagi bergerak secara relativistik dan ketumpatan tenaga Alam Semesta dikuasai oleh foton - dan pada tahap yang lebih rendah, neutrino. Beberapa minit sebelum pengembangan, tempoh yang dikenali sebagai nukleosintesis Big Bang juga bermula.

Berkat suhu turun menjadi 1 miliar kelvin dan ketumpatan tenaga turun menjadi setara dengan udara, neutron dan proton mula bergabung untuk membentuk deuterium pertama Alam Semesta (isotop hidrogen stabil) dan atom helium. Walau bagaimanapun, kebanyakan proton Alam Semesta tetap tidak terikat sebagai inti hidrogen.

Setelah kira-kira 379.000 tahun, elektron digabungkan dengan nukleus ini untuk membentuk atom (sekali lagi, kebanyakannya hidrogen), sementara radiasi dipisahkan dari bahan dan terus berkembang ke angkasa, sebahagian besarnya tidak terganggu. Sinaran ini sekarang dikenal sebagai Latar Belakang Gelombang Mikro Kosmik (CMB), yang hari ini adalah cahaya tertua di Alam Semesta.

Semasa CMB berkembang, ia secara beransur-ansur kehilangan ketumpatan dan tenaga, dan pada masa ini dianggarkan mempunyai suhu 2.7260 ± 0.0013 K (-270.424 ° C / -454.763 ° F) dan ketumpatan tenaga 0.25 eV / cm³ (atau 4.005 × 10^-14 J / m³; 400–500 foton / cm³). CMB dapat dilihat ke semua arah pada jarak kira-kira 13.8 bilion tahun cahaya, tetapi anggaran jarak sebenarnya meletakkannya sekitar 46 bilion tahun cahaya dari pusat Alam Semesta.

Evolusi Alam Semesta:

Sepanjang beberapa miliar tahun berikutnya, kawasan-kawasan alam Semesta yang agak padat (yang hampir diedarkan secara seragam) mulai tertarik satu sama lain secara graviti. Oleh itu, mereka tumbuh lebih padat, membentuk awan gas, bintang, galaksi, dan struktur astronomi lain yang selalu kita perhatikan hari ini.

Inilah yang dikenali sebagai Struktur Epoch, kerana pada masa inilah Alam Semesta moden mulai terbentuk. Ini terdiri daripada bahan yang dapat dilihat yang disebarkan dalam struktur dari pelbagai ukuran (iaitu bintang dan planet ke galaksi, gugus galaksi, dan gugus super) di mana jirim tertumpu, dan dipisahkan oleh jurang besar yang mengandungi sedikit galaksi.

Perincian proses ini bergantung pada jumlah dan jenis bahan di Alam Semesta. Bahan gelap sejuk, bahan gelap hangat, bahan gelap panas, dan bahan baryonic adalah empat jenis yang dicadangkan. Walau bagaimanapun, model Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM), di mana zarah bahan gelap bergerak perlahan berbanding dengan kelajuan cahaya, dianggap sebagai model standard kosmologi Big Bang, kerana sangat sesuai dengan data yang ada .

Dalam model ini, bahan gelap yang sejuk diperkirakan membentuk sekitar 23% dari jirim / tenaga Alam Semesta, sementara bahan baryonic membentuk sekitar 4.6%. Lambda merujuk kepada Konstanta Kosmologi, sebuah teori yang awalnya dikemukakan oleh Albert Einstein yang berusaha menunjukkan bahawa keseimbangan tenaga massa di Alam Semesta tetap statik.

Dalam hal ini, ia dikaitkan dengan tenaga gelap, yang berfungsi mempercepat pengembangan Alam Semesta dan menjaga struktur berskala besarnya tetap seragam. Kewujudan tenaga gelap didasarkan pada banyak bukti yang semuanya menunjukkan bahawa Alam Semesta meresap olehnya. Berdasarkan pemerhatian, dianggarkan 73% Alam Semesta terdiri daripada tenaga ini.

Semasa fasa-fasa awal Alam Semesta, ketika semua perkara baryonik berada lebih dekat dalam ruang, graviti mendominasi. Namun, setelah pengembangan berbilion tahun, semakin banyak tenaga gelap menyebabkannya mula menguasai interaksi antara galaksi. Ini mencetuskan percepatan, yang dikenal sebagai Cosmic Acceleration Epoch.

