우주 - 우주

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우주는 무엇입니까? 그것은 엄청나게 많은 질문입니다! 그 질문에 어떤 각도로 대답하든, 그 질문에 대답하는 데 몇 년을 소비해도 여전히 표면을 긁을 수 있습니다. 시간과 공간의 관점에서 볼 때, 그것은 인간 표준에 의해 믿어지지 않을 정도로 크며 (아마도 무한대까지) 믿을 수 없을 정도로 오래되었습니다. 따라서 자세히 설명하는 것은 엄청난 작업입니다. 그러나 우리는 여기서 Space Magazine에 노력하기로 결정했습니다!

우주는 무엇입니까? 짧은 대답은 모든 존재의 합계라는 것입니다. 약 138 억 년 전에 확장되기 시작한 이래로 계속 확장 된 것은 시간, 공간, 물질 및 에너지 전체입니다. 우주가 실제로 얼마나 광대한지 아무도 확신 할 수 없으며, 그것이 어떻게 끝날 것인지 완전히 확신하는 사람은 없습니다. 그러나 지속적인 연구와 연구는 인류 역사에서 우리에게 많은 것을 가르쳐 주었다.

정의:

“우주”라는 용어는 라틴어“유니버설”에서 유래 한 것으로 로마 정치가 시세로 (Cicero)와 그 이후 로마 저술가들이 세계와 우주를 알고 있다고 언급하기 위해 사용했습니다. 이것은 달과 태양, 당시 알려진 행성 (수은, 금성, 화성, 목성, 토성) 및 별뿐만 아니라 그 안에 사는 지구와 모든 생물체로 구성되었습니다.

"코스모스"라는 용어는 종종 우주와 상호 교환 적으로 사용됩니다. 그것은 그리스어 단어에서 파생되었습니다 코스모스문자 그대로 "세상"을 의미합니다. 존재 전체를 정의하는 데 일반적으로 사용되는 다른 단어에는 "자연"(독일어 단어에서 파생 됨)이 포함됩니다. 자연)와 영어를 사용하는 "모든 것"은 과학 용어에서 볼 수 있습니다 (예 : "모든 이론"(TOE)).

오늘날이 용어는 종종 알려진 우주 안에 존재하는 모든 것, 즉 태양계, 은하수, 그리고 모든 알려진 은하와 상부 구조를 나타내는 데 사용됩니다. 현대 과학, 천문학 및 천체 물리학의 맥락에서 그것은 또한 모든 시공간, 모든 형태의 에너지 (즉, 전자기 방사선 및 물질) 및 그것들을 구속하는 물리 법칙을 말합니다.

우주의 기원 :

현재의 과학적 합의는 우주가 약 138 억년 전에 초고 물질과 에너지 밀도의 점에서 확장되었다는 것입니다. 빅뱅 이론 (Big Bang Theory)으로 알려진이 이론은 우주의 기원과 진화를 설명하기위한 유일한 우주 론적 모델이 아닙니다. 예를 들어, 정상 상태 이론 또는 진동 우주 이론이 있습니다.

그러나 가장 널리 사용되고 인기가 있습니다. 이것은 빅뱅 이론만으로도 알려진 모든 물질의 기원, 물리 법칙 및 우주의 대규모 구조를 설명 할 수 있기 때문입니다. 또한 우주의 확장, 우주 마이크로파 배경의 존재 및 광범위한 다른 현상을 설명합니다.

과학자들은 우주의 현재 상태에서 거꾸로 작업하면서 그것이 확장되기 시작한 무한 밀도와 유한 시간의 단일 지점에서 시작되어야한다고 이론화했다. 초기 팽창 후, 이론은 우주가 아 원자 입자와 나중에 단순한 원자를 형성 할 수있을 정도로 충분히 냉각되었다고 주장합니다. 이 원시적 요소의 거대한 구름은 나중에 중력을 통해 합쳐져 별과 은하를 형성했다.

이 모든 것이 대략 138 억 년 전에 시작되었으므로 우주의 시대로 간주됩니다. 이론적 원리, 입자 가속기 및 고 에너지 상태와 관련된 실험, 깊은 우주를 관찰 한 천문학 연구를 통해 과학자들은 빅뱅 (Big Bang)으로 시작하여 현재의 우주 진화 상태로 이어진 사건의 타임 라인을 구성했습니다. .

