sličica|upright=1.4|Ker je vesoljski prostor v bistvu prazen, omogoča nemoteno opazovanje najzgodnejših (bolj rdečih) galaksij, kar je vidno na Webbovem prvem globokem polju. Vesoljski prostor (ali zunanji prostor, ali ozunje) je prostor, ki obstaja zunaj Zemljinega ozračja in med nebesnimi telesi. Zanj je značilna izjemno nizka gostota delcev in je skoraj popoln vakuum. Vesoljski vakuum sestavlja predvsem plazma vodika in helija, ki jo prežemajo elektromagnetno sevanje, kozmični žarki, nevtrini, magnetna polja in prah. Temperaturno ozadje vesolja predstavlja reliktno prasevanje (kozmično mikrovalovno ozadje), ki je ostalo po velikem poku; to vzdržuje osnovno temperaturo pri 2,7 kelvina (−270 °C; −455 °F).
Predvideva se, da medgalaktična plazma predstavlja približno polovico barionske (navadne) snovi v vesolju. Ta snov je zelo redka – manj kot en atom vodika na kubični meter – vendar ima kinetično temperaturo več milijonov kelvinov. Krajevne zgostitve snovi so se sčasoma kondenzirale v zvezde in galaksije, vendar tudi znotraj njih prevladuje praznina. Preostali del mase in energije v opazljivem vesolju predstavljajo skrivnostne, še neraziskane oblike: temna snov in temna energija.
Vesoljski prostor nima jasne meje na določeni višini nad Zemljinim površjem. Kot dogovorjena meja vesolja se v mednarodnih pogodbah in za beleženje letalsko-vesoljskih rekordov običajno uporablja Kármánova ločnica – višina 100 km nad morsko gladino. Nekatere plasti zgornje stratosfere in mezosfere včasih imenujemo »bližnje vesolje«. Pravne temelje vesoljskih dejavnosti je postavila mednarodna Pogodba o vesolju, ki je začela veljati 10. oktobra 1967. Državam prepoveduje razglasitev suverenosti nad vesoljskimi telesi in zagotavlja svobodo raziskovanja za vse države. Kljub resolucijam ZN o miroljubni rabi vesolja pa so bila v Zemljini tirnici že izvedena testiranja protisatelitskega orožja.
Predstava, da je prostor med Zemljo in Luno vakuum, se je pojavila v 17. stoletju, po odkritju padanja zračnega tlaka z višino. Nedoumljive razsežnosti vesolja so bile spoznane v 20. stoletju, ko je bila prvič izmerjena razdalja do Andromedine galaksije. V istem stoletju se je začelo tudi fizično osvajanje vesolja: sprva z višinskimi baloni, nato z raketami, leta 1961 pa je Jurij Gagarin opravil prvi polet s posadko v tirnico v zgodovini. Zaradi visokih stroškov prevoza tovora v tirnico so poleti s posadko trenutno omejeni na nizkozemeljsko tirnico in Luno, medtem ko so avtomatske sonde že obiskale vse znane planete Osončja. Vesolje predstavlja za človekovo raziskovanje zahtevno okolje zaradi nevarnosti vakuuma in sevanja. Mikrogravitacija negativno vpliva na človeško fiziologijo, saj povzroča tako atrofijo mišic kot izgubo kostne mase.
Zgodovina odkrivanja in raziskovanja
Starodavne predstave Leta 350 pr. n. št. je grški filozof Aristotel postavil tezo, da »narava ne prenese praznine«. To načelo, ki je postalo znano kot horror vacui (»strah pred praznino«), je temeljilo na ontoloških argumentih filozofa Parmenida iz 5. stoletja pr. n. št., ki je zanikal samo možnost obstoja »nebiti« (praznine) v prostoru. Zaradi prepričanja o nemogočnosti vakuuma je na Zahodu stoletja prevladovalo mnenje, da vesolje ne more biti prazno. Celo v 17. stoletju je francoski filozof René Descartes še vedno trdil, da je ves prostor v celoti zapolnjen s snovjo.
Drugačna slika je bila v starodavni Kitajski. Astronom Džang Heng je bil v 2. stoletju prepričan, da je vesolje neskončno in se razteza daleč onkraj mehanizma, ki nosi Sonce in zvezde. V delih šole Hsüan-Yeh, ki so se ohranila do danes, je zapisano, da je nebo brezmejno, »prazno in brez substance«. Podobno so bila opisana tudi nebesna telesa: »Sonce, Luna in množica zvezd plavajo v praznem prostoru, se premikajo ali mirujejo«.
