VŨ TRỤ

Send

Vũ trụ là gì? Đó là một câu hỏi rất lớn! Bất kể góc độ nào người ta đã trả lời câu hỏi đó, người ta có thể mất nhiều năm để trả lời câu hỏi đó và vẫn không trầy xước bề mặt. Về thời gian và không gian, nó lớn đến mức không thể tin được (và thậm chí có thể là vô hạn) và vô cùng cũ kỹ theo tiêu chuẩn của con người. Mô tả nó một cách chi tiết do đó là một nhiệm vụ hoành tráng. Nhưng chúng tôi ở đây tại Tạp chí Vũ trụ quyết tâm thử!

Vậy vũ trụ là gì? Vâng, câu trả lời ngắn gọn là nó là tổng của tất cả sự tồn tại. Đó là toàn bộ thời gian, không gian, vật chất và năng lượng đã bắt đầu mở rộng khoảng 13,8 tỷ năm trước và tiếp tục mở rộng kể từ đó. Không ai hoàn toàn chắc chắn Vũ trụ thực sự rộng đến mức nào, và không ai hoàn toàn chắc chắn tất cả sẽ kết thúc như thế nào. Nhưng nghiên cứu và nghiên cứu liên tục đã dạy chúng ta rất nhiều trong quá trình lịch sử của loài người.

Định nghĩa:

Thuật ngữ Hồi giáo Vũ trụ và có nguồn gốc từ tiếng Latinh, vũ trụ, được sử dụng bởi chính khách La Mã Cicero và các tác giả La Mã sau này để chỉ thế giới và vũ trụ như họ đã biết. Điều này bao gồm Trái đất và tất cả các sinh vật sống ở đó, cũng như Mặt trăng, Mặt trời, các hành tinh được biết đến sau đó (Sao Thủy, Sao Kim, Sao Hỏa, Sao Mộc, Sao Thổ) và các ngôi sao.

Thuật ngữ này, vũ trụ, thường được sử dụng thay thế cho vũ trụ. Nó có nguồn gốc từ tiếng Hy Lạp kosmos, có nghĩa đen là thế giới, thế giới. Các từ khác thường được sử dụng để xác định toàn bộ sự tồn tại bao gồm Bản chất Thiên nhiên (bắt nguồn từ tiếng Đức tự nhiên) và từ tiếng Anh, tất cả mọi thứ, một người sử dụng tiếng Anh có thể được nhìn thấy trong thuật ngữ khoa học - tức là Lý thuyết về tất cả mọi thứ (TOE).

Ngày nay, thuật ngữ này thường được sử dụng để chỉ tất cả những thứ tồn tại trong Vũ trụ đã biết - Hệ Mặt trời, Dải Ngân hà và tất cả các thiên hà và kiến trúc thượng tầng đã biết. Trong bối cảnh khoa học hiện đại, thiên văn học và vật lý thiên văn, nó cũng đề cập đến tất cả không thời gian, tất cả các dạng năng lượng (tức là bức xạ điện từ và vật chất) và các định luật vật lý liên kết chúng.

Nguồn gốc của vũ trụ:

Sự đồng thuận khoa học hiện nay là Vũ trụ mở rộng từ một điểm có mật độ năng lượng và năng lượng siêu cao khoảng 13,8 tỷ năm trước. Lý thuyết này, được gọi là Lý thuyết Vụ nổ lớn, không phải là mô hình vũ trụ duy nhất để giải thích nguồn gốc của Vũ trụ và sự tiến hóa của nó - ví dụ, có Lý thuyết Nhà nước ổn định hoặc Lý thuyết Vũ trụ Dao động.

Tuy nhiên, nó được chấp nhận rộng rãi và phổ biến nhất. Điều này là do thực tế là một mình lý thuyết Big Bang có thể giải thích nguồn gốc của tất cả các vật chất đã biết, các định luật vật lý và cấu trúc quy mô lớn của Vũ trụ. Nó cũng chiếm sự mở rộng của Vũ trụ, sự tồn tại của Nền vi sóng vũ trụ và một loạt các hiện tượng khác.

Hoạt động ngược từ trạng thái hiện tại của Vũ trụ, các nhà khoa học đã đưa ra giả thuyết rằng nó phải bắt nguồn từ một điểm duy nhất có mật độ vô hạn và thời gian hữu hạn bắt đầu mở rộng. Sau khi mở rộng ban đầu, lý thuyết duy trì rằng Vũ trụ được làm mát đủ để cho phép hình thành các hạt hạ nguyên tử và các nguyên tử đơn giản sau này. Những đám mây khổng lồ của các nguyên tố nguyên thủy này sau đó kết lại thông qua trọng lực để tạo thành các ngôi sao và thiên hà.

Tất cả điều này bắt đầu khoảng 13,8 tỷ năm trước, và do đó được coi là thời đại của Vũ trụ. Thông qua việc kiểm tra các nguyên lý lý thuyết, các thí nghiệm liên quan đến máy gia tốc hạt và trạng thái năng lượng cao và nghiên cứu thiên văn quan sát vũ trụ sâu, các nhà khoa học đã xây dựng một dòng thời gian của các sự kiện bắt đầu từ Vụ nổ lớn và dẫn đến tình trạng tiến hóa vũ trụ hiện nay. .

