Изгледът SDSS в инфрачервения - с APOGEE - на галактиката Млечен път, гледана към центъра. Преди 100 години това беше нашето схващане за цялата Вселена. Кредит за изображение: Sloan Digital Sky Survey.

11 Научен напредък през последните 100 години ни даде цялата ни Вселена

От Вселената, която не беше по-голяма от нашия Млечен път, до трилионите галактики в нашата разширяваща се Вселена, нашето знание нарастваше една стъпка в един момент.

„Gamow беше фантастичен в своите идеи. Той беше прав, сбърка. По-често грешно, отколкото правилно. Винаги е интересно; … И когато идеята му не беше грешна, беше не само правилна, но беше и нова. “ -Edward Teller

Точно преди 100 години нашето схващане за Вселената беше много по-различно от това, което е днес. Звездите в Млечния път бяха известни и се знаеха, че са на разстояния до хиляди светлинни години, но нищо не се смяташе за по-нататъшно. Вселената се приемаше за статична, тъй като спиралите и елиптиците в небето се приемаха като обекти, съдържащи се в нашата собствена галактика. Гравитацията на Нютон все още не е била свалена от новата теория на Айнщайн, а научните идеи като Големия взрив, тъмната материя и тъмната енергия още не са били обмислени. Но през всяко десетилетие бяха постигнати огромни постижения, чак до наши дни. Ето един основен момент как всеки от тях движи научното си разбиране за Вселената напред.

Резултатите от експедицията на Едингтън от 1919 г. показват окончателно, че Общата теория на относителността описва огъването на звездна светлина около масивни предмети, сваляйки Нютоновата картина. Кредитна снимка: The Illustrated London News, 1919.

1910-те - теорията на Айнщайн потвърдена! Общата относителност се прочу с обяснението, че гравитацията на Нютон не може: прецесията на орбитата на Меркурий около Слънцето. Но не е достатъчно научната теория да обясни нещо, което вече наблюдавахме; трябва да направи прогноза за нещо, което тепърва ще се вижда. Въпреки че през миналия век е имало много - гравитационно разширяване на времето, силно и слабо обективиране, влачене на рамката, гравитационно червено изместване и др. - първото е огъването на звездна светлина по време на пълно слънчево затъмнение, наблюдавано от Едингтън и неговите сътрудници през 1919г. Наблюдаваното количество огъване на звездна светлина около Слънцето беше в съответствие с Айнщайн и несъвместимо с Нютон. Точно така, нашето виждане за Вселената би се променило завинаги.

Откриването на Хъбъл за променлива Цефеид в галактика Андромеда, M31, ни отвори Вселената. Кредит за изображения: Е. Хъбъл, НАСА, ЕКА, Р. Гендлер, З. Левай и екипът за наследство на Хъбъл. Кредит за изображения: Е. Хъбъл, НАСА, ЕКА, Р. Гендлер, З. Левай и екипът за наследство на Хъбъл.

1920-те - Все още не знаехме, че има Вселена отвъд Млечния път, но всичко това се промени през 20-те години с работата на Едвин Хъбъл. Докато наблюдаваше някои от спиралните мъглявини в небето, той успя да определи отделни променливи звезди от същия тип, които бяха известни в Млечния път. Само тяхната яркост беше толкова ниска, че трябваше да бъдат на милиони светлинни години, като ги поставиха далеч извън обхвата на нашата галактика. Хъбъл не спря дотам, измервайки скоростта на рецесия и разстоянията за над дузина галактики, откривайки огромната, разширяваща се Вселена, която познаваме днес.

Двете светли, големи галактики в центъра на Комаския клъстер, NGC 4889 (вляво) и малко по-малкият NGC 4874 (вдясно), всяка от тях превишава един милион светлинни години. Но галактиките в покрайнините, ципиращи наоколо толкова бързо, сочат съществуването на голям ореол от тъмна материя в целия клъстер. Кредит за изображение: Адам Блок / Mount Lemmon SkyCenter / University of Arizona.