그러나 우주의 초기시기 – 약 10 년 지속^-43 ~ 10^-11 빅뱅 후 몇 초 – 광범위한 추측의 대상입니다. 우리가 알고있는 물리 법칙이 현재로서는 존재할 수 없었기 때문에, 우주가 어떻게 지배 될 수 있었는지를 추측하기는 어렵다. 또한, 관련된 에너지를 생성 할 수있는 실험은 초기 단계에 있습니다.

그럼에도 불구하고,이 초기 순간에 일어난 일에 대해 많은 이론들이 널리 퍼져 있으며, 그 중 많은 것들이 호환 가능합니다. 이러한 많은 이론에 따르면, 빅뱅을 따르는 순간은 특이점 (Singularity Epoch), 인플레이션 시대 (Inflation Epoch) 및 냉각 시대 (Cooling Epoch)로 분류 될 수 있습니다.

Planck Epoch (또는 Planck Era)라고도하는 Singularity Epoch는 최초의 우주 알려진시기였습니다. 이때 모든 물질은 무한 밀도와 극도의 단일 지점에서 응축되었습니다. 이 기간 동안, 중력의 양자 효과는 물리적 상호 작용을 지배했으며 다른 물리적 힘은 중력에 동등한 강도를 지니지 않았다고 믿어집니다.

이 플랑크 기간은 지점 0에서 약 10으로 연장됩니다.^-43초 단위이며 Planck 시간으로 만 측정 할 수 있기 때문에 이름이 지정됩니다. 물질의 열과 밀도가 극도로 높아서 우주의 상태는 매우 불안정했습니다. 따라서 그것은 팽창하고 차가워지기 시작하여 물리의 기본 힘이 나타납니다. 약 10에서^-43 둘째와 10^-36우주는 전이 온도를 가로 지르기 시작했다.

우주를 지배하는 기본 세력이 서로 분리되기 시작한 것으로 여기에 있습니다. 이것의 첫 번째 단계는 게이지 힘으로부터 분리되는 중력의 힘으로, 이는 강한 힘과 약한 핵력과 전자기력을 설명합니다. 그런 다음 10에서^-36~ 10^-32빅뱅 후 초, 우주의 온도가 충분히 낮았습니다 (10²⁸ K) 전자기력과 약한 핵력도 분리 될 수 있었다.

우주의 첫 번째 기본 힘이 만들어 짐에 따라 10에서 계속되는 인플레이션 신기원이 시작되었습니다.^-32알 수없는 지점까지 Planck 시간 (초) 대부분의 우주 론적 모델은이 시점에서 우주는 높은 에너지 밀도로 균질하게 채워졌으며, 엄청나게 높은 온도와 압력은 급속한 팽창과 냉각을 일으켰 음을 시사한다.

이것은 10시에 시작^-37 힘의 분리를 야기한 위상 전이도 우주가 기하 급수적으로 성장하는 기간을 가져 왔습니다. 또한이 시점에서 baryogenesis가 발생했는데, 이는 온도가 너무 높아서 입자의 임의 운동이 상대 속도에서 발생하는 가상의 사건을 의미합니다.

그 결과, 모든 종류의 입자-반입자 쌍이 충돌로 연속적으로 생성되고 파괴되어 현재 우주에서 반물질보다 물질이 우세한 것으로 여겨지고있다. 인플레이션이 중단 된 후, 우주는 쿼크-글루온 플라즈마와 다른 모든 기본 입자로 구성되었습니다. 이 시점부터 우주는 식기 시작했고 물질은 합체되어 형성되었습니다.

우주의 밀도와 온도가 계속 감소함에 따라 냉각 에포크가 시작되었습니다. 이것은 물리 및 기본 입자의 기본 힘이 현재 형태로 바뀔 때까지 입자의 에너지가 감소하고 상 전이가 계속되는 것이 특징이었습니다. 입자 에너지는 입자 물리학 실험에 의해 얻을 수있는 값으로 떨어졌을 것이기 때문에,이 기간 이후에는 추측이 적습니다.

예를 들어, 과학자들은 약 10^-11 빅뱅 후 몇 초 만에 입자 에너지가 상당히 떨어졌습니다. 약 10^-6 초, 쿼크 및 글루온이 결합하여 양성자 및 중성자와 같은 바리온을 형성하고, 안티 쿼크에 비해 소량의 쿼크가 안티 바리온에 비해 소량의 바리온을 생성했습니다.

온도가 새로운 양성자-항 양성자 쌍 (또는 중성자-중성자 쌍)을 생성하기에 충분히 높지 않았기 때문에, 대량 소멸이 즉시 이어지고 10 명 중 1 명만이 남았습니다.¹⁰ 원래의 양성자와 중성자, 그리고 그들의 반입자는 없습니다. 전자와 양전자에 대한 빅뱅 이후 약 1 초에 비슷한 과정이 일어났다.