Ketika periode ini dimulakan boleh diperdebatkan, tetapi dianggarkan telah dimulai sekitar 8,8 miliar tahun setelah Big Bang (5 miliar tahun yang lalu). Ahli kosmologi bergantung pada mekanik kuantum dan Relativiti Umum Einstein untuk menerangkan proses evolusi kosmik yang berlaku dalam tempoh ini dan bila-bila masa selepas Zaman Inflasi.

Melalui proses pemerhatian dan pemodelan yang ketat, para saintis telah menentukan bahawa tempoh evolusi ini sesuai dengan persamaan medan Einstein, walaupun hakikat tenaga gelap sebenarnya tidak dapat dipahami. Lebih-lebih lagi, tidak ada model yang disokong dengan baik yang dapat menentukan apa yang berlaku di Alam Semesta sebelum tempoh sebelum 10^-15 beberapa saat selepas Big Bang.

Walau bagaimanapun, eksperimen yang sedang berlangsung menggunakan Large Hadron Collider (LHC) CERN bertujuan untuk mencipta semula keadaan tenaga yang akan wujud semasa Big Bang, yang juga diharapkan dapat mendedahkan fizik yang melampaui bidang Model Piawai.

Sebarang penembusan di kawasan ini kemungkinan akan membawa kepada teori gravitasi kuantum yang disatukan, di mana para saintis akhirnya dapat memahami bagaimana graviti berinteraksi dengan tiga kekuatan asas fizik lain - elektromagnetisme, kekuatan nuklear yang lemah dan kekuatan nuklear yang kuat. Ini, seterusnya, akan membantu kita untuk memahami apa yang sebenarnya berlaku pada zaman awal Alam Semesta.

Struktur Alam Semesta:

Ukuran, bentuk dan struktur berskala besar Alam Semesta telah menjadi subjek penyelidikan yang sedang dijalankan. Sedangkan cahaya tertua di Alam Semesta yang dapat dilihat adalah 13.8 bilion tahun cahaya (CMB), ini bukan jarak sebenar Alam Semesta. Memandangkan Alam Semesta telah berada dalam keadaan pengembangan selama miliar tahun, dan pada kecepatan yang melebihi kecepatan cahaya, batas sebenarnya melampaui apa yang dapat kita lihat.

Model kosmologi semasa kami menunjukkan bahawa Alam Semesta mengukur sekitar 91 bilion tahun cahaya (28 bilion parsek). Dengan kata lain, Alam Semesta yang dapat dilihat meluas ke luar dari Sistem Suria kita hingga jarak kira-kira 46 bilion tahun cahaya ke semua arah. Walau bagaimanapun, memandangkan pinggir Alam Semesta tidak dapat dilihat, belum jelas apakah Alam Semesta sebenarnya mempunyai kelebihan. Untuk semua yang kita tahu, ia berterusan selama-lamanya!

Dalam Alam Semesta yang dapat dilihat, bahan diedarkan dengan cara yang sangat terstruktur. Di dalam galaksi, ini terdiri daripada kepekatan besar - iaitu planet, bintang, dan nebula - diselingi dengan kawasan kosong yang luas (iaitu ruang antara planet dan medium antarbintang).

Perkara serupa pada skala yang lebih besar, dengan galaksi dipisahkan oleh jumlah ruang yang dipenuhi dengan gas dan debu. Pada skala terbesar, di mana gugus galaksi dan superclusters wujud, anda mempunyai rangkaian struktur berskala besar yang terdiri daripada filamen jirim padat dan ruang kosong kosmik.

Dari segi bentuknya, ruang-waktu mungkin wujud dalam salah satu dari tiga kemungkinan konfigurasi - melengkung positif, melengkung negatif dan rata. Kemungkinan ini didasarkan pada kewujudan sekurang-kurangnya empat dimensi ruang-waktu (koordinat-x, koordinat-y, koordinat-z, dan masa), dan bergantung pada sifat pengembangan kosmik dan sama ada Alam Semesta atau tidak adalah terhad atau tidak terbatas.

Alam Semesta yang melengkung positif (atau tertutup) akan menyerupai sfera empat dimensi yang akan terbatas di ruang angkasa dan tanpa tepi yang dapat dilihat. Alam Semesta yang melengkung negatif (atau terbuka) akan kelihatan seperti "pelana" empat dimensi dan tidak akan mempunyai sempadan dalam ruang atau waktu.

