ALAM SEMESTA

Send

Apa itu Semesta? Itu adalah satu pertanyaan yang sarat muatan! Tidak peduli sudut mana yang diambil seseorang untuk menjawab pertanyaan itu, seseorang dapat menghabiskan waktu bertahun-tahun untuk menjawab pertanyaan itu dan masih belum menyentuh permukaannya. Dalam hal waktu dan ruang, ia sangat besar (dan mungkin bahkan tak terbatas) dan sangat tua menurut standar manusia. Oleh karena itu, menjelaskannya secara terperinci merupakan tugas yang monumental. Tapi kami di sini di Space Magazine bertekad untuk mencoba!

Jadi apa itu Semesta? Yah, jawaban singkatnya adalah itu adalah jumlah total dari semua keberadaan. Ini adalah keseluruhan waktu, ruang, materi, dan energi yang mulai berkembang sekitar 13,8 miliar tahun yang lalu dan terus berkembang sejak saat itu. Tidak ada yang sepenuhnya yakin seberapa luas Alam Semesta sebenarnya, dan tidak ada yang sepenuhnya yakin bagaimana semuanya akan berakhir. Tetapi penelitian dan penelitian yang sedang berlangsung telah mengajarkan kita banyak hal dalam perjalanan sejarah manusia.

Definisi:

Istilah "Semesta" berasal dari kata Latin "universum", yang digunakan oleh negarawan Romawi Cicero dan kemudian penulis Romawi untuk menyebut dunia dan kosmos seperti yang mereka kenal. Ini terdiri dari Bumi dan semua makhluk hidup yang berdiam di dalamnya, serta Bulan, Matahari, planet-planet yang dikenal saat itu (Merkurius, Venus, Mars, Jupiter, Saturnus) dan bintang-bintang.

Istilah "kosmos" sering digunakan secara bergantian dengan Semesta. Ini berasal dari kata Yunani kosmos, yang secara harfiah berarti "dunia". Kata lain yang biasanya digunakan untuk mendefinisikan keseluruhan keberadaan termasuk "Alam" (berasal dari kata Jerman alami) dan kata bahasa Inggris "segalanya", yang digunakan dapat dilihat dalam terminologi ilmiah - yaitu "Teori Segalanya" (TOE).

Saat ini, istilah ini sering digunakan untuk merujuk pada semua hal yang ada di dalam Alam Semesta yang diketahui - Tata Surya, Bimasakti, dan semua galaksi dan superstruktur yang dikenal. Dalam konteks sains modern, astronomi, dan astrofisika, ini juga merujuk pada semua ruangwaktu, semua bentuk energi (yaitu radiasi dan materi elektromagnetik) dan hukum fisika yang mengikat mereka.

Asal Semesta:

Konsensus ilmiah saat ini adalah bahwa Semesta berkembang dari titik materi yang sangat tinggi dan kepadatan energi sekitar 13,8 miliar tahun yang lalu. Teori ini, yang dikenal sebagai Teori Big Bang, bukan satu-satunya model kosmologis untuk menjelaskan asal-usul Alam Semesta dan evolusinya - misalnya, ada Teori Keadaan Tunak atau Teori Keadaan Semesta Berosilasi.

Namun, ini yang paling diterima dan populer. Ini disebabkan oleh fakta bahwa teori Big Bang sendiri mampu menjelaskan asal mula semua materi yang diketahui, hukum fisika, dan struktur skala besar Alam Semesta. Ini juga menjelaskan perluasan Alam Semesta, keberadaan Latar Belakang Gelombang Mikro Kosmik, dan berbagai fenomena lainnya.

Bekerja mundur dari keadaan Semesta saat ini, para ilmuwan berteori bahwa itu pasti berasal pada satu titik kepadatan tak terbatas dan waktu terbatas yang mulai mengembang. Setelah ekspansi awal, teori menyatakan bahwa Universe cukup dingin untuk memungkinkan pembentukan partikel subatomik, dan kemudian atom sederhana. Awan raksasa dari unsur-unsur purba ini kemudian bersatu melalui gravitasi untuk membentuk bintang dan galaksi.

Ini semua dimulai sekitar 13,8 miliar tahun yang lalu, dan dengan demikian dianggap sebagai zaman Alam Semesta. Melalui pengujian prinsip-prinsip teoretis, percobaan yang melibatkan akselerator partikel dan keadaan berenergi tinggi, dan studi astronomi yang telah mengamati alam semesta yang dalam, para ilmuwan telah membangun garis waktu peristiwa yang dimulai dengan Big Bang dan telah mengarah pada keadaan evolusi kosmik saat ini .

