WikiDer > Физическая космология - Википедия

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Кварковая эпоха Адронная эпоха Лептонная эпоха Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные времена Звездная эра Фоны Космический фоновый радиационный фон (CBR) Фон гравитационных волн (ФГВ) Космический микроволновый фон (CMB) · Космический нейтринный фон (CNB) Космический инфракрасный фон (ИНБ)
Расширение· Будущее Закон Хаббла · Красное смещение Расширение Вселенной Ускоряющееся расширение Вселенной Сопутствующие и правильные расстояния Метрика FLRW · Уравнения Фридмана Неоднородная космология Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок
Составные части· Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Энергия Отрицательная энергия Нулевая энергия Энергия вакуума Радиация Фоновое излучение Темная энергия Квинтэссенция Фантомная энергия Темная материя Холодная темная материя Теплая темная материя Смешанная темная материя Горячая темная материя Светлая темная материя Самовзаимодействующая темная материя Скалярное поле темная материя Темное излучение Темная жидкость Зеркальное дело Структура Форма вселенной Реионизация · Формирование структуры Формирование галактики Крупномасштабная конструкция Большая группа квазаров Нить галактики Сверхскопление Скопление галактик Группа галактик Местная группа Галактика Ореол темной материи Звездное скопление Солнечная система Планетная система Пустота
Эксперименты Бумеранг Исследователь космического фона (COBE) Обзор темной энергии Евклид Проект Illustris Обсерватория Веры К. Рубин Космическая обсерватория Планка Слоан цифровой обзор неба (SDSS) Обзор красного смещения галактики 2dF ("2dF") ВселеннаяМашина Микроволновая анизотропия Уилкинсона Зонд (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Guth Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Гладкий Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволн фоновое излучение История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теория большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

Физическая космология это филиал космология занимается изучением космологических моделей. А космологическая модель, или просто космология, описывает наиболее масштабные структуры и динамику вселенная и позволяет изучать фундаментальные вопросы о его происхождении, структуре, эволюции и конечной судьбе.^[1] Космология как наука возникла с Принцип Коперника, откуда следует, что небесные тела подчиняться идентичным физические законы тем, кто на Земле, и Ньютоновская механика, что впервые позволило понять эти физические законы. Физическая космология, как ее теперь понимают, началась с разработки в 1915 г. Альберт Эйнштейнс общая теория относительности, за которыми последовали крупные наблюдательные открытия в 1920-х годах: во-первых, Эдвин Хаббл обнаружил, что Вселенная содержит огромное количество внешних галактики за пределами Млечный Путь; тогда работайте Весто Слайфер и другие показали, что Вселенная расширение. Эти достижения позволили предположить происхождение вселенной, и позволил создать Большой взрыв теория, автор Жорж Лемэтр, как ведущая космологическая модель. Некоторые исследователи до сих пор отстаивают несколько альтернативные космологии;^[2] однако большинство космологов согласны с тем, что теория Большого взрыва лучше всего объясняет наблюдения.

Драматические достижения в наблюдательной космологии с 1990-х годов, в том числе космический микроволновый фон, далекий сверхновые и галактика обзоры красного смещения, привели к развитию стандартная модель космологии. Эта модель требует, чтобы Вселенная содержала большое количество темная материя и темная энергия природа которых в настоящее время не совсем понятна, но модель дает подробные предсказания, которые прекрасно согласуются со многими различными наблюдениями.^[3]

Космология в значительной степени опирается на работу во многих разрозненных областях исследований теоретических и прикладных. физика. Области, относящиеся к космологии, включают: физика элементарных частиц эксперименты и теория, теоретические и наблюдательные астрофизика, общая теория относительности, квантовая механика, и физика плазмы.

История темы

Современная космология развивалась по тандему теории и наблюдения. В 1916 году Альберт Эйнштейн опубликовал свою теорию общая теория относительности, который дал единое описание гравитации как геометрического свойства пространства и времени.^[4] В то время Эйнштейн верил в статическая вселенная, но обнаружил, что его первоначальная формулировка теории этого не допускала.^[5] Это связано с тем, что массы, распределенные по всей Вселенной, притягиваются гравитационным путем и со временем движутся друг к другу.^[6] Однако он понял, что его уравнения позволяют ввести постоянный член, который может противодействовать силе притяжения гравитации в космическом масштабе. Эйнштейн опубликовал свою первую статью по релятивистской космологии в 1917 году, в которой добавил следующее: космологическая постоянная к его полевым уравнениям, чтобы заставить их моделировать статическую Вселенную.^[7] Модель Эйнштейна описывает статичную Вселенную; пространство конечно и неограниченно (аналогично поверхности сферы, которая имеет конечную площадь, но не имеет ребер). Однако эта так называемая модель Эйнштейна неустойчива по отношению к малым возмущениям - со временем она начнет расширять или контракт.^[5] Позже стало ясно, что модель Эйнштейна была лишь одним из более широкого набора возможностей, все из которых согласовывались с общей теорией относительности и космологическим принципом. Космологические решения общей теории относительности были найдены Александр Фридманн в начале 1920-х гг.^[8] Его уравнения описывают Фридман – Лемэтр – Робертсон – Уокер Вселенная, которая может расширяться или сжиматься, и геометрия которой может быть открытой, плоской или закрытой.