Dalam senario sebelumnya, Alam Semesta harus berhenti berkembang kerana terlalu banyak tenaga. Yang terakhir, ia akan mengandungi terlalu sedikit tenaga untuk berhenti mengembang. Dalam senario ketiga dan terakhir - Alam Semesta yang rata - sejumlah besar tenaga akan wujud dan pengembangannya hanya akan berhenti setelah masa yang tidak terbatas.

Nasib Alam Semesta:

Menghipotesiskan bahawa Alam Semesta mempunyai titik permulaan secara semula jadi menimbulkan persoalan mengenai kemungkinan titik akhir. Sekiranya Alam Semesta bermula sebagai titik kecil kepadatan tak terbatas yang mulai mengembang, apakah itu bermaksud ia akan terus berkembang tanpa batas? Atau suatu hari akan kehabisan kekuatan, dan mulai mundur ke dalam sehingga semua benda kembali menjadi bola kecil?

Menjawab soalan ini telah menjadi tumpuan utama ahli kosmologi sejak perbahasan mengenai model Alam Semesta mana yang betul bermula. Dengan penerimaan Teori Big Bang, tetapi sebelum pengamatan tenaga gelap pada tahun 1990-an, ahli kosmologi telah menyetujui dua senario sebagai hasil yang paling mungkin untuk Alam Semesta kita.

Pada yang pertama, biasanya dikenali sebagai senario "Big Crunch", Alam Semesta akan mencapai ukuran maksimum dan kemudian mulai runtuh dengan sendirinya. Ini hanya dapat dilakukan sekiranya ketumpatan jisim Alam Semesta lebih besar daripada ketumpatan kritikal. Dengan kata lain, selagi ketumpatan jirim kekal pada atau di atas nilai tertentu (1-3 × 10^-26 kg jirim per m³), ​​Alam Semesta akhirnya akan berkontrak.

Sebagai alternatif, jika ketumpatan di Alam Semesta sama dengan atau di bawah ketumpatan kritikal, pengembangannya akan menjadi perlahan tetapi tidak akan berhenti. Dalam senario ini, yang dikenal sebagai "Pembekuan Besar", Alam Semesta akan berlanjutan sehingga pembentukan bintang akhirnya berhenti dengan penggunaan semua gas antar bintang di setiap galaksi. Sementara itu, semua bintang yang ada akan terbakar dan menjadi kerdil putih, bintang neutron, dan lubang hitam.

Secara bertahap, perlanggaran antara lubang hitam ini akan mengakibatkan jisim terkumpul menjadi lubang hitam yang lebih besar dan lebih besar. Suhu purata Alam Semesta akan menghampiri sifar mutlak, dan lubang hitam akan menguap setelah memancarkan radiasi Hawking terakhir. Akhirnya, entropi Alam Semesta akan meningkat ke titik di mana tidak ada bentuk tenaga yang teratur yang dapat diekstrak darinya (senario yang dikenali sebagai "kematian panas").

Pemerhatian moden, yang merangkumi kewujudan tenaga gelap dan pengaruhnya terhadap pengembangan kosmik, telah menyebabkan kesimpulan bahawa semakin banyak Alam Semesta yang sedang dilihat akan melewati cakrawala peristiwa kita (iaitu CMB, kelebihan dari apa yang dapat kita lihat) dan menjadi tidak dapat dilihat oleh kami. Hasil akhirnya ini belum diketahui, tetapi "kematian panas" juga dianggap sebagai titik akhir dalam senario ini.

Penjelasan lain mengenai tenaga gelap, yang disebut teori tenaga hantu, menunjukkan bahawa akhirnya gugus galaksi, bintang, planet, atom, inti, dan jirim itu sendiri akan terkoyak oleh pengembangan yang semakin meningkat. Senario ini dikenali sebagai "Big Rip", di mana pengembangan Alam Semesta itu sendiri akhirnya akan dilakukan.

Sejarah Pengajian:

Tegasnya, manusia telah merenung dan mengkaji sifat Alam Semesta sejak zaman prasejarah. Oleh itu, kisah awal bagaimana Alam Semesta menjadi mitologi dan diturunkan secara lisan dari satu generasi ke generasi berikutnya. Dalam kisah-kisah ini, dunia, ruang, waktu, dan semua kehidupan dimulai dengan peristiwa penciptaan, di mana seorang Dewa atau Dewa-dewa bertanggung jawab untuk menciptakan segalanya.