Namun, masa-masa awal Semesta - berlangsung dari sekitar 10^-43 ke 10^-11 detik setelah Big Bang - adalah subjek spekulasi luas. Mengingat bahwa hukum fisika seperti yang kita ketahui tidak mungkin ada pada saat ini, sulit untuk memahami bagaimana Semesta dapat diatur. Terlebih lagi, eksperimen yang dapat menciptakan jenis energi yang terlibat saat masih bayi.

Namun, banyak teori yang berlaku tentang apa yang terjadi pada saat awal ini, banyak di antaranya yang kompatibel. Sesuai dengan banyak teori ini, instan yang mengikuti Big Bang dapat dipecah menjadi periode waktu berikut: Era Singularitas, Era Inflasi, dan Era Pendinginan.

Juga dikenal sebagai Zaman Planck (atau Era Planck), Zaman Singularitas adalah periode paling awal yang diketahui dari Semesta. Pada saat ini, semua materi terkondensasi pada satu titik dengan kepadatan tak terbatas dan panas ekstrem. Selama periode ini, diyakini bahwa efek quantum gravitasi mendominasi interaksi fisik dan tidak ada kekuatan fisik lain yang memiliki kekuatan yang sama dengan gravitasi.

Periode Planck ini diperpanjang dari titik 0 hingga sekitar 10^-43detik, dan dinamakan demikian karena hanya dapat diukur dalam waktu Planck. Karena panas dan kepadatan materi yang ekstrim, keadaan Semesta sangat tidak stabil. Dengan demikian ia mulai mengembang dan mendingin, yang mengarah ke manifestasi kekuatan fundamental fisika. Mulai sekitar 10^-43 kedua dan 10^-36, Semesta mulai melintasi suhu transisi.

Di sinilah kekuatan fundamental yang mengatur Semesta diyakini telah mulai berpisah satu sama lain. Langkah pertama dalam hal ini adalah gaya gravitasi yang terpisah dari gaya pengukur, yang menjelaskan gaya nuklir dan elektromagnetisme yang kuat dan lemah. Lalu, mulai 10^-36ke 10^-32detik setelah Big Bang, suhu Semesta cukup rendah (10²⁸ K) bahwa elektromagnetisme dan gaya nuklir lemah dapat berpisah juga.

Dengan penciptaan kekuatan fundamental pertama Semesta, Zaman Inflasi dimulai, berlangsung sejak 10^-32detik dalam waktu Planck ke titik yang tidak diketahui. Kebanyakan model kosmologis menunjukkan bahwa Semesta pada titik ini dipenuhi secara homogen dengan kepadatan energi yang tinggi, dan bahwa suhu dan tekanan yang sangat tinggi memunculkan ekspansi dan pendinginan yang cepat.

Ini dimulai pukul 10^-37 detik, di mana fase transisi yang menyebabkan pemisahan kekuatan juga menyebabkan periode di mana Semesta tumbuh secara eksponensial. Pada saat inilah baryogenesis terjadi, yang mengacu pada peristiwa hipotetis di mana suhu sangat tinggi sehingga gerakan acak partikel terjadi pada kecepatan relativistik.

Sebagai akibatnya, pasangan partikel-antipartikel dari semua jenis terus-menerus dibuat dan dihancurkan dalam tabrakan, yang diyakini telah menyebabkan dominasi materi dibandingkan antimateri di Alam Semesta saat ini. Setelah inflasi berhenti, Semesta terdiri dari plasma quark-gluon, serta semua partikel elementer lainnya. Dari titik ini dan seterusnya, Semesta mulai mendingin dan materi bergabung dan terbentuk.

Ketika Semesta terus menurun dalam kepadatan dan suhu, Zaman Pendinginan dimulai. Ini ditandai oleh energi partikel yang menurun dan transisi fase berlanjut sampai kekuatan fundamental fisika dan partikel elementer berubah menjadi bentuknya yang sekarang. Karena energi partikel akan turun ke nilai-nilai yang dapat diperoleh dengan eksperimen fisika partikel, periode ini dan selanjutnya menjadi subyek spekulasi yang lebih sedikit.

Sebagai contoh, para ilmuwan percaya bahwa sekitar 10^-11 detik setelah Big Bang, energi partikel turun drastis. Sekitar pukul 10^-6 detik, quark dan gluon bergabung membentuk baryon seperti proton dan neutron, dan sedikit quark atas antiquark menyebabkan sedikit baryon di atas antibaryons.