이러한 소멸 후, 나머지 양성자, 중성자 및 전자는 더 이상 상대적으로 움직이지 않았으며 우주의 에너지 밀도는 광자에 의해 지배되었으며, 중성미자는 더 적었다. 확장에 몇 분, 빅뱅 핵 합성으로 알려진 기간도 시작되었습니다.

온도가 10 억 켈빈으로 떨어지고 에너지 밀도가 공기, 중성자 및 양자에 해당하는 양으로 떨어지면서 우주 최초의 중수소 (수소의 안정한 동위 원소)와 헬륨 원자를 형성하기 시작했습니다. 그러나 우주의 양성자 대부분은 수소 핵으로 결합되지 않은 채 남아있었습니다.

약 379,000 년 후, 전자는이 핵과 결합하여 원자 (대부분은 수소)를 형성하는 반면, 방사선은 물질과 분리되어 공간을 통해 계속 확장되어 크게 방해받지 않았다. 이 방사선은 현재 우주에서 가장 오래된 빛인 우주 마이크로파 배경 (CMB)을 구성하는 것으로 알려져 있습니다.

CMB가 확장됨에 따라 밀도와 에너지가 점차 감소하고 현재 온도는 2.7260 ± 0.0013 K (-270.424 ° C / -454.763 ° F)이고 에너지 밀도는 0.25 eV / cm 인 것으로 추정됩니다³ (또는 4.005 × 10^-14 J / m³; 400–500 광자 / cm³). CMB는 약 138 억 광년의 거리에서 모든 방향으로 볼 수 있지만 실제 거리의 추정치는 우주 중심으로부터 약 460 억 광년에 위치합니다.

우주의 진화 :

그 후 수십억 년 동안 우주 물질의 약간 더 밀도가 높은 지역 (거의 균일하게 분포 된)이 서로 중력에 끌리기 시작했습니다. 따라서 그들은 우리가 오늘날 정기적으로 관찰하는 가스 구름, 별, 은하 및 다른 천문학적 구조를 형성하면서 더욱 밀도가 높아졌습니다.

이것은 현대 우주가 형성되기 시작한 이래로, 구조 신기원으로 알려진 것입니다. 이것은 물질이 집중되어 있고 은하수가 거의없는 거대한만으로 구분되는 다양한 크기의 구조 (예 : 별과 행성, 은하, 은하단, 수퍼 클러스터)에 분포 된 가시적 인 물질로 구성되어 있습니다.

이 과정의 세부 사항은 우주의 물질의 양과 유형에 따라 다릅니다. 차가운 암흑 물질, 따뜻한 암흑 물질, 뜨거운 암흑 물질 및 중풍 물질이 네 가지 제안 유형입니다. 그러나 암흑 물질 입자가 빛의 속도에 비해 느리게 이동 한 Lambda-Cold Dark Matter 모델 (Lambda-CDM)은 사용 가능한 데이터에 가장 적합하기 때문에 빅뱅 우주론의 표준 모델로 간주됩니다. .

이 모델에서 차가운 암흑 물질은 우주 물질 / 에너지의 약 23 %를 구성하는 것으로 추정되는 반면, 바리 닉 물질은 약 4.6 %를 구성합니다. Lambda는 우주의 질량-에너지 균형이 정체되어 있음을 보여 주려고 시도한 Albert Einstein에 의해 원래 제안 된 이론 인 우주론 상수 (Cosmological Constant)를 말한다.

이 경우 우주의 팽창을 가속화하고 대규모 구조를 크게 균일하게 유지하는 데 사용되는 암흑 에너지와 관련이 있습니다. 암흑 에너지의 존재는 여러 줄의 증거에 기반을두고 있으며,이 모든 증거는 우주가 그것에 의해 침투하고 있음을 나타냅니다. 관측에 따르면 우주의 73 %가이 에너지로 구성되어있는 것으로 추정됩니다.

우주의 초기 단계에서 모든 중음 질 물질이 더 밀접한 공간을 차지할 때 중력이 우세했습니다. 그러나 수십억 년의 확장 이후, 증가하는 암흑 에너지의 증가로 인해 은하 간의 상호 작용을 지배하기 시작했습니다. 이로 인해 가속이 시작되었고이를 우주 가속 에포크라고합니다.