Astronomi juga mula muncul sebagai bidang studi pada zaman orang-orang Babylon Kuno. Sistem konstelasi bintang dan astrologi yang disiapkan oleh para sarjana Babilon seawal milenium ke-2 SM akan terus memberitahu tradisi kosmologi dan astrologi budaya selama ribuan tahun akan datang.

Oleh Klasik Kuno, pengertian Alam Semesta yang ditentukan oleh undang-undang fizikal mula muncul. Antara sarjana Yunani dan India, penjelasan untuk penciptaan mulai menjadi falsafah secara semula jadi, menekankan sebab dan akibat daripada hak ketuhanan. Contoh terawal termasuk Thales dan Anaximander, dua sarjana Yunani pra-Socratic yang berpendapat bahawa semuanya lahir dari bentuk materi purba.

Menjelang abad ke-5 SM, ahli falsafah pra-Sokrat Empedocles menjadi sarjana barat pertama yang mengusulkan Alam Semesta yang terdiri daripada empat unsur - bumi, udara, air dan api. Falsafah ini menjadi sangat popular di kalangan barat, dan serupa dengan sistem lima unsur - logam, kayu, air, api, dan bumi - yang muncul sekitar waktu yang sama.

Tidak sampai Demokitus, ahli falsafah Yunani abad ke-5 / ke-4 SM, sebuah Alam Semesta yang terdiri daripada zarah-zarah tak terpisahkan (atom) diusulkan. Ahli falsafah India, Kanada (yang hidup pada abad ke-6 atau ke-2 SM) mengambil falsafah ini lebih jauh dengan mengemukakan bahawa cahaya dan haba adalah bahan yang sama dalam bentuk yang berbeza. Ahli falsafah Buddha abad ke-5, Dignana mengambilnya lebih jauh lagi, mencadangkan agar semua bahan terdiri daripada tenaga.

Pengertian waktu yang terbatas juga merupakan ciri utama agama Abrahamik - Yahudi, Kristian dan Islam. Mungkin diilhamkan oleh konsep Zoroastrian pada Hari Pembalasan, kepercayaan bahawa Alam Semesta mempunyai permulaan dan akhir akan terus menerus untuk memberitahu konsep barat mengenai kosmologi hingga ke masa kini.

Antara milenium ke-2 SM dan abad ke-2 CE, astronomi dan astrologi terus berkembang dan berkembang. Selain memantau pergerakan planet yang tepat dan pergerakan buruj melalui Zodiak, para astronom Yunani juga mengartikulasikan model geosentrik Alam Semesta, di mana Matahari, planet dan bintang berputar mengelilingi Bumi.

Tradisi-tradisi ini paling baik dijelaskan dalam risalah matematik dan astronomi CE abad ke-2, yangAlmagest, yang ditulis oleh ahli astronomi Yunani-Mesir Claudius Ptolemaeus (aka. Ptolemy). Risalah ini dan model kosmologi yang dianutinya akan dianggap kanon oleh sarjana Eropah dan Islam abad pertengahan selama lebih dari seribu tahun akan datang.

Namun, bahkan sebelum Revolusi Ilmiah (sekitar abad ke-16 hingga ke-18), ada ahli astronomi yang mencadangkan model heliosentris Alam Semesta - di mana Bumi, planet dan bintang berputar di sekitar Matahari. Ini termasuk ahli astronomi Yunani, Aristarchus of Samos (sekitar 310 - 230 SM), dan ahli astronomi dan ahli falsafah Hellenistik, Seleucus of Seleucia (190 - 150 SM).

Semasa Zaman Pertengahan, ahli falsafah dan sarjana India, Parsi dan Arab mempertahankan dan memperluas astronomi Klasik. Selain menjaga idea Ptolemaic dan non-Aristotelian, mereka juga mengusulkan idea revolusioner seperti putaran Bumi. Beberapa sarjana - seperti ahli astronomi India Aryabhata dan ahli astronomi Parsi Albumasar dan Al-Sijzi - bahkan versi lanjutan dari sebuah heliosentris Universe.