Karena suhu tidak cukup tinggi untuk membuat pasangan proton-antiproton baru (atau pasangan neutron-anitneutron), pemusnahan massal segera diikuti, hanya menyisakan satu dari 10¹⁰ dari proton dan neutron asli dan tidak ada antipartikel mereka. Proses serupa terjadi sekitar 1 detik setelah Big Bang untuk elektron dan positron.

Setelah pemusnahan ini, proton, neutron, dan elektron yang tersisa tidak lagi bergerak secara relatif dan kepadatan energi Semesta didominasi oleh foton - dan pada tingkat yang lebih rendah, neutrino. Beberapa menit memasuki ekspansi, periode yang dikenal sebagai nukleosintesis Big Bang juga dimulai.

Berkat suhu yang turun hingga 1 miliar kelvin dan kepadatan energi yang turun hingga setara dengan udara, neutron dan proton mulai bergabung membentuk deuterium pertama Semesta (isotop hidrogen yang stabil) dan atom helium. Namun, sebagian besar proton Semesta tetap tidak terkombinasi sebagai inti hidrogen.

Setelah sekitar 379.000 tahun, elektron bergabung dengan nuklei ini untuk membentuk atom (sekali lagi, sebagian besar hidrogen), sementara radiasi dipisahkan dari materi dan terus berkembang melalui ruang angkasa, sebagian besar tanpa hambatan. Radiasi ini sekarang dikenal sebagai apa yang membentuk Cosmic Microwave Background (CMB), yang saat ini adalah cahaya tertua di Semesta.

Ketika CMB berkembang, secara bertahap kehilangan kepadatan dan energi, dan saat ini diperkirakan memiliki suhu 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) dan kepadatan energi 0,25 eV / cm³ (atau 4,005 × 10^-14 J / m³; 400-500 foton / cm³). CMB dapat dilihat di segala arah pada jarak sekitar 13,8 miliar tahun cahaya, tetapi perkiraan jarak sebenarnya menempatkannya pada sekitar 46 miliar tahun cahaya dari pusat Semesta.

Evolusi Semesta:

Selama beberapa miliar tahun berikutnya, wilayah yang sedikit lebih padat dari materi Semesta (yang hampir merata) mulai tertarik secara gravitasi satu sama lain. Karena itu mereka tumbuh lebih padat, membentuk awan gas, bintang, galaksi, dan struktur astronomi lainnya yang kita amati secara teratur hari ini.

Inilah yang dikenal sebagai Zaman Struktur, karena pada masa inilah Semesta modern mulai terbentuk. Ini terdiri dari materi kasat mata yang didistribusikan dalam struktur berbagai ukuran (mis. Bintang dan planet ke galaksi, kluster galaksi, dan kluster super) tempat materi terkonsentrasi, dan yang dipisahkan oleh jurang besar yang mengandung beberapa galaksi.

Rincian proses ini tergantung pada jumlah dan jenis materi di Alam Semesta. Materi gelap dingin, materi gelap hangat, materi gelap panas, dan materi baryonic adalah empat tipe yang disarankan. Namun, model Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM), di mana partikel materi gelap bergerak lambat dibandingkan dengan kecepatan cahaya, dianggap sebagai model standar kosmologi Big Bang, karena paling cocok dengan data yang tersedia .

Dalam model ini, materi gelap dingin diperkirakan membentuk sekitar 23% dari materi / energi Semesta, sementara materi baryonik membentuk sekitar 4,6%. Lambda mengacu pada Konstan Kosmologis, sebuah teori yang awalnya diajukan oleh Albert Einstein yang berusaha menunjukkan bahwa keseimbangan energi massa di Semesta tetap statis.

Dalam hal ini, ia dikaitkan dengan energi gelap, yang berfungsi untuk mempercepat ekspansi Alam Semesta dan mempertahankan struktur berskala besar yang sebagian besar seragam. Keberadaan energi gelap didasarkan pada banyak bukti, yang kesemuanya menunjukkan bahwa Semesta terserap olehnya. Berdasarkan pengamatan, diperkirakan bahwa 73% dari Semesta terdiri dari energi ini.

Selama fase-fase awal Semesta, ketika semua materi baryonic lebih dekat ruang bersama, gravitasi mendominasi. Namun, setelah milyaran tahun ekspansi, melimpahnya energi gelap membuatnya mulai mendominasi interaksi antara galaksi. Ini memicu akselerasi, yang dikenal sebagai Zaman Akselerasi Kosmik.