1930 г. - Дълго време се смяташе, че ако можеш да измериш цялата маса, съдържаща се в звезди, и може би да добавиш газ и прах, ще отчиташ цялата материя във Вселената. И все пак, наблюдавайки галактиките в плътен струпване (като Кома струпване по-горе), Фриц Цвики показа, че звездите и това, което ние знаем като „нормална материя“ (т.е. атомите), са недостатъчни, за да обяснят вътрешните движения на тези клъстери. Той нарече тази нова материя затънтена материя, или тъмна материя, наблюдение, което до голяма степен се игнорираше до 70-те години, когато нормалната материя беше по-добре разбрана и беше показано, че тъмната материя съществува в голямо изобилие в отделни въртящи се галактики. Вече знаем, че превъзхождаме нормалната материя чрез съотношение 5: 1.

Времевата линия на историята на нашата наблюдаема Вселена, където наблюдаваната част се разширява до по-големи и по-големи размери, докато се движим напред във времето далеч от Големия взрив. Кредитно изображение: Научен екип на НАСА / WMAP.

40-те години на миналия век - Докато огромното мнозинство от експериментални и наблюдателни ресурси преминаваше в шпионски спътници, ракети и развитието на ядрените технологии, теоретичните физици все още бяха много трудни. През 1945 г. Джордж Гъмов прави крайната екстраполация на разширяващата се Вселена: ако Вселената се разширява и охлажда днес, тогава тя трябва да е била по-гореща и плътна в миналото. Връщайки се назад, трябва да е имало време, когато е било толкова горещо и плътно, че неутралните атоми не са могли да се образуват, а преди това атомните ядра не са могли да се образуват. Ако това беше вярно, тогава преди някоя звезда да се е образувала, този материал, с който започва Вселената, трябва да има специфично съотношение на най-леките елементи и трябва да има остатъчен блясък, проникващ във всички посоки във Вселената само на няколко градуса над абсолютната нула днес , Тази рамка днес е известна като Големия взрив и е била най-голямата идея да излезе от 40-те години.

Тази резба показва различните области на повърхността и вътрешността на Слънцето, включително ядрото, където се случва ядрен синтез. Процесът на сливане в звезди, подобни на Слънце, както и в по-масивните му братовчеди, е това, което ни позволява да изградим тежките елементи, присъстващи във Вселената днес. Кредитно изображение: потребител на Wikimedia Commons Kelvinsong.

1950-те години - Но конкурентна идея за Големия взрив е моделът на Steady-State, представен от Фред Хойл и други през същото време. И зрелищно, и двете страни твърдяха, че всички по-тежки елементи, присъстващи на Земята днес, са формирани в по-ранен етап на Вселената. Това, което Хойл и неговите сътрудници спореха, беше, че са създадени не по време на ранно, горещо и плътно състояние, а по-скоро в предишни поколения звезди. Хойл, заедно със сътрудниците Уили Фаулър и Джефри и Маргарет Бърбидж, подробно описаха как елементите ще бъдат изградени в периодичната таблица от ядрен синтез, възникващ в звезди. Най-зрелищно те прогнозираха сливането на хелий във въглерод чрез процес, който никога не е наблюдаван: тройният алфа процес, изискващ ново състояние на въглерод. Това състояние е открито от Фаулър няколко години след като е предложено от Хойл, а днес е известно като състояние на въглерода Хойл. От това научихме, че всички тежки елементи, съществуващи на Земята днес, дължат произхода си на всички предишни поколения звезди.

Ако можехме да видим микровълнова светлина, нощното небе щеше да изглежда като зеления овал при температура 2,7 К, като „шумът“ в центъра е допринесен от по-горещи приноси от нашата галактическа равнина. Това равномерно лъчение със спектър на черно тяло е доказателство за остатъчния блясък от Големия взрив: космическият микровълнов фон. Кредитно изображение: Научен екип на НАСА / WMAP.