История создания Вселенная – гравитационные волны предположительно возникают из космическая инфляция, а быстрее света расширение сразу после Большой взрыв^[9][10][11]

В 1910-е гг. Весто Слайфер (и позже Карл Вильгельм Вирц) интерпретировал красное смещение из спиральные туманности как Доплеровский сдвиг это указывало на то, что они удалялись от Земли.^[12][13] Однако определить расстояние до астрономических объектов сложно. Один из способов - сравнить физический размер объекта с его угловой размер, но для этого необходимо принять физический размер. Другой метод - измерить яркость объекта и предполагают внутреннюю яркость, от которого расстояние можно определить с помощью закон обратных квадратов. Из-за сложности использования этих методов они не осознавали, что туманности на самом деле были галактиками за пределами нашей собственной Млечный Путьони не размышляли и о космологических последствиях. В 1927 г. бельгийский Римский католик священник Жорж Лемэтр независимо вывел уравнения Фридмана – Лемэтра – Робертсона – Уокера и на основе разбегания спиральных туманностей предположил, что Вселенная началась со «взрыва» «первобытного» атом"^[14]- который позже был назван Большой взрыв. В 1929 г. Эдвин Хаббл обеспечил наблюдательную основу теории Лемэтра. Хаббл показал, что спиральные туманности являются галактиками, определив их расстояния, используя измерения яркости Цефеида переменная звезды. Он обнаружил связь между красным смещением галактики и расстоянием до нее. Он интерпретировал это как свидетельство того, что галактики удаляются от Земли во всех направлениях со скоростью, пропорциональной их расстоянию.^[15] Этот факт теперь известен как Закон Хаббла, хотя числовой коэффициент, найденный Хабблом, связывающий скорость отступления и расстояние, был в десять раз меньше из-за незнания типов переменных цефеид.

Учитывая космологический принцип, Закон Хаббла предполагал, что Вселенная расширяется. Было предложено два основных объяснения расширения. Одной из них была теория Большого взрыва Лемэтра, которую отстаивал и развивал Джордж Гамов. Другое объяснение было Фред Хойлс модель устойчивого состояния в котором новая материя создается по мере удаления галактик друг от друга. В этой модели вселенная примерно одинакова в любой момент времени.^[16][17]

В течение ряда лет поддержка этих теорий разделилась поровну. Однако данные наблюдений начали поддерживать идею о том, что Вселенная эволюционировала из горячего плотного состояния. Открытие космического микроволнового фона в 1965 году сильно поддержало модель Большого взрыва.^[17] и поскольку точные измерения космического микроволнового фона Исследователь космического фона В начале 1990-х мало космологов серьезно предложили другие теории происхождения и эволюции космоса. Одним из следствий этого является то, что в стандартной общей теории относительности Вселенная началась с необычность, как показано Роджер Пенроуз и Стивен Хокинг в 1960-е гг.^[18]

Была представлена ​​альтернативная точка зрения, расширяющая модель Большого взрыва, предполагающая, что у Вселенной не было начала или сингулярности, а возраст Вселенной бесконечен.^[19][20][21]

Энергия космоса

Самый легкий химические элементы, в первую очередь водород и гелий, были созданы во время Большой взрыв через процесс нуклеосинтез.^[22] В последовательности звездный нуклеосинтез реакции, меньшие атомные ядра затем объединяются в более крупные атомные ядра, в конечном итоге образуя стабильные группа железа такие элементы, как утюг и никель, которые имеют самые высокие ядерные энергии связи.^[23] Чистый процесс приводит к позднее высвобождение энергии, то есть после Большого взрыва.^[24] Такие реакции ядерных частиц могут приводить к внезапные выбросы энергии из катаклизмические переменные звезды Такие как новые. Гравитационный коллапс материи в черные дыры также приводит в действие самые энергичные процессы, обычно наблюдаемые в ядерных областях галактик, формируя квазары и активные галактики.

Космологи не могут точно объяснить все космические явления, например, связанные с ускоряющееся расширение Вселенной, используя обычные формы энергии. Вместо этого космологи предлагают новую форму энергии под названием темная энергия что пронизывает все пространство.^[25] Одна из гипотез состоит в том, что темная энергия - это всего лишь энергия вакуума, компонент пустого пространства, связанный с виртуальные частицы которые существуют из-за принцип неопределенности.^[26]

Нет четкого способа определить полную энергию Вселенной с помощью наиболее широко принятой теории гравитации. общая теория относительности. Таким образом, остается спорным вопрос о том, сохраняется ли полная энергия в расширяющейся Вселенной. Например, каждый фотон который путешествует через межгалактическое пространство, теряет энергию из-за красное смещение эффект. Эта энергия, очевидно, не передается ни в какую другую систему, поэтому кажется, что она теряется навсегда. С другой стороны, некоторые космологи настаивают на том, что энергия в некотором смысле сохраняется; это следует закону сохранение энергии.^[27]

Термодинамика Вселенной это область исследования, которая исследует, какая форма энергии доминирует в космосе - релятивистские частицы которые упоминаются как радиация, или нерелятивистские частицы, называемые материей. Релятивистские частицы - это частицы, масса покоя равна нулю или незначительна по сравнению с их кинетическая энергия, и поэтому движутся со скоростью света или очень близко к ней; нерелятивистские частицы имеют гораздо большую массу покоя, чем их энергия, и поэтому движутся намного медленнее скорости света.