Ketika periode ini dimulai dapat diperdebatkan, tetapi diperkirakan telah dimulai sekitar 8,8 miliar tahun setelah Big Bang (5 miliar tahun yang lalu). Ahli kosmologi bergantung pada mekanika kuantum dan Relativitas Umum Einstein untuk menggambarkan proses evolusi kosmik yang terjadi selama periode ini dan setiap saat setelah Era Inflasi.

Melalui proses pengamatan dan pemodelan yang ketat, para ilmuwan telah menentukan bahwa periode evolusi ini benar-benar sesuai dengan persamaan medan Einstein, meskipun sifat sebenarnya dari energi gelap tetap ilusif. Terlebih lagi, tidak ada model yang didukung dengan baik yang mampu menentukan apa yang terjadi di Semesta sebelum periode sebelum 10^-15detik setelah Big Bang.

Namun, percobaan yang sedang berlangsung menggunakan CERN's Large Hadron Collider (LHC) berusaha untuk menciptakan kembali kondisi energi yang akan ada selama Big Bang, yang juga diharapkan untuk mengungkapkan fisika yang melampaui bidang Model Standar.

Setiap terobosan di bidang ini kemungkinan akan mengarah pada teori terpadu gravitasi quantum, di mana para ilmuwan akhirnya akan dapat memahami bagaimana gravitasi berinteraksi dengan tiga kekuatan fundamental fisika lainnya - elektromagnetisme, gaya nuklir lemah dan gaya nuklir kuat. Ini, pada gilirannya, juga akan membantu kita untuk memahami apa yang sebenarnya terjadi selama zaman Semesta yang paling awal.

Struktur Alam Semesta:

Ukuran, bentuk, dan struktur berskala besar yang sebenarnya dari Alam Semesta telah menjadi subjek penelitian yang sedang berlangsung. Sedangkan cahaya tertua di Semesta yang dapat diamati adalah 13,8 miliar tahun cahaya jauhnya (CMB), ini bukan tingkat sebenarnya dari Semesta. Mengingat bahwa Semesta telah berada dalam kondisi ekspansi selama miliaran tahun, dan pada kecepatan yang melebihi kecepatan cahaya, batas sebenarnya jauh melampaui apa yang dapat kita lihat.

Model kosmologis kami saat ini menunjukkan bahwa Semesta mengukur diameter sekitar 91 miliar tahun cahaya (28 miliar parsec). Dengan kata lain, Alam Semesta yang teramati memanjang keluar dari Tata Surya kita hingga jarak sekitar 46 miliar tahun cahaya ke segala arah. Namun, mengingat bahwa tepi Semesta tidak dapat diamati, belum jelas apakah Semesta benar-benar memiliki keunggulan. Yang kami tahu, ini berlangsung selamanya!

Di dalam Alam Semesta yang dapat diamati, materi didistribusikan dengan cara yang sangat terstruktur. Di dalam galaksi, ini terdiri dari konsentrasi besar - mis. Planet, bintang, dan nebula - diselingi dengan area besar ruang kosong (mis. Ruang antarplanet dan medium antarbintang).

Banyak hal yang sama pada skala yang lebih besar, dengan galaksi dipisahkan oleh volume ruang yang diisi dengan gas dan debu. Pada skala terbesar, di mana kluster galaksi dan superclusters ada, Anda memiliki jaringan kecil struktur berskala besar yang terdiri dari filamen padat materi dan kekosongan kosmik raksasa.

Dalam hal bentuknya, ruangwaktu mungkin ada dalam salah satu dari tiga konfigurasi yang mungkin - kurva positif, kurva negatif dan datar. Kemungkinan-kemungkinan ini didasarkan pada keberadaan setidaknya empat dimensi ruang-waktu (koordinat-x, koordinat-y, koordinat-z, dan waktu), dan bergantung pada sifat ekspansi kosmik dan apakah Alam Semesta atau tidak. terbatas atau tidak terbatas.

Semesta yang melengkung positif (atau tertutup) akan menyerupai bola empat dimensi yang akan terbatas di ruang angkasa dan tanpa tepi yang dapat dilihat. Semesta yang melengkung negatif (atau terbuka) akan terlihat seperti "pelana" empat dimensi dan tidak memiliki batas dalam ruang atau waktu.

Dalam skenario sebelumnya, Semesta harus berhenti berkembang karena terlalu banyak energi. Dalam yang terakhir, itu akan mengandung terlalu sedikit energi untuk berhenti berkembang. Dalam skenario ketiga dan terakhir - Alam Semesta yang datar - jumlah energi kritis akan ada dan perluasannya hanya akan berhenti setelah waktu yang tak terbatas.