1960-те - След 20-годишни дебати, ключовото наблюдение, което ще реши историята на Вселената, е разкрито: откриването на прогнозираното остатъчен блясък от Големия взрив или космическият микровълнов фон. Тази равномерна, 2,725 К радиация е открита през 1965 г. от Арно Пензиас и Боб Уилсън, като никой от тях не е разбрал какво са открили в началото. Но с течение на времето се измерва пълният спектър на черното тяло и дори неговите колебания, което ни показва, че Вселената е започнала с „взрив” в края на краищата.

Най-ранните етапи на Вселената, преди Големия взрив, са това, което създава първоначалните условия, от които се е развило всичко, което виждаме днес. Това беше голямата идея на Алън Гут: космическа инфлация. Кредит за изображения: Е. Сийгъл, с изображения, получени от ESA / Planck и междуведомствената работна група DoE / NASA / NSF за изследвания на CMB.

1970-те - В самия край на 1979 г. млад учен има идея за цял живот. Алън Гут, който търси начин да реши някои от необяснимите проблеми на Големия взрив - защо Вселената е толкова пространствено плоска, защо е една и съща температура във всички посоки и защо нямаше свръхвисоки енергийни реликви - дойде върху идея, известна като космическа инфлация. Тя казва, че преди Вселената да е съществувала в горещо, плътно състояние, тя е била в състояние на експоненциално разширение, при което цялата енергия е била свързана в самата тъкан на пространството. Необходими бяха редица подобрения на първоначалните идеи на Гут, за да се създаде съвременната теория за инфлацията, но последващи наблюдения - включително за колебанията в CMB, за мащабната структура на Вселената и за начина, по който галактиките се струпват, струпват и формират - всички имат обосновани прогнози за инфлацията. Нашата Вселена започна не само с гръм, но имаше състояние, което съществуваше преди горещия Голям взрив.

Остатъкът от свръхнова 1987a, разположена в Големия Магеланов облак на около 165 000 светлинни години. Това беше най-близката наблюдавана свръхнова до Земята от повече от три века. Кредитна снимка: Noel Carboni & ESA / ESO / NASA Photoshop FITS Liberator.

1980-те години - може да не изглежда много, но през 1987 г. най-близката до Земята свръхнова се е появила след повече от 100 години. Това беше и първата свръхнова, която се появи, когато имахме детектори онлайн, способни да открият неутрино от тези събития! Докато сме виждали огромно много свръхнови в други галактики, никога досега не сме се появявали толкова близо, че да се наблюдават неутрино от него. Тези 20 или около неутрино бележат началото на неутрино астрономията и последвалите разработки след това са довели до откриването на неутрино трептения, неутрино маси и неутрино от свръхнови, възникващи на повече от милион светлинни години. Ако действащите детектори все още работят, следващата супернова в нашата галактика ще има над сто хиляди неутрино, открити от нея.

Четирите възможни съдби на Вселената, като най-добрият пример най-добре отговаря на данните: Вселена с тъмна енергия. Това първо беше разкрито с далечни наблюдения на свръхнови. Кредит за изображение: E. Siegel / Отвъд галактиката.

1990-те години - Ако смятате, че тъмната материя и да откриете как започва Вселената е голяма работа, тогава можете само да си представите какъв шок беше през 1998 г., за да откриете как Вселената ще свърши! Исторически сме си представяли три възможни съдби:

  • Че разширяването на Вселената би било недостатъчно, за да се преодолее гравитационното дърпане на всичко и Вселената ще се прибере отново в Голяма криза.
  • Че разширяването на Вселената би било твърде голямо за комбинираното гравитация на всичко и всичко във Вселената ще бяга една от друга, което ще доведе до Голямо замръзване.
  • Или че ще бъдем точно на границата между тези два случая и скоростта на разширяване ще асимптотира до нула, но никога не го достига напълно: Критична Вселена.