이시기가 시작된시기는 논쟁의 대상이되었지만 빅뱅 (50 억년 전) 이후 약 87 억 년이 시작된 것으로 추정됩니다. 우주 론자들은 양자 역학과 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 의존하여이시기 동안 그리고 인플레이션 시대 이후에 일어난 우주의 진화 과정을 설명합니다.

과학자들은 엄격한 관측 및 모델링 과정을 통해이 진화 시대가 아인슈타인의 전장 방정식과 일치한다고 판단했지만, 암흑 에너지의 본질은 여전히 환상적입니다. 더욱이 10 이전의 시대 이전에 우주에서 일어난 일을 결정할 수있는 잘 지원되는 모델은 없습니다.^-15빅뱅 후 몇 초.

그러나 CERN의 LHC (Large Hadron Collider)를 사용한 지속적인 실험은 빅뱅 (Big Bang) 동안 존재했던 에너지 조건을 재현하기 위해 노력하고 있으며, 이는 또한 표준 모델의 영역을 넘어서는 물리를 드러 낼 것으로 예상됩니다.

이 분야의 모든 돌파구는 양자 중력에 대한 통일 된 이론으로 이어질 것입니다. 과학자들은 마침내 중력이 물리학의 다른 세 가지 기본 힘, 즉 전자기력, 약한 핵력 및 강한 핵력과 상호 작용하는 방식을 이해할 수 있습니다. 이것은 또한 우주의 초기 시대에 실제로 일어난 일을 이해하는 데 도움이 될 것입니다.

우주의 구조 :

우주의 실제 크기, 모양 및 대규모 구조는 지속적인 연구의 주제였습니다. 우주에서 관찰 할 수있는 가장 오래된 빛은 138 억 광년 (CMB)이지만, 이것은 실제 우주의 범위가 아닙니다. 우주가 수십억 년 동안 확장 된 상태에 있고 빛의 속도를 초과하는 속도로 인해 실제 경계는 우리가 볼 수있는 것 이상으로 확장됩니다.

우리의 현재 우주 론적 모델은 우주의 지름이 약 910 억 광년 (약 280 억 파섹) 인 것으로 나타났습니다. 다시 말해, 관측 가능한 우주는 우리 태양계에서 모든 방향으로 약 460 억 광년의 거리까지 연장됩니다. 그러나 우주의 가장자리를 관찰 할 수 없기 때문에 우주가 실제로 가장자리를 가지고 있는지는 아직 명확하지 않습니다. 우리가 아는 한, 그것은 영원히 계속됩니다!

관측 가능한 우주 내에서 물질은 고도로 구조화 된 방식으로 분배됩니다. 은하 내에서 이것은 넓은 공간의 빈 공간 (즉, 행성 간 공간과 성간 매체)에 산재 된 큰 농도, 즉 행성, 별 및 성운으로 구성됩니다.

가스와 먼지로 채워진 공간의 공간으로 은하계가 분리되면서 더 큰 규모에서도 사물이 거의 동일합니다. 은하단과 수퍼 클러스터가 존재하는 가장 큰 규모로, 밀도가 높은 물질의 필라멘트와 거대한 우주 공극으로 구성된 대규모 구조의 묶음 네트워크가 있습니다.

모양의 관점에서 시공간은 포지티브 커브, 네거티브 커브, 플랫의 세 가지 구성 중 하나로 존재할 수 있습니다. 이러한 가능성은 최소 4 차원의 시공간 (x 좌표, y 좌표, z 좌표 및 시간)의 존재에 기초하며, 우주 팽창의 본질과 우주의 유무에 의존한다 유한하거나 무한하다.

양곡 곡선 (또는 닫힌) 우주는 공간에서 유한하고 가장자리가 뚜렷하지 않은 4 차원 구와 유사합니다. 음의 곡선 (또는 열린) 유니버스는 4 차원 "중철"처럼 보이고 공간 또는 시간에 경계가 없습니다.

전자의 시나리오에서, 과도한 에너지로 인해 우주는 팽창을 멈추어야했다. 후자의 경우, 팽창을 멈추기에는 에너지가 너무 적을 것입니다. 세 번째이자 마지막 시나리오 인 평평한 우주에서는 중요한 양의 에너지가 존재하고 그 팽창은 무한한 시간 후에 중단됩니다.

우주의 운명 :

우주가 시작점을 가졌다 고 가정하면 가능한 종말점에 대한 의문이 생깁니다. 우주가 팽창하기 시작한 아주 작은 무한 밀도 지점으로 시작했다면 그것이 무한정 계속 팽창한다는 의미입니까? 아니면 언젠가는 광대 한 힘이 없어지고 모든 물질이 작은 공에 들어올 때까지 안쪽으로 퇴각하기 시작합니까?