Nasib Semesta:

Menghipotesiskan bahwa Semesta memiliki titik awal secara alami menimbulkan pertanyaan tentang kemungkinan titik akhir. Jika Semesta dimulai sebagai titik kecil dengan kepadatan tak terbatas yang mulai mengembang, apakah itu berarti ia akan terus mengembang tanpa batas? Atau akankah suatu hari kehabisan kekuatan ekspansif, dan mulai mundur ke dalam sampai semua materi berderak kembali menjadi bola kecil?

Menjawab pertanyaan ini telah menjadi fokus utama para kosmolog sejak perdebatan tentang model Semesta mana yang benar dimulai. Dengan diterimanya Teori Big Bang, tetapi sebelum pengamatan energi gelap pada 1990-an, para kosmolog menyetujui dua skenario sebagai hasil yang paling mungkin bagi Semesta kita.

Dalam skenario pertama, umumnya dikenal sebagai "Big Crunch", Semesta akan mencapai ukuran maksimum dan kemudian mulai runtuh dengan sendirinya. Ini hanya akan mungkin jika kepadatan massa Semesta lebih besar dari kerapatan kritis. Dengan kata lain, selama densitas materi tetap pada atau di atas nilai tertentu (1-3 × 10^-26 kg materi per m³), Semesta pada akhirnya akan berkontraksi.

Atau, jika kepadatan di Alam Semesta sama dengan atau di bawah kerapatan kritis, ekspansi akan melambat tetapi tidak pernah berhenti. Dalam skenario ini, yang dikenal sebagai "Pembekuan Besar", Semesta akan berlangsung sampai pembentukan bintang akhirnya berhenti dengan konsumsi semua gas antarbintang di setiap galaksi. Sementara itu, semua bintang yang ada akan terbakar dan menjadi katai putih, bintang neutron, dan lubang hitam.

Secara bertahap, tabrakan antara lubang hitam ini akan menghasilkan massa yang terakumulasi menjadi lubang hitam yang lebih besar dan lebih besar. Suhu rata-rata alam semesta akan mendekati nol absolut, dan lubang hitam akan menguap setelah memancarkan radiasi Hawking terakhir mereka. Akhirnya, entropi Semesta akan meningkat ke titik di mana tidak ada bentuk energi terorganisir dapat diekstraksi darinya (sebuah skenario yang dikenal sebagai "kematian panas").

Pengamatan modern, yang meliputi keberadaan energi gelap dan pengaruhnya terhadap ekspansi kosmik, telah mengarah pada kesimpulan bahwa semakin banyak Alam Semesta yang sekarang terlihat akan melampaui cakrawala peristiwa kita (yaitu CMB, ujung dari apa yang dapat kita lihat) dan menjadi tidak terlihat oleh kita. Hasil akhirnya dari ini saat ini tidak diketahui, tetapi "kematian panas" dianggap sebagai titik akhir dalam skenario ini juga.

Penjelasan lain dari energi gelap, yang disebut teori energi hantu, menunjukkan bahwa pada akhirnya gugus galaksi, bintang, planet, atom, inti, dan materi itu sendiri akan terkoyak oleh ekspansi yang terus meningkat. Skenario ini dikenal sebagai "Big Rip", di mana perluasan Semesta itu sendiri pada akhirnya akan menjadi kehancurannya.

Sejarah Studi:

Sebenarnya, manusia telah merenungkan dan mempelajari sifat Semesta sejak zaman prasejarah. Dengan demikian, kisah paling awal tentang bagaimana Semesta muncul adalah bersifat mitologis 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 bertanggung jawab untuk menciptakan segalanya.

Astronomi juga mulai muncul sebagai bidang studi pada masa Babilonia Kuno. Sistem rasi bintang dan kalender astrologi yang disiapkan oleh para sarjana Babilonia pada awal milenium ke-2 SM akan berlanjut untuk menginformasikan tradisi kosmologis dan astrologi budaya selama ribuan tahun yang akan datang.

Oleh Klasik Antiquity, gagasan Semesta yang didikte oleh hukum fisik mulai muncul. Antara sarjana Yunani dan India, penjelasan untuk penciptaan mulai menjadi filosofis di alam, menekankan sebab dan akibat daripada hak pilihan ilahi. Contoh paling awal termasuk Thales dan Anaximander, dua sarjana Yunani pra-Sokrates yang berpendapat bahwa segala sesuatu lahir dari bentuk materi purba.