Menjelang abad ke-16, Nicolaus Copernicus mengusulkan konsep Universe heliosentris yang paling lengkap dengan menyelesaikan masalah matematik yang berlanjutan dengan teori tersebut. Idea-idea beliau mula-mula dinyatakan dalam manuskrip 40 halaman berjudul Komenariolus ("Little Commentary"), yang menggambarkan model heliosentris berdasarkan tujuh prinsip umum. Ketujuh prinsip ini menyatakan bahawa:

1. Badan langit tidak semuanya berputar pada satu titik
2. Pusat Bumi adalah pusat sfera bulan - orbit bulan di sekitar Bumi; semua sfera berputar mengelilingi Matahari, yang terletak berhampiran pusat Alam Semesta
3. Jarak antara Bumi dan Matahari adalah pecahan yang tidak signifikan dari jarak dari Bumi dan Matahari ke bintang-bintang, sehingga paralaks tidak diperhatikan di bintang-bintang
4. Bintang-bintang tidak boleh bergerak - pergerakan hariannya yang jelas disebabkan oleh putaran bumi setiap hari
5. Bumi digerakkan dalam lingkungan mengelilingi Matahari, menyebabkan penghijrahan tahunan Matahari yang jelas
6. Bumi mempunyai lebih daripada satu gerakan
7. Pergerakan orbit bumi mengelilingi Matahari menyebabkan pergerakan terbalik arah pergerakan planet-planet.

Rawatan idea yang lebih komprehensif dikeluarkan pada tahun 1532, ketika Copernicus menyelesaikan karya besarnya - De Revolutionibus orbium coelestium (Tentang Revolusi Sfera Surgawi). Di dalamnya, dia mengemukakan tujuh hujah utamanya, tetapi dalam bentuk yang lebih terperinci dan dengan pengiraan terperinci untuk menyokongnya. Kerana ketakutan akan penganiayaan dan reaksi balas, jilid ini tidak dilepaskan hingga kematiannya pada tahun 1542.

Ideanya akan diperhalusi lagi oleh ahli matematik abad 16/17, ahli astronomi dan penemu Galileo Galilei. Dengan menggunakan teleskop ciptaannya sendiri, Galileo akan membuat pengamatan yang direkam terhadap Bulan, Matahari, dan Musytari yang menunjukkan kekurangan dalam model geosentrik Alam Semesta sambil juga menunjukkan konsistensi internal model Copernican.

Pemerhatiannya diterbitkan dalam beberapa jilid yang berlainan sepanjang awal abad ke-17. Pemerhatiannya terhadap permukaan Bulan yang kawah dan pemerhatiannya terhadap Musytari dan bulan terbesarnya diperincikan pada tahun 1610 dengan Sidereus Nuncius (Utusan Starrysementara pemerhatiannya adalah bintik matahari yang dijelaskan di Di Titik yang Diperhatikan di Matahari (1610).

Galileo juga mencatat pemerhatiannya mengenai Bima Sakti di Utusan Starry, yang sebelum ini dipercayai nebula. Sebaliknya, Galileo mendapati bahawa itu adalah banyak bintang yang dikemas begitu padat sehingga kelihatan dari kejauhan untuk kelihatan seperti awan, tetapi sebenarnya bintang yang jauh lebih jauh daripada yang difikirkan sebelumnya.

Pada tahun 1632, Galileo akhirnya membahas "Debat Besar" dalam risalahnyaDialogo sopra i due massimi sistemi del mondo (Dialog Mengenai Dua Sistem Dunia Utama), di mana dia menganjurkan model heliosentris berbanding geosentrik. Dengan menggunakan pemerhatian teleskopiknya sendiri, fizik moden dan logik yang ketat, argumen Galileo secara efektif melemahkan dasar sistem Aristoteles dan Ptolemy untuk khalayak yang semakin meningkat dan menerima.

Johannes Kepler memajukan model ini lebih jauh dengan teorinya mengenai orbit elips planet. Digabungkan dengan jadual tepat yang meramalkan kedudukan planet-planet, model Copernican terbukti berkesan. Dari pertengahan abad ketujuh belas dan seterusnya, terdapat beberapa ahli astronomi yang bukan Copernicans.