Znanstvena revolucija: dokaz vakuuma Italijanski znanstvenik Galileo Galilei je vedel, da ima zrak maso in je zato podvržen sili teže. Leta 1640 je dokazal, da določena sila preprečuje nastanek vakuuma. Vendar pa je napravo za ustvarjanje delnega vakuuma leta 1643 uspelo izdelati šele njegovemu učencu, Evangelisti Torricelliju. Ta poskus je privedel do izuma prvega živosrebrnega barometra in je v Evropi postal znanstvena senzacija. Torricelli je domneval: če ima zrak težo, mora zračni tlak z višino padati. Za preverjanje te hipoteze je francoski matematik Blaise Pascal predlagal izvedbo poskusa. Leta 1648 je njegov svak Florin Périer ponovil poskus z barometrom na gori Puy-de-Dôme v osrednji Franciji in ugotovil, da se je živosrebrni stolpec znižal za tri palce. Padec tlaka je bil nazorno prikazan tudi s pomočjo na pol napihnjenega mehurja, ki se je ob vzponu na goro razširil, ob spustu pa skrčil.
sličica|upright|Izvirni magdeburški polkrogli (levo), uporabljeni za demonstracijo vakuumske črpalke Otta von Guerickeja (desno). Leta 1650 je nemški znanstvenik Otto von Guericke skonstruiral prvo vakuumsko črpalko – napravo, ki je dokončno ovrgla načelo horror vacui. Guericke je pravilno ugotovil, da atmosfera obdaja Zemljo kot plašč, katerega gostota z višino pada, in sklepal, da med Zemljo in Luno obstaja vakuum.
Od etra do teorije relativnosti V 15. stoletju je nemški teolog Nikolaj Kuzanski domneval, da vesolje nima ne središča ne oboda. Menil je, da vesolja, čeprav ni neskončno, ne moremo imenovati končnega, saj nima mej, ki bi ga omejevale. Te ideje so v 16. stoletju navdihnile italijanskega filozofa Giordana Bruna k razmišljanju o neskončnosti prostora. Kopernikov heliocentrični sistem je razširil v koncept neskončnega vesolja, zapolnjenega s substanco – etrom, ki ne ovira gibanja nebesnih teles. Do podobnega zaključka je prišel angleški filozof William Gilbert, ki je trdil, da so nam zvezde vidne le zato, ker jih obdaja tanek eter ali praznina. Sam koncept etra sega nazaj do starogrških filozofov, vključno z Aristotelom, ki je v njem videl medij za gibanje nebesnih teles.
Teorija o vesolju, zapolnjenem s svetlobnim etrom, je ohranila priljubljenost vse do začetka 20. stoletja; eter je bil obravnavan kot nujno medij za širjenje svetlobe. Leta 1887 naj bi Michelson-Morleyjev poskus zaznal gibanje Zemlje skozi ta medij z merjenjem sprememb hitrosti svetlobe glede na smer gibanja planeta. Vendar je nični rezultat poskusa pokazal na zmotnost teorije. Ideja o svetlobnem etru je bila zavržena in nadomeščena s posebno teorijo relativnosti Alberta Einsteina. Ta je postulirala, da je hitrost svetlobe v vakuumu konstanta in ni odvisna od gibanja opazovalca ali opazovalnega sistema.
Merjenje vesolja Prvi poklicni astronom, ki je podprl idejo o neskončnem vesolju, je bil Anglež Thomas Digges leta 1576. Vendar so dejanske razsežnosti vesolja ostale uganka vse do leta 1838, ko je nemški astronom Friedrich Wilhelm Bessel prvič uspešno izmeril razdaljo do zvezde. Določil je, da znaša paralaksa sestava 61 Laboda le 0,31 kotne sekunde (sodobna vrednost je 0,287″), kar ustreza razdalji več kot 10 svetlobnih let.
Leta 1917 je Heber Doust Curtis opazil, da so nove v spiralnih meglicah v povprečju za 10 magnitud šibkejše od nov v Rimski cesti, kar je kazalo na njihovo izjemno oddaljenost. Razdaljo do galaksije Andromeda je leta 1923 dokončno določil Edwin Powell Hubble. Z uporabo metode merjenja sija kefeid (spremenljivih zvezd), ki jo je odkrila Henrietta Swan Leavitt, je dokazal: Andromeda in druge galaksije ležijo daleč onkraj Rimske ceste. Na podlagi teh podatkov je Hubble izpeljal svojo znamenito konstanto, kar je prvič omogočilo izračun starosti in velikosti opazljivega vesolja – prve ocene so znašale 2 milijardi let in 280 milijonov svetlobnih let. Z izpopolnjevanjem merilnih naprav je natančnost rasla, dokler niso leta 2006 podatki vesoljskega teleskopa Hubble omogočili izračuna teh parametrov z visoko natančnostjo.