이 질문에 대답하는 것은 우주의 어떤 모델이 올바른 것인지에 대한 논쟁이 시작된 이래 우주 론자들의 주요 초점이되어왔다. 빅뱅 이론을 받아들 였으나 1990 년대 암흑 에너지가 관측되기 전에 우주 론자들은 두 가지 시나리오에 대해 우리 우주에서 가장 가능성있는 결과로 동의하게되었습니다.

일반적으로 "큰 위기"시나리오라고 알려진 첫 번째 우주는 최대 크기에 도달 한 다음 자체 축소되기 시작합니다. 이것은 우주의 질량 밀도가 임계 밀도보다 큰 경우에만 가능합니다. 즉, 물질의 밀도가 특정 값 이상으로 유지되는 한 (1-3 × 10)^-26 m³ 당 물질 kg)가되면 우주는 결국 수축합니다.

또는 우주의 밀도가 임계 밀도와 같거나 그보다 낮 으면 팽창 속도가 느려지지만 멈추지 않습니다. “큰 동결”로 알려진이 시나리오에서, 우주는 각 은하계에서 모든 성간 가스 소비로 별 형성이 끝날 때까지 계속 될 것입니다. 한편, 기존의 모든 별들은 타서 하얀 왜성, 중성자 별, 블랙홀이 될 것이다.

매우 점진적으로이 블랙홀 사이의 충돌로 인해 더 크고 큰 블랙홀에 질량이 축적 될 수 있습니다. 우주의 평균 온도는 절대 영점에 도달하고 블랙홀은 마지막 호킹 복사를 방출 한 후 증발합니다. 마지막으로, 우주의 엔트로피는 조직화 된 형태의 에너지를 추출 할 수없는 지점까지 증가합니다 (“열사”라고 알려진 시나리오).

암흑 에너지의 존재와 우주 팽창에 대한 영향을 포함하는 현대의 관측으로 인해 현재 보이는 우주가 점점 더 많은 사건이 우리의 사건 지평을 넘어 설 것이라는 결론을 내 렸습니다 (즉, CMB, 우리가 볼 수있는 것의 가장자리) 우리에게 보이지 않습니다. 이 결과는 현재 알려져 있지 않지만이 시나리오에서는 "열사 (heat death)"도 종말점으로 간주됩니다.

팬텀 에너지 이론 (phantom energy theory)이라고 불리는 암흑 에너지에 대한 다른 설명은 궁극적으로 은하단, 별, 행성, 원자, 핵 및 물질 자체가 계속 증가하는 팽창에 의해 찢어 질 것이라고 제안합니다. 이 시나리오는 "빅 립 (Big Rip)"으로 알려져 있으며, 여기서 우주 자체의 확장은 결국 실행 취소가 될 것입니다.

연구의 역사 :

엄밀히 말하면, 인류는 선사 시대부터 우주의 본질을 고려하고 연구 해 왔습니다. 따라서 우주가 어떻게 생겨 났는지에 대한 가장 초기의 설명은 사실상 신화적인 것이며 한 세대에서 다음 세대로 구두로 전달되었습니다. 이 이야기들에서, 세상, 공간, 시간, 그리고 모든 삶은 하나님 또는 신들이 모든 것을 창조 할 책임이있는 창조 사건으로 시작되었습니다.

천문학은 고대 바빌로니아 시대에 연구 분야로 등장하기 시작했습니다. 기원전 2 천년 초부터 바빌로니아 학자들이 준비한 별자리 및 점성술 달력은 앞으로 수천 년 동안 문화의 우주 및 점성술 전통을 알리기 위해 계속 될 것입니다.

Classical Antiquity에 의해 물리 법칙에 의해 지시 된 우주의 개념이 등장하기 시작했다. 그리스와 인도의 학자들 사이에서, 창조에 대한 설명은 본질적으로 철학적 인 것이되어, 신의 선택 의지보다는 원인과 결과를 강조했다. 가장 초기의 사례로는 탈레스 (Thales)와 아낙 시맨 더 (Anaximander)가 있는데, 그 이유는 모든 것이 초기 형태의 물질에서 태어 났다고 주장한 그리스 전 그리스 학자 두 명이있다.