Sumbangan besar seterusnya datang dari Sir Isaac Newton (1642/43 - 1727), yang bekerja dengan Kepler's Laws of Planetary Motion mendorongnya untuk mengembangkan teorinya mengenai Universal Gravitation. Pada tahun 1687, dia menerbitkan risalahnya yang terkenal Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica ("Prinsip Matematik Falsafah Alam"), yang memperincikan Tiga Hukum Geraknya. Undang-undang ini menyatakan bahawa:

1. Apabila dilihat dalam kerangka acuan inersia, objek sama ada berada dalam keadaan rehat atau terus bergerak dengan kecepatan tetap, kecuali jika ditindaklanjuti oleh kekuatan luaran.
2. Jumlah vektor daya luaran (F) pada objek sama dengan jisim (m) objek itu didarab dengan vektor pecutan (a) objek. Dalam bentuk matematik, ini dinyatakan sebagai: F =ma
3. Apabila satu badan memberikan daya pada badan kedua, badan kedua secara serentak menggunakan daya yang sama besarnya dan bertentangan pada arah badan pertama.

Bersama-sama, undang-undang ini menggambarkan hubungan antara objek apa pun, kekuatan yang bertindak ke atasnya, dan gerakan yang dihasilkan, sehingga meletakkan dasar untuk mekanik klasik. Undang-undang tersebut juga memungkinkan Newton untuk menghitung jisim setiap planet, menghitung meratakan Bumi di kutub dan tonjolan di khatulistiwa, dan bagaimana tarikan graviti Matahari dan Bulan membuat gelombang Bumi.

Kaedah analisis geometri seperti kalkulus-nya juga dapat memperhitungkan kelajuan suara di udara (berdasarkan Undang-undang Boyle), penularan ekuinoks - yang ditunjukkannya adalah hasil tarikan graviti Bulan ke Bumi - dan menentukan orbit komet. Jilid ini akan memberi kesan yang mendalam terhadap ilmu pengetahuan, dengan prinsipnya tetap kanun selama 200 tahun berikutnya.

Penemuan besar lain berlaku pada tahun 1755, ketika Immanuel Kant mengusulkan bahawa Bima Sakti adalah koleksi besar bintang yang dipegang bersama oleh graviti bersama. Sama seperti Sistem Suria, koleksi bintang ini akan berputar dan diratakan sebagai cakera, dengan Sistem Suria tertanam di dalamnya.

Ahli astronomi William Herschel berusaha memetakan bentuk Bima Sakti pada tahun 1785, tetapi dia tidak menyedari bahawa sebahagian besar galaksi dikaburkan oleh gas dan debu, yang menyembunyikan bentuk sebenarnya. Lompatan besar berikutnya dalam kajian Alam Semesta dan undang-undang yang mengaturnya tidak sampai pada abad ke-20, dengan perkembangan teori Relativiti Khusus dan Umum Einstein.

Teori-teori inovatif Einstein mengenai ruang dan masa (diringkaskan hanya sebagai E = mc²sebagian merupakan hasil percubaannya untuk menyelesaikan undang-undang mekanik Newton dengan undang-undang elektromagnetisme (seperti yang dicirikan oleh persamaan Maxwell dan undang-undang gaya Lorentz). Akhirnya, Einstein akan menyelesaikan ketidakkonsistenan antara kedua bidang ini dengan mengusulkan Relativiti Khas dalam makalah 1905, "Mengenai Elektrodinamik Badan Bergerak“.

Pada asasnya, teori ini menyatakan bahawa kelajuan cahaya adalah sama dalam semua kerangka rujukan inersia. Ini pecah dengan konsensus sebelumnya yang menyatakan bahawa cahaya yang bergerak melalui medium bergerak akan diseret oleh media itu, yang bermaksud bahawa kelajuan cahaya adalah jumlah kelajuannya melalui medium ditambah dengan kelajuan daripada medium itu. Teori ini membawa kepada pelbagai masalah yang terbukti tidak dapat diatasi sebelum teori Einstein.

Relativiti Khas tidak hanya menggabungkan persamaan Maxwell untuk elektrik dan magnet dengan undang-undang mekanik, tetapi juga mempermudah pengiraan matematik dengan menghilangkan penjelasan luar biasa yang digunakan oleh saintis lain. Ini juga menjadikan keberadaan media sepenuhnya berlebihan, sesuai dengan kecepatan cahaya yang diperhatikan secara langsung, dan menyumbang penyimpangan yang diamati.