Tuy nhiên, thời gian sớm nhất của Vũ trụ - kéo dài từ khoảng 10^-43 đến 10^-11 vài giây sau Vụ nổ lớn - là chủ đề của sự đầu cơ rộng rãi. Cho rằng các định luật vật lý như chúng ta biết chúng không thể tồn tại vào thời điểm này, thật khó để hiểu được vũ trụ có thể được cai trị như thế nào. Hơn nữa, những thí nghiệm có thể tạo ra các loại năng lượng liên quan đang ở giai đoạn trứng nước.

Tuy nhiên, nhiều lý thuyết chiếm ưu thế về những gì diễn ra trong thời điểm ban đầu này, nhiều trong số đó là tương thích. Theo nhiều lý thuyết trong số này, tức thì sau Vụ nổ lớn có thể được chia thành các khoảng thời gian sau: Kỷ nguyên đơn lẻ, Kỷ nguyên lạm phát và Kỷ nguyên làm mát.

Còn được gọi là Kỷ nguyên Planck (hay Kỷ nguyên Planck), Kỷ nguyên đơn lẻ là thời kỳ được biết đến sớm nhất của Vũ trụ. Tại thời điểm này, tất cả các vật chất được ngưng tụ trên một điểm có mật độ vô hạn và nhiệt độ cực cao. Trong thời kỳ này, người ta tin rằng các hiệu ứng lượng tử của trọng lực chi phối các tương tác vật lý và không có lực vật lý nào khác có sức mạnh tương đương với trọng lực.

Khoảng thời gian Planck này kéo dài từ điểm 0 đến khoảng 10^-43giây và được đặt tên như vậy bởi vì nó chỉ có thể được đo bằng thời gian Planck. Do nhiệt độ cực cao và mật độ vật chất, trạng thái của Vũ trụ rất không ổn định. Do đó, nó bắt đầu mở rộng và làm mát, dẫn đến sự biểu hiện của các lực cơ bản của vật lý. Từ khoảng 10^-43 thứ hai và 10^-36, Vũ trụ bắt đầu vượt qua nhiệt độ chuyển tiếp.

Chính tại đây, các lực lượng cơ bản chi phối Vũ trụ được cho là đã bắt đầu tách ra khỏi nhau. Bước đầu tiên trong việc này là lực hấp dẫn tách khỏi lực đo, chiếm lực hạt nhân mạnh và yếu và điện từ. Sau đó, từ 10^-36đến 10^-32Vài giây sau Vụ nổ lớn, nhiệt độ của Vũ trụ đủ thấp (10²⁸ K) lực điện từ và lực hạt nhân yếu cũng có thể tách ra.

Với việc tạo ra các lực lượng cơ bản đầu tiên của Vũ trụ, Kỷ nguyên lạm phát bắt đầu, kéo dài từ 10^-32giây trong thời gian Planck đến một điểm chưa biết. Hầu hết các mô hình vũ trụ cho rằng Vũ trụ tại thời điểm này được lấp đầy đồng nhất với mật độ năng lượng cao, và nhiệt độ và áp suất cực cao đã làm tăng sự giãn nở và làm mát nhanh chóng.

Điều này bắt đầu lúc 10^-37 giây, trong đó quá trình chuyển pha gây ra sự phân tách lực lượng cũng dẫn đến thời kỳ Vũ trụ tăng trưởng theo cấp số nhân. Cũng tại thời điểm đó, quá trình sinh tổng hợp xảy ra, trong đó đề cập đến một sự kiện giả thuyết trong đó nhiệt độ cao đến mức các chuyển động ngẫu nhiên của các hạt xảy ra ở tốc độ tương đối tính.

Do đó, các cặp phản hạt của các loại hạt liên tục được tạo ra và phá hủy trong các vụ va chạm, được cho là đã dẫn đến sự chiếm ưu thế của vật chất so với phản vật chất trong Vũ trụ hiện tại. Sau khi lạm phát dừng lại, Vũ trụ bao gồm một plasma gluon quark, cũng như tất cả các hạt cơ bản khác. Từ thời điểm này trở đi, Vũ trụ bắt đầu lạnh dần và vật chất đông lại và hình thành.

Khi Vũ trụ tiếp tục giảm mật độ và nhiệt độ, Kỷ nguyên làm mát bắt đầu. Điều này được đặc trưng bởi năng lượng của các hạt giảm dần và quá trình chuyển pha tiếp tục cho đến khi các lực cơ bản của vật lý và các hạt cơ bản thay đổi thành dạng hiện tại của chúng. Vì năng lượng hạt sẽ giảm xuống các giá trị có thể thu được bằng các thí nghiệm vật lý hạt, nên giai đoạn này trở đi sẽ ít bị suy đoán hơn.

Ví dụ, các nhà khoa học tin rằng khoảng 10^-11 Vài giây sau Vụ nổ lớn, năng lượng hạt giảm đáng kể. Vào khoảng 10^-6 giây, quark và gluon kết hợp để tạo thành các baryon như proton và neutron, và một lượng nhỏ quark trên phản vật chất dẫn đến sự dư thừa nhỏ baryon so với kháng thể.