기원전 5 세기까지, 소크라테스 이전 철학자 인 엠페도클레스는 지구, 공기, 물, 불의 네 가지 요소로 구성된 우주를 제안한 최초의 서양 학자가되었습니다. 이 철학은 서구에서 큰 인기를 얻었으며 같은시기에 등장한 금속, 목재, 물, 불, 흙의 다섯 가지 요소로 이루어진 중국 체계와 비슷했습니다.

기원전 5 세기 / 4 세기 그리스 철학자 인 데모크리토스 (Democritus)까지는 불가분의 입자 (원자)로 구성된 우주가 제안되었다. 기원전 6 세기 또는 2 세기에 살았던 인도의 철학자 카나다 (Kanada)는 빛과 열이 다른 형태의 동일한 물질이라고 제안함으로써이 철학을 더욱 발전시켰다. 기원전 5 세기 불교 철학자 디그 나나 (Dignana)는이를 더욱 발전시켜 모든 문제가 에너지로 구성되었다고 제안했다.

유한 한 시간이라는 개념은 또한 유대교, 기독교 및 이슬람과 같은 아브라함 종교의 주요 특징이었다. 아마도 심판의 날의 조로아스터 교 개념에서 영감을 얻은 것으로, 우주가 시작과 끝을 가졌다는 신념은 오늘날까지 서구의 우주론 개념을 알리기 위해 계속 될 것이다.

기원전 2 세기와 기원 2 세기 사이에 천문학과 점성술은 계속 발전하고 진화했습니다. 그리스 천문학 자들은 행성의 적절한 움직임과 별자리의 조디악을 통한 움직임을 모니터링하는 것 외에도 태양, 행성 및 별이 지구를 중심으로 회전하는 우주의 지구 중심 모델을 분명히했습니다.

이러한 전통은 2 세기 CE 수학적 천문 논문에서 가장 잘 설명되어 있습니다.알마 게스트이것은 그리스-이집트 천문학 자 클라우디우스 프톨레마이오스 (일명 프톨레마이오스)에 의해 쓰여졌다. 이 논문과 그에 대한 우주 론적 모델은 중세 유럽과 이슬람 학자들에 의해 천 년 이상 동안 정경으로 여겨 질 것이다.

그러나 과학 혁명 (약 16 세기에서 18 세기) 이전에도 지구, 행성, 별이 태양을 중심으로 회전하는 우주의 헬로 중심 모델을 제안한 천문학 자들이있었습니다. 여기에는 Samos의 그리스 천문학 자 Aristarchus (약 310 – 230 BCE)와 헬레니즘 천문학 자이자 철학자 인 Seleucia의 Seleucus (기원 190 – 150 BCE)가 포함됩니다.

중세 동안, 인도, 페르시아 및 아랍 철학자와 학자들은 고전 천문학을 유지하고 확장했습니다. 프톨레마이오스의 아이디어와 비 아리스토텔레스의 아이디어를 유지하는 것 외에도 지구의 회전과 같은 혁신적인 아이디어를 제안했습니다. 인도의 천문학 자 Aryabhata와 페르시아의 천문학 자 Albumasar와 Al-Sijzi와 같은 일부 학자들조차도 헬리오 센 트릭 우주의 진보 된 버전들입니다.

16 세기까지 니콜라우스 코페르니쿠스 (Nicolaus Copernicus)는 이론에 남아있는 수학적 문제를 해결함으로써 헬리오 중심 우주의 가장 완벽한 개념을 제안했습니다. 그의 아이디어는 제목이 40 페이지 인 원고에 처음으로 표현되었습니다. 논평 (“작은 논평”), 7 가지 일반적인 원칙에 기초한 헬리오 센 트릭 모델을 설명했습니다. 이 7 가지 원칙은

천체가 모두 단일 지점을 중심으로 회전하는 것은 아닙니다
지구의 중심은 달의 중심, 즉 지구 주위의 달의 궤도입니다. 모든 구체는 우주의 중심 근처에있는 태양을 중심으로 회전합니다
지구와 태양 사이의 거리는 지구와 태양에서 별까지의 거리의 미미한 부분이므로 별에서 시차가 관찰되지 않습니다
별들은 움직일 수 없다 – 그들의 명백한 매일의 움직임은 지구의 매일의 회전에 의해 야기된다
지구가 태양 주위를 둥글게 움직여 매년 태양이 이동합니다.
지구에는 하나 이상의 운동이 있습니다
태양 주위의 지구 궤도 운동은 행성의 움직임 방향과 반대 방향으로 보입니다.