Pada abad ke-5 SM, filsuf pra-Sokrates Empedocles menjadi sarjana barat pertama yang mengusulkan Semesta yang terdiri dari empat elemen - bumi, udara, air, dan api. Filosofi ini menjadi sangat populer di kalangan barat, dan mirip dengan sistem Cina dari lima elemen - logam, kayu, air, api, dan bumi - yang muncul sekitar waktu yang sama.

Baru pada masa Democritus, filsuf Yunani abad ke-5 / ke-4 SM, diusulkan sebuah Semesta yang terdiri atas partikel-partikel (atom) yang tak terpisahkan. Filsuf India Kanada (yang hidup pada abad ke 6 atau ke-2 SM) membawa filosofi ini lebih jauh dengan mengusulkan bahwa cahaya dan panas adalah zat yang sama dalam bentuk yang berbeda. Filsuf Buddhis abad ke-5 Dignana mengambil ini lebih jauh, mengusulkan bahwa semua materi terdiri dari energi.

Gagasan waktu terbatas juga merupakan fitur kunci dari agama-agama Ibrahim - Yudaisme, Kristen dan Islam. Mungkin diilhami oleh konsep Zoroaster tentang Hari Penghakiman, kepercayaan bahwa Semesta memiliki awal dan akhir akan terus menginformasikan konsep kosmologi barat bahkan hingga hari ini.

Antara milenium ke-2 SM dan abad ke-2 M, astronomi dan astrologi terus berkembang dan berkembang. Selain memantau gerakan yang tepat dari planet-planet dan pergerakan rasi bintang melalui Zodiac, para astronom Yunani juga mengartikulasikan model geosentris Semesta, di mana Matahari, planet, dan bintang berputar mengelilingi Bumi.

Tradisi-tradisi ini paling baik dijelaskan dalam risalah matematika dan astronomi abad ke-2 MasehiAlmagest, yang ditulis oleh astronom Yunani-Mesir Claudius Ptolemaeus (alias. Ptolemy). Risalah ini dan model kosmologis yang dianutnya akan dianggap kanon oleh para sarjana Eropa dan Islam abad pertengahan selama lebih dari seribu tahun yang akan datang.

Namun, bahkan sebelum Revolusi Ilmiah (sekitar abad 16 hingga 18), ada astronom yang mengusulkan model heliosentris Semesta - di mana Bumi, planet, dan bintang berputar mengelilingi Matahari. Ini termasuk astronom Yunani Aristarchus dari Samos (sekitar 310 - 230 SM), dan astronom Hellenistik dan filsuf Seleucus dari Seleucia (190 - 150 SM).

Selama Abad Pertengahan, para filsuf dan cendekiawan India, Persia dan Arab mempertahankan dan memperluas astronomi Klasik. Selain menjaga ide-ide Ptolemaic dan non-Aristotelian hidup, mereka juga mengusulkan ide-ide revolusioner seperti rotasi Bumi. Beberapa ilmuwan - seperti astronom India Aryabhata dan astronom Persia Albumasar dan Al-Sijzi - bahkan versi lanjutan dari Semesta heliosentris.

Pada abad ke-16, Nicolaus Copernicus mengusulkan konsep paling lengkap dari Semesta heliosentris dengan menyelesaikan masalah matematika yang masih ada dengan teori tersebut. Ide-idenya pertama kali diungkapkan dalam manuskrip 40 halaman berjudul Commentariolus ("Little Commentary"), yang menggambarkan model heliosentris berdasarkan tujuh prinsip umum. Ketujuh prinsip ini menyatakan bahwa:

Benda langit tidak semuanya berputar di sekitar satu titik
Pusat Bumi adalah pusat bola bulan — orbit bulan di sekitar Bumi; semua bola berputar mengelilingi Matahari, yang berada di dekat pusat Semesta
Jarak antara Bumi dan Matahari adalah fraksi yang tidak signifikan dari jarak dari Bumi dan Matahari ke bintang-bintang, sehingga paralaks tidak diamati di bintang-bintang
Bintang-bintang tidak bergerak - pergerakan harian mereka yang jelas disebabkan oleh rotasi harian Bumi
Bumi dipindahkan dalam sebuah bola di sekeliling Matahari, menyebabkan migrasi tahunan yang tampak jelas dari Matahari
Bumi memiliki lebih dari satu gerakan
Gerak orbital bumi di sekitar Matahari menyebabkan gerakan planet-planet itu tampak terbalik.