Vì nhiệt độ không đủ cao để tạo ra các cặp proton-antiproton mới (hoặc cặp neutron-anitneutron), sự hủy diệt hàng loạt ngay lập tức theo sau, chỉ còn lại 1/10¹⁰ của các proton và neutron ban đầu và không có phản hạt nào của chúng. Một quá trình tương tự đã xảy ra vào khoảng 1 giây sau Vụ nổ lớn đối với các electron và positron.

Sau những sự hủy diệt này, các proton, neutron và electron còn lại không còn chuyển động một cách tương đối và mật độ năng lượng của Vũ trụ bị chi phối bởi các photon - và ở mức độ thấp hơn, neutrino. Vài phút sau khi mở rộng, giai đoạn được gọi là tổng hợp hạt nhân Big Bang cũng bắt đầu.

Nhờ nhiệt độ giảm xuống 1 tỷ kelvin và mật độ năng lượng giảm xuống tương đương với không khí, neutron và proton bắt đầu kết hợp để tạo thành deuterium đầu tiên của vũ trụ (một đồng vị ổn định của hydro) và các nguyên tử helium. Tuy nhiên, hầu hết các proton vũ trụ vẫn không được tổ chức dưới dạng hạt nhân hydro.

Sau khoảng 379.000 năm, các electron kết hợp với các hạt nhân này để tạo thành các nguyên tử (một lần nữa, chủ yếu là hydro), trong khi bức xạ tách rời khỏi vật chất và tiếp tục mở rộng trong không gian, phần lớn không bị cản trở. Bức xạ này hiện được biết đến là thứ tạo nên Bối cảnh vi sóng vũ trụ (CMB), ngày nay là ánh sáng lâu đời nhất trong Vũ trụ.

Khi CMB mở rộng, nó mất dần mật độ và năng lượng, và hiện được ước tính có nhiệt độ 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C / -454,763 ° F) và mật độ năng lượng 0,25 eV / cm³ (hoặc 4.005 × 10^-14 J / m³; 400 phot500500 photon / cm³). CMB có thể được nhìn thấy ở mọi hướng ở khoảng cách khoảng 13,8 tỷ năm ánh sáng, nhưng ước tính khoảng cách thực tế của nó đặt nó ở khoảng 46 tỷ năm ánh sáng từ trung tâm của Vũ trụ.

Sự phát triển của vũ trụ:

Trong suốt vài tỷ năm sau đó, các khu vực dày đặc hơn của Vật chất Vũ trụ (được phân bố gần như đồng đều) bắt đầu bị thu hút bởi nhau. Do đó, chúng phát triển dày đặc hơn, hình thành các đám mây khí, sao, thiên hà và các cấu trúc thiên văn khác mà chúng ta thường xuyên quan sát ngày nay.

Đây là cái được gọi là Kỷ nguyên cấu trúc, vì trong thời gian này, Vũ trụ hiện đại bắt đầu hình thành. Điều này bao gồm các vật chất hữu hình được phân bố trong các cấu trúc có kích thước khác nhau (nghĩa là các ngôi sao và hành tinh tới các thiên hà, cụm thiên hà và siêu cụm) nơi tập trung vật chất và được ngăn cách bởi các vịnh khổng lồ chứa vài thiên hà.

Các chi tiết của quá trình này phụ thuộc vào số lượng và loại vật chất trong Vũ trụ. Vật chất tối lạnh, vật chất tối ấm, vật chất tối nóng và vật chất baryonic là bốn loại được đề xuất. Tuy nhiên, mô hình Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM), trong đó các hạt vật chất tối di chuyển chậm so với tốc độ ánh sáng, được coi là mô hình chuẩn của vũ trụ học Big Bang, vì nó phù hợp nhất với dữ liệu có sẵn .

Trong mô hình này, vật chất tối lạnh được ước tính chiếm khoảng 23% vật chất / năng lượng của Vũ trụ, trong khi vật chất baryonic chiếm khoảng 4,6%. Lambda đề cập đến Hằng số vũ trụ, một lý thuyết ban đầu được đề xuất bởi Albert Einstein đã cố gắng chỉ ra rằng sự cân bằng của năng lượng khối trong Vũ trụ vẫn tĩnh.

Trong trường hợp này, nó được liên kết với năng lượng tối, phục vụ cho việc tăng tốc độ mở rộng của Vũ trụ và giữ cho cấu trúc quy mô lớn của nó phần lớn đồng nhất. Sự tồn tại của năng lượng tối dựa trên nhiều dòng bằng chứng, tất cả đều chỉ ra rằng Vũ trụ được thấm nhuần bởi nó. Dựa trên các quan sát, ước tính 73% Vũ trụ được tạo thành từ năng lượng này.

Trong các giai đoạn đầu tiên của Vũ trụ, khi tất cả các vật chất baryonic gần nhau hơn không gian, trọng lực chiếm ưu thế. Tuy nhiên, sau hàng tỷ năm mở rộng, nguồn năng lượng tối ngày càng dồi dào khiến nó bắt đầu thống trị các tương tác giữa các thiên hà. Điều này đã kích hoạt gia tốc, được gọi là Kỷ nguyên gia tốc vũ trụ.