Вместо това обаче далечните свръхноми показваха, че разширяването на Вселената се ускорява и че с течение на времето далечните галактики увеличават скоростта си една от друга. Не само Вселената ще замръзне, но всички галактики, които вече не са обвързани една с друга, в крайна сметка ще изчезнат извън нашия космически хоризонт. Освен галактиките в нашата местна група, никоя друга галактика никога няма да срещне нашия Млечен път и съдбата ни наистина ще бъде студена, самотна. След още 100 милиарда години няма да можем да видим никакви галактики извън нашите собствени.

Колебанията в космическия микровълнов фон бяха измерени първо точно от COBE през 90-те години, след това по-точно от WMAP през 2000-те и Planck (по-горе) през 2010-те. Това изображение кодира огромно количество информация за ранната Вселена. Кредит за изображения: ESA и сътрудничество на Planck.

2000-те години - Откриването на космическия микровълнов фон не приключи през 1965 г., но нашите измервания на колебанията (или несъвършенствата) в остатъчния блясък на Големия взрив ни научиха на нещо феноменално: точно от това, от което е създадена Вселената. Данните от COBE бяха заменени от WMAP, което от своя страна беше подобрено от Planck. В допълнение, мащабните структурни данни от големи галактически проучвания (като 2dF и SDSS) и отдалечени данни за свръхнови са комбинирани, за да ни представят съвременната ни картина на Вселената:

  • 0,01% лъчение под формата на фотони,
  • 0,1% неутрино, които допринасят толкова малко за гравитационните ореоли, заобикалящи галактики и клъстери,
  • 4.9% нормална материя, която включва всичко, направено от атомни частици,
  • 27% тъмна материя или загадъчните, не взаимодействащи (с изключение на гравитационно) частици, които придават на Вселената структурата, която наблюдаваме,
  • и 68% тъмна енергия, която е присъща на самото пространство.
Системите на Kepler-186, Kepler-452 и нашата Слънчева система. Докато планетата около червена звезда-джудже като Kepler-186 е интересна по собствените си права, Kepler-452b може да е много по-подобна на Земята по редица показатели. Кредит за изображение: NASA / JPL-CalTech / R. Хърт.

2010-та - Десетилетието все още не е изчезнало, но засега вече открихме първите си потенциално обитаеми планети, сред хилядите и хилядите нови екзопланети, открити от мисията на Kepler на НАСА, наред с други. И все пак това не е дори най-голямото откритие на десетилетието, тъй като директното откриване на гравитационни вълни от LIGO не само потвърждава картината, която Айнщайн за първи път рисува, гравитация, през 1915 г. Повече от век след като теорията на Айнщайн за първи път се състезава с Нютон, за да види какви са гравитационните правила на Вселената, общата относителност преминава всеки тест, хвърлен върху нея, успявайки до най-малките тънкости, измерени или наблюдавани.

Илюстрация на сливане на две черни дупки, сравнима маса с това, което видя LIGO. Очакването е, че трябва да има много малко по пътя на електромагнитния сигнал, излъчван от такова сливане, но наличието на силно нагрята материя около тези обекти може да промени това. Кредитна картина: SXS, проектът за симулиране на eXtreme Spacetimes (SXS) (http://www.black-holes.org).

Научната история все още не е свършена, тъй като вселената все още предстои да открие. И все пак тези 11 стъпки са ни отвели от Вселената с неизвестна епоха, не по-голяма от нашата собствена галактика, съставена предимно от звезди, до разширяваща се, охлаждаща Вселена, задвижвана от тъмна материя, тъмна енергия и нашата собствена нормална материя, която е потенциално обитаема. планети и това е на 13,8 милиарда години, произхождащо от Голям взрив, който самият е създаден от космическа инфлация. Ние знаем произхода на нашата Вселена, това е съдбата, как изглежда днес и как стана така. Дано следващите 100 години да имат точно толкова научни постижения, революции и изненади за всички нас.

Starts With A Bang вече е на Forbes и е публикуван отново на Medium благодарение на нашите привърженици на Patreon. Итън е автор на две книги: „Отвъд галактиката“ и „Трекнология: Наука за звезден път от трикрилите до Warp Drive“.