Antara tahun 1907 dan 1911, Einstein mula mempertimbangkan bagaimana Relativiti Khusus dapat diterapkan pada medan graviti - apa yang akan dikenal sebagai Teori Relativiti Umum. Ini memuncak pada tahun 1911 dengan penerbitan “Mengenai Pengaruh Gravitasi terhadap Penyebaran Cahaya", Di mana dia meramalkan bahawa waktu adalah relatif dengan pemerhati dan bergantung pada kedudukan mereka dalam medan graviti.

Dia juga memajukan apa yang dikenali sebagai Prinsip Kesetaraan, yang menyatakan bahawa jisim graviti sama dengan jisim inersia. Einstein juga meramalkan fenomena pelebaran masa graviti - di mana dua pemerhati yang berada pada jarak yang berbeza-beza dari jisim gravitasi merasakan perbezaan jumlah masa antara dua peristiwa. Perkembangan teorinya yang lain adalah kewujudan Lubang Hitam dan Alam Semesta yang berkembang.

Pada tahun 1915, beberapa bulan setelah Einstein menerbitkan Teori Relativitas Umumnya, ahli fizik dan astronomi Jerman Karl Schwarzschild menemui jalan keluar untuk persamaan medan Einstein yang menggambarkan bidang graviti titik dan jisim sfera. Penyelesaian ini, yang sekarang disebut radius Schwarzschild, menggambarkan titik di mana jisim sfera sangat dimampatkan sehingga halaju pelarian dari permukaan akan sama dengan kecepatan cahaya.

Pada tahun 1931, ahli astrofizik India-Amerika Subrahmanyan Chandrasekhar mengira, menggunakan Relativiti Khas, bahawa badan yang tidak berputar dari bahan-bahan degenerasi elektron di atas jisim had tertentu akan runtuh dengan sendirinya. Pada tahun 1939, Robert Oppenheimer dan yang lain setuju dengan analisis Chandrasekhar, yang menyatakan bahawa bintang neutron melebihi had yang ditentukan akan runtuh menjadi lubang hitam.

Akibat lain dari Relativiti Umum adalah ramalan bahawa Alam Semesta berada dalam keadaan pengembangan atau pengecutan. Pada tahun 1929, Edwin Hubble mengesahkan bahawa yang pertama berlaku. 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!

Further Reading:

• Age of the Universe
• Atoms in the Universe
• Beginning of the Universe
• Big Crunch
• Big Freeze
• Big Rip
• Center of the Universe
• Cosmology
• Dark Matter
• Density of the Universe
• Expanding Universe
• End of the Universe
• Flat Universe
• Fate of the Universe
• Finite Universe
• How Big is the Universe?
• Sejauh mana Sejuknya Ruang?
• How Do We Know Dark Energy Exists?
• How Far can You see in the Universe?
• How Many Atoms are there in the Universe?
• How Many Galaxies are There in the Universe?
• How Many Stars are There in the Universe?
• How Old is the Universe?
• How Will the Universe End?
• Hubble Deep Space
• Hubble’s Law
• Interesting Facts About the Universe
• Infinite Universe
• Is the Universe Finite or Infinite?
• Is Everything in the Universe Expanding?
• Map of the Universe
• Open Universe
• Oscillating Universe Theory
• Parallel Universe
• Quintessence
• Shape of the Universe
• Structure of the Universe
• What are WIMPS?
• What Does the Universe Do When We Are Not Looking?
• What is Entropy?
• What is the Biggest Star in the Universe?
• What is the Biggest Things in the Universe?
• What is the Geocentric Model of the Universe?
• What is the Heliocentric Model of the Universe?
• What is the Multiverse Theory?
• What is the Universe Expanding Into?
• What’s Outside the Universe?
• What Time is it in the Universe?
• What Will We Never See?
• When was the First Light in the Universe?
• Will the Universe Run Out of Energy?

Sources:

• NASA – Solar System and Beyond (Stars and Galaxies)
• NASA – How Big is the Universe?
• ESA – The CMB and Distribution of Matter in the Universe
• Wikipedia – The Universe
• Wikipedia – The Big Bang

Tonton videonya: Bagaimana Jika Big Bang Bukan Awal dari Alam Semesta (Mungkin 2024).