Khi thời kỳ này bắt đầu là chủ đề tranh luận, nhưng ước tính đã bắt đầu khoảng 8,8 tỷ năm sau Vụ nổ lớn (5 tỷ năm trước). Các nhà vũ trụ học dựa vào cả cơ học lượng tử và Thuyết tương đối rộng Einstein Einstein để mô tả quá trình tiến hóa vũ trụ diễn ra trong thời kỳ này và bất cứ lúc nào sau Kỷ nguyên lạm phát.

Thông qua một quá trình quan sát và mô hình nghiêm ngặt, các nhà khoa học đã xác định rằng thời kỳ tiến hóa này phù hợp với các phương trình trường Einstein, mặc dù bản chất thực sự của năng lượng tối vẫn là ảo tưởng. Hơn nữa, không có mô hình nào được hỗ trợ tốt có khả năng xác định những gì diễn ra trong Vũ trụ trước thời kỳ trước 10^-15vài giây sau Vụ nổ lớn.

Tuy nhiên, các thử nghiệm đang diễn ra bằng cách sử dụng Máy va chạm Hadron lớn (LHC) của Cern tìm cách tái tạo các điều kiện năng lượng tồn tại trong Vụ nổ lớn, dự kiến sẽ tiết lộ vật lý vượt ra ngoài phạm vi của Mô hình chuẩn.

Bất kỳ đột phá nào trong lĩnh vực này có thể sẽ dẫn đến một lý thuyết hấp dẫn lượng tử thống nhất, nơi cuối cùng các nhà khoa học sẽ có thể hiểu được lực hấp dẫn tương tác với ba lực cơ bản khác của vật lý - điện từ, lực hạt nhân yếu và lực hạt nhân mạnh. Điều này, đến lượt nó, cũng sẽ giúp chúng ta hiểu những gì thực sự đã xảy ra trong thời kỳ đầu tiên của Vũ trụ.

Cấu trúc của vũ trụ:

Kích thước thực tế, hình dạng và cấu trúc quy mô lớn của Vũ trụ đã là chủ đề của nghiên cứu đang diễn ra. Trong khi ánh sáng lâu đời nhất trong Vũ trụ có thể quan sát được là 13,8 tỷ năm ánh sáng (CMB), đây không phải là phạm vi thực tế của Vũ trụ. Cho rằng Vũ trụ đã ở trong trạng thái giãn nở hàng tỷ năm và với vận tốc vượt quá tốc độ ánh sáng, ranh giới thực tế vượt xa những gì chúng ta có thể thấy.

Các mô hình vũ trụ hiện tại của chúng tôi chỉ ra rằng Vũ trụ đo được khoảng 91 tỷ năm ánh sáng (28 tỷ Parsec) đường kính. Nói cách khác, Vũ trụ quan sát được kéo dài ra từ Hệ Mặt trời của chúng ta đến khoảng cách khoảng 46 tỷ năm ánh sáng theo mọi hướng. Tuy nhiên, cho rằng rìa của Vũ trụ là không thể quan sát được, vẫn chưa rõ liệu Vũ trụ có thực sự có lợi thế hay không. Đối với tất cả những gì chúng ta biết, nó sẽ diễn ra mãi mãi!

Trong vũ trụ quan sát được, vật chất được phân phối theo kiểu có cấu trúc cao. Trong các thiên hà, nó bao gồm các nồng độ lớn - tức là các hành tinh, ngôi sao và tinh vân - xen kẽ với các khu vực rộng lớn của không gian trống (tức là không gian liên hành tinh và môi trường liên sao).

Mọi thứ đều giống nhau ở quy mô lớn hơn, với các thiên hà bị ngăn cách bởi các khối không gian chứa đầy khí và bụi. Ở quy mô lớn nhất, nơi tồn tại các cụm thiên hà và siêu đám mây, bạn có một mạng lưới các cấu trúc quy mô lớn bao gồm các sợi dày đặc của vật chất và các lỗ rỗng vũ trụ khổng lồ.

Về hình dạng của nó, không thời gian có thể tồn tại ở một trong ba cấu hình có thể - cong dương, cong âm và phẳng. Những khả năng này dựa trên sự tồn tại của ít nhất bốn chiều không gian (tọa độ x, tọa độ y, tọa độ z và thời gian), và phụ thuộc vào bản chất của sự giãn nở vũ trụ và liệu Vũ trụ có hay không là hữu hạn hoặc vô hạn.

Một vũ trụ cong tích cực (hoặc đóng) sẽ giống như một quả cầu bốn chiều sẽ hữu hạn trong không gian và không có cạnh rõ ràng. Một vũ trụ cong (hoặc mở) âm tính sẽ trông giống như một chiếc yên ngựa bốn chiều, và không có ranh giới trong không gian hay thời gian.

Trong kịch bản trước đây, Vũ trụ sẽ phải ngừng mở rộng do nguồn năng lượng dư thừa. Sau đó, nó sẽ chứa quá ít năng lượng để ngừng mở rộng. Trong kịch bản thứ ba và cuối cùng - một vũ trụ phẳng - một lượng năng lượng quan trọng sẽ tồn tại và sự mở rộng của nó sẽ chỉ dừng lại sau một khoảng thời gian vô hạn.