코페르니쿠스가 매그넘 작품을 완성했을 때 그의 아이디어에 대한보다 포괄적 인 처리는 1532 년에 발표되었습니다. 데 혁명 부스 (하늘 구체의 혁명에). 이 책에서 그는 7 가지 주요 논증을 발전 시켰지만보다 자세한 형태와이를 뒷받침하는 자세한 계산 방식으로 진행했습니다. 박해와 반발에 대한 두려움 때문에이 책은 1542 년에 사망 할 때까지 풀리지 않았다.

그의 아이디어는 16 세기 / 17 세기 수학자, 천문학 자 및 발명가 갈릴레오 갈릴레이 (Galileo Galilei)에 의해 더욱 개선 될 것입니다. 갈릴레오는 자신이 만든 망원경을 사용하여 달, 태양 및 목성에 대한 기록을 관찰하여 우주의 지리적 중심 모델의 결함을 보여 주면서 코 페르 니칸 모델의 내부 일관성을 보여주었습니다.

그의 관찰은 17 세기 초에 여러 권으로 출판되었다. 그의 성운 표면에 대한 관찰과 목성과 가장 큰 달에 대한 관찰은 1610 년에 사이 드레 우스 넌티 우스 (별이 빛나는 메신저) 그의 관측이 흑점 이었으나 햇볕에 관찰되는 곳 (1610).

갈릴레오는 또한 은하수에 대한 그의 관찰을 별이 빛나는 메신저이전에는 성가신 것으로 여겨졌습니다. 대신 갈릴레오 (Galileo)는 구름처럼 보이기 위해 멀리서 보였지만 실제로는 이전에 생각했던 것보다 훨씬 더 멀리 떨어져있는 별들이 너무 조밀하게 포장 된 수많은 별이라는 것을 발견했습니다.

1632 년에 갈릴레오는 마침내 그의 논문에서“위대한 토론”을 다루었 다Dialogo sopra I due massimi sistemi del mondo (2 대 세계 시스템에 관한 대화)그는 지오 센 트릭에 대한 헬리오 센 트릭 모델을 옹호했다. 갈릴레오의 주장은 자신의 망원경 관측, 현대 물리학 및 엄격한 논리를 사용하여 점점 더 수용적이고 수용적인 청중을위한 아리스토텔레스와 프톨레마이오스 시스템의 기초를 효과적으로 손상 시켰습니다.

요하네스 케플러 (Johannes Kepler)는 행성의 타원형 궤도에 대한 이론으로이 모델을 더욱 발전시켰다. Copernican 모델은 행성의 위치를 예측하는 정확한 테이블과 함께 효과적으로 입증되었습니다. 17 세기 중반부터 코 페르 니칸이 아닌 천문학자는 거의 없었다.

다음 큰 기여는 케플러의 행성 운동의 법칙과 함께 일하는 아이작 뉴턴 경 (1642/43 – 1727)의 도움으로 유니버설 중력 이론을 개발하게되었습니다. 1687 년, 그는 유명한 논문을 발표했습니다. 철학 Naturales Principia Mathematica (“자연 철학의 수학 원리”), 그의 세 가지 운동 법칙을 자세히 설명했습니다. 이 법은

관성 기준 프레임에서 볼 때, 물체는 외력에 의해 영향을받지 않는 한 정지 상태로 유지되거나 일정한 속도로 계속 움직입니다.
물체에 대한 외력 (F)의 벡터 합은 질량 (미디엄) 객체의 가속도 벡터 (a)를 곱한 객체의 수학적 형태로, 이것은 다음과 같이 표현됩니다 : F =미디엄ㅏ
하나의 몸체가 제 2 몸체에 힘을 가할 때, 제 2 몸체는 동시에 제 1 몸체에 크기 및 방향이 반대 인 힘을가한다.

이 법들은 함께 어떤 물체, 그에 작용하는 힘, 그리고 결과적인 운동 사이의 관계를 설명함으로써 고전 역학의 토대를 마련했습니다. 법은 또한 뉴턴이 각 행성의 질량을 계산하고, 극에서 지구의 평탄화와 적도에서의 팽창을 계산하며, 태양과 달의 중력이 지구의 조수를 만드는 방법을 허용했습니다.

그의 미적분학적인 기하학적 분석 방법은 공기 중 음속 (Boyle의 법칙에 근거), 춘분의 세차를 설명 할 수 있었으며, 이는 달의 지구에 대한 중력 인력의 결과 인 것으로 나타났습니다. 혜성의 궤도. 이 책은 과학에 지대한 영향을 미치며, 그 원리는 다음 200 년 동안 정식으로 남아 있습니다.