Perlakuan yang lebih komprehensif dari ide-idenya dirilis pada 1532, ketika Copernicus menyelesaikan karya besarnya - De revolutionibus orbium coelestium (Tentang Revolusi Lingkungan Surgawi). Di dalamnya, ia mengajukan tujuh argumen utamanya, tetapi dalam bentuk yang lebih terperinci dan dengan perhitungan terperinci untuk mendukungnya. Karena ketakutan akan penganiayaan dan reaksi, jilid ini tidak dirilis sampai kematiannya pada tahun 1542.

Ide-idenya akan lebih disempurnakan oleh ahli matematika, astronom, dan penemu Galileo Galilei abad ke 16/17. Dengan menggunakan teleskop ciptaannya sendiri, Galileo akan membuat rekaman pengamatan tentang Bulan, Matahari, dan Yupiter yang menunjukkan kelemahan dalam model geosentris Semesta sementara juga memperlihatkan konsistensi internal model Copernicus.

Pengamatannya diterbitkan dalam beberapa volume berbeda sepanjang awal abad ke-17. Pengamatannya tentang permukaan kawah Bulan dan pengamatannya terhadap Jupiter dan bulan-bulan terbesarnya dirinci pada 1610 dengan Sidereus Nuncius (The Starry Messenger) sedangkan pengamatannya adalah bintik matahari dijelaskan dalam Di Tempat yang Teramati di Matahari (1610).

Galileo juga mencatat pengamatannya tentang Bimasakti di Starry Messenger, yang sebelumnya diyakini samar-samar. Alih-alih, Galileo mendapati bahwa itu adalah banyak bintang yang sangat padat sehingga tampak dari kejauhan tampak seperti awan, tetapi sebenarnya bintang-bintang itu jauh lebih jauh dari yang diperkirakan sebelumnya.

Pada 1632, Galileo akhirnya membahas "Debat Hebat" dalam risalahnyaDialogo sopra i karena massimi sistemi del mondo (Dialog Mengenai Dua Kepala Sistem Dunia), di mana ia menganjurkan model heliosentris atas geosentris. Menggunakan pengamatan teleskopiknya sendiri, fisika modern dan logika yang ketat, argumen Galileo secara efektif merusak dasar sistem Aristoteles dan Ptolemy untuk audiens yang berkembang dan reseptif.

Johannes Kepler mengembangkan model lebih lanjut dengan teorinya tentang orbit elips dari planet-planet. Dikombinasikan dengan tabel akurat yang memprediksi posisi planet-planet, model Copernican terbukti efektif. Dari pertengahan abad ketujuh belas dan seterusnya, ada beberapa astronom yang bukan Copernicans.

Kontribusi besar berikutnya datang dari Sir Isaac Newton (1642/43 - 1727), yang bekerja dengan Hukum Gerakan Planet Kepler membuatnya mengembangkan teori Gravitasi Universal. Pada 1687, ia menerbitkan risalahnya yang terkenal Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica ("Prinsip-prinsip Matematika dari Filsafat Alam"), yang merinci Tiga Hukum Geraknya. Undang-undang ini menyatakan bahwa:

Ketika dilihat dalam kerangka referensi inersia, suatu objek tetap diam atau terus bergerak pada kecepatan konstan, kecuali ditindaklanjuti oleh kekuatan eksternal.
Jumlah vektor gaya eksternal (F) pada suatu benda sama dengan massa (m) dari objek yang dikalikan dengan vektor percepatan (a) dari objek. Dalam bentuk matematika, ini dinyatakan sebagai: F =mSebuah
Ketika satu tubuh memberikan gaya pada tubuh kedua, tubuh kedua secara bersamaan memberikan gaya yang sama besarnya dan berlawanan arah pada tubuh pertama.

Bersama-sama, hukum-hukum ini menggambarkan hubungan antara objek apa pun, gaya yang bekerja padanya, dan gerakan yang dihasilkan, sehingga meletakkan dasar bagi mekanika klasik. Hukum juga memungkinkan Newton untuk menghitung massa setiap planet, menghitung perataan Bumi di kutub dan tonjolan di ekuator, dan bagaimana tarikan gravitasi Matahari dan Bulan menciptakan pasang surut bumi.

Metode analisis geometrisnya yang seperti kalkulus juga mampu menjelaskan kecepatan suara di udara (berdasarkan Hukum Boyle), presesi ekuinoks - yang ia perlihatkan adalah hasil dari daya tarik gravitasi Bulan ke Bumi - dan menentukan orbit komet. Volume ini akan memiliki efek mendalam pada sains, dengan prinsip-prinsipnya tetap kanon selama 200 tahun berikutnya.