Số phận của vũ trụ:

Giả thuyết rằng Vũ trụ có điểm khởi đầu tự nhiên làm nảy sinh câu hỏi về điểm kết thúc có thể. Nếu Vũ trụ bắt đầu như một điểm nhỏ của mật độ vô hạn bắt đầu mở rộng, điều đó có nghĩa là nó sẽ tiếp tục mở rộng vô tận? Hay một ngày nào đó sẽ hết lực lượng mở rộng, và bắt đầu rút lui vào bên trong cho đến khi mọi vật chất trở lại thành một quả bóng nhỏ?

Trả lời câu hỏi này là một trọng tâm của các nhà vũ trụ học kể từ khi cuộc tranh luận về mô hình nào của Vũ trụ là chính xác bắt đầu. Với sự chấp nhận của Lý thuyết Big Bang, nhưng trước khi quan sát năng lượng tối vào những năm 1990, các nhà vũ trụ học đã đồng ý về hai kịch bản là kết quả rất có thể xảy ra đối với Vũ trụ của chúng ta.

Trong phần đầu tiên, thường được gọi là kịch bản của Big Big Crunch, Vũ trụ sẽ đạt kích thước tối đa và sau đó bắt đầu tự sụp đổ. Điều này sẽ chỉ có thể nếu mật độ khối của Vũ trụ lớn hơn mật độ tới hạn. Nói cách khác, miễn là mật độ vật chất vẫn ở hoặc trên một giá trị nhất định (1-3 × 10^-26 kg vật chất trên m³), Vũ trụ cuối cùng sẽ co lại.

Ngoài ra, nếu mật độ trong Vũ trụ bằng hoặc dưới mật độ tới hạn, sự giãn nở sẽ chậm lại nhưng không bao giờ dừng lại. Trong kịch bản này, được gọi là Free Big Freeze, Vũ trụ sẽ tiếp tục cho đến khi sự hình thành sao cuối cùng chấm dứt với việc tiêu thụ tất cả khí liên sao trong mỗi thiên hà. Trong khi đó, tất cả các ngôi sao hiện có sẽ bị đốt cháy và trở thành sao lùn trắng, sao neutron và lỗ đen.

Dần dần, va chạm giữa các lỗ đen này sẽ dẫn đến khối lượng tích tụ thành các lỗ đen lớn hơn và lớn hơn. Nhiệt độ trung bình của Vũ trụ sẽ đạt đến độ không tuyệt đối và các lỗ đen sẽ bốc hơi sau khi phát ra bức xạ Hawking cuối cùng của chúng. Cuối cùng, entropy của Vũ trụ sẽ tăng lên đến mức không thể rút ra được dạng năng lượng có tổ chức nào từ nó (một kịch bản được gọi là cái chết nhiệt của Hồi).

Các quan sát hiện đại, bao gồm sự tồn tại của năng lượng tối và ảnh hưởng của nó đối với sự giãn nở vũ trụ, đã dẫn đến kết luận rằng ngày càng nhiều Vũ trụ hiện hữu sẽ vượt ra ngoài chân trời sự kiện của chúng ta (ví dụ như CMB, cạnh của những gì chúng ta có thể nhìn thấy) và trở nên vô hình với chúng ta. Kết quả cuối cùng của việc này hiện chưa được biết, nhưng cái chết nhiệt của Hồi giáo cũng được coi là điểm kết thúc có thể xảy ra trong kịch bản này.

Các giải thích khác về năng lượng tối, được gọi là các lý thuyết năng lượng ảo, cho rằng cuối cùng các cụm thiên hà, sao, hành tinh, nguyên tử, hạt nhân và vật chất sẽ bị xé tan bởi sự giãn nở ngày càng tăng. Kịch bản này được biết đến với tên gọi là Big Big Rip, trong đó bản mở rộng của Vũ trụ cuối cùng sẽ không bị hủy hoại.

Lịch sử học tập:

Nói đúng ra, con người đã suy ngẫm và nghiên cứu bản chất của Vũ trụ từ thời tiền sử. Như vậy, các tài khoản đầu tiên về cách thức Vũ trụ trở thành thần thoại trong tự nhiên và được truyền miệng từ thế hệ này sang thế hệ tiếp theo. Trong những câu chuyện này, thế giới, không gian, thời gian và tất cả cuộc sống bắt đầu bằng một sự kiện sáng tạo, nơi một vị thần hoặc các vị thần chịu trách nhiệm tạo ra mọi thứ.

Thiên văn học cũng bắt đầu nổi lên như một lĩnh vực nghiên cứu vào thời của người Babylon cổ đại. Các hệ thống chòm sao và lịch chiêm tinh được các học giả Babylon chuẩn bị từ đầu thiên niên kỷ thứ 2 trước Công nguyên sẽ tiếp tục thông báo về truyền thống vũ trụ và chiêm tinh của các nền văn hóa trong hàng ngàn năm tới.

Theo Cổ điển Cổ điển, khái niệm về một Vũ trụ được quy định bởi các quy luật vật lý bắt đầu xuất hiện. Giữa các học giả Hy Lạp và Ấn Độ, những lời giải thích cho sự sáng tạo bắt đầu trở thành triết lý trong tự nhiên, nhấn mạnh đến nhân quả hơn là cơ quan thần thánh. Những ví dụ sớm nhất bao gồm Thales và Anaximander, hai học giả Hy Lạp tiền Socrates đã lập luận rằng mọi thứ đều được sinh ra từ một dạng vật chất nguyên thủy.