Sodobna predstava o vesolju temelji na teoriji prapoka, ki jo je leta 1931 predlagal belgijski fizik Georges Lemaître. Po tej teoriji je vesolje nastalo iz stanja izjemne gostote energije in se od takrat nenehno širi.
Prvo oceno temperature vesolja je podal švicarski fizik Charles Édouard Guillaume že leta 1896: na podlagi sevanja zvezd v ozadju je dobil vrednost 5–6 K. Pozneje, leta 1926, je Arthur Stanley Eddington izračunal temperaturo 3,18 K, leta 1933 pa je Erich Regener na podlagi energije kozmičnih žarkov temperaturo ocenil na 2,8 K. Leta 1948 sta ameriška fizika Ralph Asher Alpher in Robert Herman, ki sta se že opirala na teorijo prapoka in ohlajanja energije ozadja, napovedala temperaturo vesolja na ravni 5 K.
Nastanek in stanje sličica|Časovnica širjenja vesolja, na kateri je prostor v vsakem trenutku shematično prikazan v obliki krožnih prerezov. Na levi je vidno hitro inflacijsko širjenje, v sredini pa se širjenje pospešuje (umetniška upodobitev; čas in velikosti niso v merilu).
Resnična velikost celotnega vesolja ni znana; morda je neskončno. Po teoriji prapoka je bilo zgodnje vesolje pred približno 13,8 milijarde let v stanju kozmološke singularnosti z neskončno visoko gostoto in temperaturo, nato pa se je začelo hitro širiti in ohlajati. Približno 380.000 let pozneje se je vesolje dovolj ohladilo, da so se upočasnjeni elektroni lahko vezali s upočasnjenimi protoni in delci alfa (jedri helija) ter tvorili atome vodika – nastopila je tako imenovana doba rekombinacije. Prišlo je do ločitve snovi in sevanja, kar je fotonom omogočilo prosto potovanje skozi prostor, ki se je nenehno širil. Snov, ki je ostala po prvotnem širjenju, se je pod vplivom gravitacije sesedla in oblikovala zvezde, galaksije in druga astronomska telesa. Med njimi je ostal globok vakuum, ki tvori to, kar danes imenujemo vesoljski prostor. Ker je hitrost svetlobe končna, je velikost opazljivega vesolja omejena.
Sodobne predstave o obliki vesolja temeljijo na meritvah prasevanja (kozmičnega mikrovalovnega ozadja), pridobljenih s sateliti, kot je Wilkinsonova sonda za mikrovalovno anizotropijo (WMAP). Ta opazovanja kažejo, da je prostorska geometrija opazljivega vesolja »ravna«. To pomeni, da fotoni, ki se gibljejo po vzporednih poteh, ostanejo vzporedni na vsej poti do meja opazljivega vesolja (z izjemo ukrivljenosti zaradi krajevne gravitacije). Dejstvo, da je vesolje ravno, v kombinaciji z izmerjeno gostoto mase in pospešenim širjenjem vesolja, kaže na prisotnost neničelne energije vakuuma v prostoru, ki jo imenujemo temna energija.
Po sodobnih ocenah je povprečna gostota energije v vesolju enakovredna 5,9 protona na kubični meter, vključno s temno energijo, temno snovjo in barionsko snovjo (navadna snov, sestavljena iz atomov). Atomi predstavljajo le 4,6 % celotne energijske gostote, kar ustreza gostoti enega protona na štiri kubične metre. Porazdelitev gostote v vesolju je zelo neenakomerna: giblje se od razmeroma visoke v galaksijah (in izjemno visoke znotraj teles, kot so planeti, zvezde in črne luknje) do zelo nizke v velikanskih prazninah (vsaj z vidika vidne snovi).
Za razliko od navadne in temne snovi temna energija verjetno ni zgoščena znotraj galaksij. In čeprav morda predstavlja večji del celotne mase-energije vesolja, je znotraj Rimske ceste vpliv temne energije za pet redov velikosti (tj. 100.000-krat) šibkejši od gravitacijskega vpliva navadne in temne snovi.
Lastnosti sličica|Panoramski pogled na vesolje, opazovan z Zemljinega površja v nočnem času. Medplanetarni prašni oblak je viden kot vodoraven pas zodiakalne svetlobe, ki vključuje »lažno zoro« (ob robovih) in nasprotni sij (v sredini), ki ju preči Rimska cesta.