Penemuan besar lainnya terjadi pada 1755, ketika Immanuel Kant mengusulkan bahwa Bimasakti adalah sekumpulan besar bintang yang disatukan oleh gravitasi timbal balik. Sama seperti Tata Surya, kumpulan bintang-bintang ini akan berputar dan diratakan sebagai cakram, dengan Tata Surya yang tertanam di dalamnya.

Astronom William Herschel berusaha untuk benar-benar memetakan bentuk Bima Sakti pada 1785, tetapi ia tidak menyadari bahwa sebagian besar galaksi dikaburkan oleh gas dan debu, yang menyembunyikan bentuk sebenarnya. Lompatan besar berikutnya dalam studi tentang Semesta dan hukum yang mengaturnya tidak muncul sampai abad ke-20, dengan pengembangan teori Einstein tentang Relativitas Khusus dan Umum.

Teori inovatif Einstein tentang ruang dan waktu (disimpulkan sebagai: E = mc²) sebagian merupakan hasil dari upayanya untuk menyelesaikan hukum mekanika Newton dengan hukum elektromagnetisme (sebagaimana dicirikan oleh persamaan Maxwell dan hukum gaya Lorentz). Akhirnya, Einstein akan menyelesaikan ketidakkonsistenan antara kedua bidang ini dengan mengusulkan Relativitas Khusus dalam makalah 1905-nya, "Tentang Elektrodinamika Benda Bergerak“.

Pada dasarnya, teori ini menyatakan bahwa kecepatan cahaya adalah sama di semua kerangka referensi inersia. Ini pecah dengan konsensus yang sebelumnya diadakan bahwa cahaya yang bepergian melalui media yang bergerak akan diseret oleh media itu, yang berarti bahwa kecepatan cahaya adalah jumlah dari kecepatannya. melalui media plus kecepatan dari media itu. Teori ini menyebabkan banyak masalah yang terbukti tidak dapat diatasi sebelum teori Einstein.

Relativitas Khusus tidak hanya mendamaikan persamaan Maxwell untuk listrik dan magnet dengan hukum mekanika, tetapi juga menyederhanakan perhitungan matematis dengan menghilangkan penjelasan asing yang digunakan oleh ilmuwan lain. Itu juga membuat keberadaan media yang sepenuhnya berlebihan, sesuai dengan kecepatan cahaya yang diamati secara langsung, dan menyumbang penyimpangan yang diamati.

Antara tahun 1907 dan 1911, Einstein mulai mempertimbangkan bagaimana Relativitas Khusus dapat diterapkan pada bidang gravitasi - yang kemudian dikenal sebagai Teori Relativitas Umum. Ini memuncak pada tahun 1911 dengan publikasi "Tentang Pengaruh Gravitasi pada Propagasi Cahaya“, Di mana ia meramalkan bahwa waktu itu relatif terhadap pengamat dan bergantung pada posisi mereka dalam medan gravitasi.

Dia juga mengembangkan apa yang dikenal sebagai Prinsip Kesetaraan, yang menyatakan bahwa massa gravitasi identik dengan massa inersia. Einstein juga meramalkan fenomena pelebaran waktu gravitasi - di mana dua pengamat yang berada pada jarak yang berbeda dari massa yang gravitasi merasakan perbedaan dalam jumlah waktu antara dua peristiwa. Hasil besar lain dari teorinya adalah keberadaan Lubang Hitam dan Semesta yang mengembang.

Pada tahun 1915, beberapa bulan setelah Einstein menerbitkan Teori Relativitas Umum, fisikawan dan astronom Jerman Karl Schwarzschild menemukan solusi untuk persamaan medan Einstein yang menggambarkan medan gravitasi suatu titik dan massa bulat. Solusi ini, sekarang disebut jari-jari Schwarzschild, menggambarkan titik di mana massa bola sangat terkompresi sehingga kecepatan lepas dari permukaan akan sama dengan kecepatan cahaya.

Pada tahun 1931, astrofisikawan India-Amerika, Subrahmanyan Chandrasekhar menghitung, menggunakan Relativitas Khusus, bahwa benda non-rotasi materi degenerasi elektron di atas massa pembatas tertentu akan runtuh dengan sendirinya. Pada tahun 1939, Robert Oppenheimer dan yang lainnya setuju dengan analisis Chandrasekhar, mengklaim bahwa bintang-bintang neutron di atas batas yang ditentukan akan runtuh ke dalam lubang hitam.

Konsekuensi lain dari Relativitas Umum adalah prediksi bahwa Semesta berada dalam kondisi ekspansi atau kontraksi. Pada tahun 1929, Edwin Hubble mengkonfirmasi bahwa yang pertama adalah kasusnya. 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!