Đến thế kỷ thứ 5 trước Công nguyên, nhà triết học tiền Socrates Empedocles đã trở thành học giả phương Tây đầu tiên đề xuất một Vũ trụ gồm bốn yếu tố - đất, không khí, nước và lửa. Triết lý này đã trở nên rất phổ biến trong giới phương tây, và tương tự như hệ thống năm yếu tố của Trung Quốc - kim loại, gỗ, nước, lửa và đất - xuất hiện cùng thời gian.

Mãi cho đến khi Democritus, nhà triết học Hy Lạp thế kỷ thứ 5, thứ 4 trước Công nguyên, một vũ trụ bao gồm các hạt không thể phân chia (nguyên tử) đã được đề xuất. Nhà triết học Ấn Độ Kanada (sống ở thế kỷ thứ 6 hoặc thứ 2 trước Công nguyên) đã đưa triết lý này đi xa hơn bằng cách đề xuất rằng ánh sáng và nhiệt là cùng một chất ở dạng khác nhau. Nhà triết học Phật giáo thế kỷ thứ 5 Dignana đã đưa vấn đề này đi xa hơn, đề xuất rằng tất cả các vật chất được tạo thành từ năng lượng.

Khái niệm về thời gian hữu hạn cũng là một đặc điểm chính của các tôn giáo Áp-ra-ham - Do Thái giáo, Kitô giáo và Hồi giáo. Có lẽ lấy cảm hứng từ khái niệm Zoroastrian về Ngày phán xét, niềm tin rằng Vũ trụ đã bắt đầu và kết thúc sẽ tiếp tục thông báo các khái niệm vũ trụ học phương Tây cho đến ngày nay.

Giữa thiên niên kỷ thứ 2 trước Công nguyên và thế kỷ thứ 2, thiên văn học và chiêm tinh học tiếp tục phát triển và phát triển. Ngoài việc theo dõi các chuyển động thích hợp của các hành tinh và sự di chuyển của các chòm sao thông qua Cung hoàng đạo, các nhà thiên văn học Hy Lạp còn nói rõ mô hình địa tâm của Vũ trụ, nơi Mặt trời, các hành tinh và các ngôi sao xoay quanh Trái đất.

Những truyền thống này được mô tả tốt nhất trong chuyên luận toán học và thiên văn học thế kỷ thứ 2,Toàn năng, được viết bởi nhà thiên văn học Hy Lạp-Ai Cập, Claudius Ptolemaeus (hay còn gọi là Ptolemy). Chuyên luận này và mô hình vũ trụ mà nó đặc biệt sẽ được các học giả Hồi giáo và châu Âu thời trung cổ coi là kinh điển trong hơn một nghìn năm tới.

Tuy nhiên, ngay cả trước Cách mạng khoa học (khoảng thế kỷ 16 đến 18), đã có những nhà thiên văn học đề xuất mô hình nhật tâm của Vũ trụ - nơi Trái đất, các hành tinh và các ngôi sao xoay quanh Mặt trời. Những người này bao gồm nhà thiên văn học Hy Lạp Aristarchus of Samos (khoảng 310 - 230 BCE), và nhà thiên văn học và triết gia Hy Lạp Seleucus của Seleucia (190 - 150 BCE).

Trong thời trung cổ, các nhà triết học và học giả Ấn Độ, Ba Tư và Ả Rập đã duy trì và mở rộng về thiên văn học cổ điển. Ngoài việc giữ cho các ý tưởng Ptolemaic và phi Aristote còn tồn tại, họ cũng đề xuất các ý tưởng mang tính cách mạng như vòng quay của Trái đất. Một số học giả - như nhà thiên văn học Ấn Độ Aryabhata và nhà thiên văn học Ba Tư Albumasar và Al-Sijzi - thậm chí các phiên bản tiên tiến của Vũ trụ nhật tâm.

Đến thế kỷ 16, Nicolaus Copernicus đã đề xuất khái niệm đầy đủ nhất về Vũ trụ nhật tâm bằng cách giải quyết các vấn đề toán học còn sót lại với lý thuyết. Ý tưởng của ông lần đầu tiên được thể hiện trong bản thảo 40 trang có tiêu đề Bình luận (Nhật ký bình luận nhỏ), mô tả một mô hình nhật tâm dựa trên bảy nguyên tắc chung. Bảy nguyên tắc này nói rằng:

Các thiên thể không chỉ xoay quanh một điểm
Trung tâm của Trái đất là trung tâm của quả cầu mặt trăng, quỹ đạo của mặt trăng quanh Trái đất; tất cả các quả cầu xoay quanh Mặt trời, gần trung tâm của Vũ trụ
Khoảng cách giữa Trái đất và Mặt trời là một phần không đáng kể của khoảng cách từ Trái đất và Mặt trời đến các ngôi sao, do đó, thị sai không được quan sát thấy trong các ngôi sao
Các ngôi sao là bất động - chuyển động rõ ràng hàng ngày của chúng được gây ra bởi sự quay vòng hàng ngày của Trái đất
Trái đất được di chuyển trong một quả cầu xung quanh Mặt trời, gây ra sự di cư rõ ràng hàng năm của Mặt trời
Trái đất có nhiều hơn một chuyển động
Chuyển động quỹ đạo Trái đất quanh Mặt trời gây ra sự đảo ngược dường như theo hướng chuyển động của các hành tinh.