또 다른 주요 발견은 1755 년에 임마누엘 칸트 (Immanuel Kant)가 은하수가 상호 중력에 의해 함께 모여있는 큰 별 모음이라고 제안했을 때 발생했습니다. 태양계와 마찬가지로이 별 모음도 태양계가 내장 된 디스크처럼 회전하고 평평해질 것입니다.

천문학 자 윌리엄 허셜 (William Herschel)은 1785 년에 은하수의 모양을 실제로 매핑하려고 시도했지만, 은하의 대부분이 가스와 먼지에 의해 가려져서 실제 모양이 숨겨져 있다는 것을 알지 못했습니다. 아인슈타인의 특별 상대성 이론과 일반 상대성 이론이 발전하면서 우주 연구와 우주를 지배하는 법에 대한 다음의 큰 도약은 20 세기까지 오지 않았다.

공간과 시간에 관한 아인슈타인의 획기적인 이론 E = mc²)는 부분적으로 (맥스웰 방정식과 로렌츠 힘 법칙으로 특징 지어진) 전자 기법으로 뉴턴의 역학 법칙을 해결하려는 시도의 결과였습니다. 결국 아인슈타인은 그의 1905 년 논문에서 특별 상대성 이론을 제안함으로써이 두 분야의 불일치를 해결했다.움직이는 물체의 전기 역학“.

기본적으로이 이론은 빛의 속도가 모든 관성 기준 프레임에서 동일하다고 언급했습니다. 이동 매체를 통해 이동하는 빛이 그 매체에 의해 끌려 갈 것이라는 기존의 합의로 인해 빛의 속도가 속도의 합이라는 것을 의미했습니다. ...을 통하여 중간 속도와 속도 의 그 매체. 이 이론은 아인슈타인 이론 이전에는 극복 할 수없는 여러 가지 문제를 야기했습니다.

특수 상대성 이론은 맥스웰의 전기 및 자기 방정식을 역학의 법칙과 조화 시켰을뿐만 아니라 다른 과학자들이 사용하는 외부 설명을 제거함으로써 수학적 계산을 단순화했습니다. 또한 직접 관찰되는 빛의 속도에 따라 완전히 불필요한 매체의 존재를 확인하고 관찰 된 수차를 설명했습니다.

1907 년과 1911 년 사이에 아인슈타인은 특수 상대성 이론이 중력장에 어떻게 적용될 수 있는지, 즉 일반 상대성 이론으로 알려진 것을 고려하기 시작했습니다. 이것은 1911 년에“빛의 전파에 중력이 미치는 영향그는 시간이 관찰자에 상대적이며 중력장 내에서의 위치에 의존한다고 예측했다.

또한 중력 질량이 관성 질량과 동일하다는 등가 원리 (Equivalence Principle)라고 알려진 것을 발전 시켰습니다. 아인슈타인은 또한 중력 시간 팽창 현상을 예측했습니다. 여기서 중력 덩어리로부터 다양한 거리에 위치한 두 관측자가 두 사건 사이의 시간 차이를 인식합니다. 그의 이론의 또 다른 주요 성장은 블랙홀의 존재와 확장 우주입니다.

1915 년 아인슈타인이 일반 상대성 이론을 발표 한 지 몇 달 뒤, 독일 물리학 자이자 천문학자인 칼 슈바르츠 실트 (Karl Schwarzschild)는 점과 구면 질량의 중력장을 설명하는 아인슈타인 장 방정식에 대한 해법을 찾았습니다. 현재 슈바르츠 실트 반경이라고하는이 솔루션은 구의 질량이 너무 압축되어 표면으로부터의 탈출 속도가 빛의 속도와 같아지는 지점을 설명합니다.

1931 년 인도계 미국인 천체 물리학 자 Subrahmanyan Chandrasekhar는 특수 상대성 이론을 사용하여 특정 제한 질량 이상의 회전하지 않는 전자 축퇴 물질이 스스로 붕괴 될 것이라고 계산했다. 1939 년 Robert Oppenheimer와 다른 사람들은 Chandrasekhar의 분석에 동의했으며, 규정 된 한계를 초과하는 중성자 별은 블랙홀로 붕괴 될 것이라고 주장했다.

일반 상대성 이론의 또 다른 결과는 우주가 팽창 또는 수축 상태에 있다는 예측이었습니다. 1929 년에 Edwin Hubble은 전자가 사실임을 확인했습니다. 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!