Một điều trị toàn diện hơn cho các ý tưởng của ông đã được phát hành vào năm 1532, khi Copernicus hoàn thành kiệt tác của mình - De Revolutionibus orbium coelestium (Về các cuộc cách mạng của các thiên cầu). Trong đó, ông đã nâng cao bảy lý lẽ chính của mình, nhưng ở dạng chi tiết hơn và với các tính toán chi tiết để sao lưu chúng. Do lo ngại về sự khủng bố và phản ứng dữ dội, tập sách này đã không được phát hành cho đến khi ông qua đời vào năm 1542.

Ý tưởng của ông sẽ được tiếp tục hoàn thiện bởi các nhà toán học, nhà thiên văn học và nhà phát minh thế kỷ 16, Galileo Galilei. Sử dụng kính viễn vọng do chính mình tạo ra, Galileo sẽ ghi lại các quan sát về Mặt trăng, Mặt trời và Sao Mộc, chứng minh các lỗ hổng trong mô hình địa tâm của Vũ trụ đồng thời thể hiện tính nhất quán bên trong của mô hình Copernican.

Những quan sát của ông đã được xuất bản trong nhiều tập khác nhau trong suốt đầu thế kỷ 17. Những quan sát của ông về bề mặt miệng núi lửa của Mặt trăng và những quan sát của ông về Sao Mộc và các mặt trăng lớn nhất của nó được trình bày chi tiết vào năm 1610 với Sidereus Nuncius (Sứ giả đầy sao) trong khi các quan sát của ông là vết đen được mô tả trong Trên các điểm quan sát trong ánh mặt trời (1610).

Galileo cũng ghi lại những quan sát của mình về Dải Ngân hà trong Sứ giả đầy sao, mà trước đây được cho là mơ hồ. Thay vào đó, Galileo phát hiện ra rằng đó là vô số các ngôi sao tập trung rất dày đặc đến nỗi nó xuất hiện từ xa trông giống như những đám mây, nhưng thực ra đó là những ngôi sao ở xa hơn nhiều so với suy nghĩ trước đây.

Năm 1632, Galileo cuối cùng đã đề cập đến cuộc tranh luận lớn về tình yêuDialogo sopra i do massimi sistemi del mondo (Đối thoại liên quan đến hai hệ thống thế giới chính), trong đó ông ủng hộ mô hình nhật tâm trên địa tâm. Sử dụng các quan sát kính thiên văn, vật lý hiện đại và logic chặt chẽ của riêng mình, các lập luận của Galileo, đã làm suy yếu một cách hiệu quả nền tảng của hệ thống Aristotle và Ptolemy, cho một đối tượng ngày càng tăng và dễ tiếp thu.

Johannes Kepler đã nâng cao mô hình hơn nữa với lý thuyết về quỹ đạo hình elip của các hành tinh. Kết hợp với các bảng chính xác dự đoán vị trí của các hành tinh, mô hình Copernican đã được chứng minh một cách hiệu quả. Từ giữa thế kỷ XVII trở đi, có rất ít nhà thiên văn học không phải là người Copernicans.

Sự đóng góp to lớn tiếp theo đến từ Ngài Isaac Newton (1642/43 - 1727), người đã làm việc với Luật chuyển động hành tinh của Kepler đã khiến ông phát triển lý thuyết về lực hấp dẫn toàn cầu. Năm 1687, ông công bố chuyên luận nổi tiếng của mình Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica (Nguyên lý toán học của triết học tự nhiên, thuật ngữ), trong đó nêu chi tiết Ba định luật về chuyển động của ông. Những luật này quy định rằng:

Khi được xem trong khung tham chiếu quán tính, một vật thể vẫn ở trạng thái nghỉ hoặc tiếp tục di chuyển với vận tốc không đổi, trừ khi bị tác động bởi ngoại lực.
Tổng vectơ của ngoại lực (F) trên một vật bằng khối lượng (m) của đối tượng đó nhân với vectơ gia tốc (a) của đối tượng. Ở dạng toán học, điều này được thể hiện là: F =mmột
Khi một cơ thể tác dụng một lực lên cơ thể thứ hai, cơ thể thứ hai đồng thời tác dụng một lực có độ lớn bằng nhau và ngược chiều với cơ thể thứ nhất.

Cùng với nhau, các định luật này đã mô tả mối quan hệ giữa bất kỳ đối tượng nào, các lực tác động lên nó và chuyển động kết quả, do đó đặt nền tảng cho cơ học cổ điển. Các định luật cũng cho phép Newton tính toán khối lượng của mỗi hành tinh, tính toán độ phẳng của Trái đất ở hai cực và độ phồng ở xích đạo và cách lực hấp dẫn của Mặt trời và Mặt trăng tạo ra thủy triều Trái đất.

Phương pháp phân tích hình học giống như tính toán của ông cũng có thể tính đến tốc độ âm thanh trong không khí (dựa trên Định luật Boyle), sự tiên đoán của các phân vị - mà ông cho thấy là kết quả của lực hấp dẫn của Mặt trăng đối với Trái đất - và xác định quỹ đạo của sao chổi. Bộ sách này sẽ có ảnh hưởng sâu sắc đến các ngành khoa học, với các nguyên tắc còn lại của nó trong 200 năm sau đó.

Một khám phá lớn khác diễn ra vào năm 1755, khi Immanuel Kant đề xuất rằng Dải Ngân hà là một tập hợp lớn các ngôi sao được giữ với nhau bằng lực hấp dẫn lẫn nhau. Giống như Hệ mặt trời, tập hợp các ngôi sao này sẽ quay và làm phẳng như một cái đĩa, với Hệ mặt trời được nhúng trong đó.

Nhà thiên văn học William Herschel đã cố gắng thực sự vạch ra hình dạng của Dải Ngân hà vào năm 1785, nhưng ông đã nhận ra rằng một phần lớn của thiên hà bị che khuất bởi khí và bụi, che giấu hình dạng thật của nó. Bước nhảy vọt tiếp theo trong nghiên cứu về Vũ trụ và các quy luật chi phối nó đã không tồn tại cho đến thế kỷ 20, với sự phát triển của các lý thuyết Einstein về Thuyết tương đối đặc biệt và tổng quát.

Các lý thuyết đột phá của Einstein về không gian và thời gian (tóm tắt đơn giản là E = mc²) một phần là kết quả của những nỗ lực của ông nhằm giải quyết các định luật cơ học của Newton với các định luật điện từ (như đặc trưng của phương trình Maxwell, và định luật lực Lorentz). Cuối cùng, Einstein sẽ giải quyết sự mâu thuẫn giữa hai lĩnh vực này bằng cách đề xuất Thuyết tương đối đặc biệt trong bài báo năm 1905 của ông, HồiVề điện động lực học của các cơ quan di chuyển“.

Về cơ bản, lý thuyết này cho rằng tốc độ ánh sáng là như nhau trong tất cả các khung tham chiếu quán tính. Điều này đã phá vỡ sự đồng thuận trước đây rằng ánh sáng truyền qua một phương tiện đang di chuyển sẽ bị kéo theo bởi phương tiện đó, điều đó có nghĩa là tốc độ của ánh sáng là tổng tốc độ của nó xuyên qua một phương tiện cộng với tốc độ của phương tiện đó Lý thuyết này đã dẫn đến nhiều vấn đề đã được chứng minh là không thể vượt qua trước lý thuyết Einstein Einstein.

Thuyết tương đối đặc biệt không chỉ dung hòa các phương trình Maxwell, về điện và từ tính với các định luật cơ học, mà còn đơn giản hóa các phép tính toán học bằng cách loại bỏ các giải thích bên ngoài được sử dụng bởi các nhà khoa học khác. Nó cũng làm cho sự tồn tại của một phương tiện hoàn toàn không cần thiết, phù hợp với tốc độ ánh sáng được quan sát trực tiếp và chiếm các quang sai quan sát được.

Giữa năm 1907 và 1911, Einstein bắt đầu xem xét cách thức Thuyết tương đối đặc biệt có thể được áp dụng cho các trường hấp dẫn - thứ được gọi là Lý thuyết tương đối rộng. Điều này lên đến đỉnh điểm vào năm 1911 với các ấn phẩm của Tiếng ĐứcVề ảnh hưởng của trọng lực đối với việc truyền bá ánh sángÔng, trong đó ông dự đoán rằng thời gian có liên quan đến người quan sát và phụ thuộc vào vị trí của họ trong trường trọng lực.

Ông cũng nâng cao cái được gọi là Nguyên lý tương đương, trong đó tuyên bố rằng khối lượng hấp dẫn giống hệt với khối lượng quán tính. Einstein cũng dự đoán hiện tượng giãn nở thời gian hấp dẫn - nơi hai nhà quan sát nằm ở các khoảng cách khác nhau từ một khối hấp dẫn nhận thấy sự khác biệt về lượng thời gian giữa hai sự kiện. Một kết quả lớn khác trong lý thuyết của ông là sự tồn tại của Hố đen và Vũ trụ đang mở rộng.

Năm 1915, vài tháng sau khi Einstein công bố Lý thuyết tương đối tổng quát, nhà vật lý và thiên văn học người Đức Karl Schwarzschild đã tìm ra giải pháp cho phương trình trường Einstein mô tả trường hấp dẫn của một điểm và khối lượng hình cầu. Giải pháp này, hiện được gọi là bán kính Schwarzschild, mô tả một điểm mà khối lượng của một quả cầu bị nén đến mức tốc độ thoát ra khỏi bề mặt sẽ bằng tốc độ ánh sáng.

Năm 1931, nhà vật lý thiên văn người Mỹ gốc Ấn Subrahmanyan Chandrasekhar đã tính toán, sử dụng Thuyết tương đối đặc biệt, rằng một vật thể không bị thoái hóa của vật chất thoái hóa điện tử trên một khối lượng giới hạn nhất định sẽ tự sụp đổ. Năm 1939, Robert Oppenheimer và những người khác đồng tình với phân tích của Chandrasekhar, cho rằng các sao neutron vượt quá giới hạn quy định sẽ sụp đổ thành các lỗ đen.

Một hậu quả khác của Thuyết tương đối rộng là dự đoán rằng Vũ trụ hoặc ở trạng thái giãn nở hoặc co lại. Năm 1929, Edwin Hubble xác nhận rằng đây là trường hợp. 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!