По мере расширения Вселенной и материя, и радиация в ней растворяются. Тем не менее плотности энергии излучения и вещества растворяются с разной скоростью. Когда конкретный объем расширяется, массовая плотность энергии изменяется только за счет увеличения объема, но плотность энергии излучения изменяется как за счет увеличения объема, так и за счет увеличения длина волны из фотоны которые составляют его. Таким образом, энергия излучения становится меньшей частью общей энергии Вселенной, чем энергия вещества по мере ее расширения. Говорят, что в очень ранней Вселенной «преобладала радиация», и радиация контролировала замедление расширения. Позже, когда средняя энергия на фотон станет примерно 10 эВ и ниже, материя определяет скорость замедления, и во Вселенной «преобладает материя». Промежуточный случай трактуется плохо аналитически. По мере того, как расширение Вселенной продолжается, вещество еще больше разбавляется, и космологическая постоянная становится доминирующим, что приводит к ускорению расширения Вселенной.

История Вселенной

История Вселенной - центральный вопрос космологии. История Вселенной делится на разные периоды, называемые эпохами, в соответствии с доминирующими силами и процессами в каждый период. Стандартная космологическая модель известна как Лямбда-CDM модель.

Уравнения движения

В рамках стандартная космологическая модель, то уравнения движения управляющие Вселенной в целом происходят от общая теория относительности с небольшим положительным космологическая постоянная.^[28] Решение - расширяющаяся Вселенная; из-за этого расширения излучение и материя во Вселенной охлаждаются и растворяются. Сначала расширение замедляется на гравитация привлечение радиация и материя во вселенной. Однако по мере того, как они становятся разбавленными, космологическая постоянная становится более доминирующей, и расширение Вселенной начинает ускоряться, а не замедляться. В нашей Вселенной это произошло миллиарды лет назад.^[29]

Физика элементарных частиц в космологии

В самые ранние моменты существования Вселенной средний плотность энергии был очень высоким, изучая физика элементарных частиц критично для понимания этой среды. Следовательно, рассеяние процессы и разлагаться нестабильного элементарные частицы важны для космологических моделей этого периода.

Как показывает опыт, процесс рассеяния или распада является космологически важным в определенную эпоху, если масштаб времени, описывающий этот процесс, меньше или сравним с масштабом времени расширения Вселенной.^{[требуется разъяснение]} Шкала времени, описывающая расширение Вселенной, равна ${ displaystyle 1 / H}$ с ${ displaystyle H}$ будучи Параметр Хаббла, который меняется со временем. Шкала времени расширения ${ displaystyle 1 / H}$ примерно равен возрасту Вселенной в каждый момент времени.

Хронология Большого взрыва

Наблюдения показывают, что Вселенная возникла около 13,8 миллиарда лет назад.^[30] С тех пор эволюция Вселенной прошла три фазы. Самая ранняя Вселенная, которая все еще плохо изучена, была в доли секунды, когда Вселенная была настолько горячей, что частицы имели энергии выше, чем те, которые сейчас доступны в ускорители частиц на земле. Таким образом, хотя основные черты этой эпохи были разработаны в теории Большого взрыва, детали в значительной степени основаны на обоснованных предположениях. После этого в ранней Вселенной эволюция Вселенной происходила в соответствии с известными физика высоких энергий. Именно тогда образовались первые протоны, электроны и нейтроны, затем ядра и, наконец, атомы. С образованием нейтрального водорода космический микроволновый фон был выпущен. Наконец, началась эпоха структурообразования, когда материя начала агрегировать в первые звезды и квазары, и в конечном итоге галактики, скопления галактик и сверхскопления сформирован. Будущее Вселенной еще точно не известно, но согласно ΛCDM модель будет продолжать расширяться вечно.

Направления обучения

Ниже в примерно хронологическом порядке описаны некоторые из наиболее активных областей исследований в космологии. Это не включает всю космологию Большого взрыва, которая представлена ​​в Хронология Большого взрыва.

Очень ранняя вселенная

Ранняя горячая Вселенная, похоже, хорошо объясняется Большим взрывом примерно 10 лет назад.⁻³³ секунды и позже, но есть несколько проблемы. Один из них заключается в том, что, используя современную физику элементарных частиц, нет веских причин, по которым Вселенная плоский, однородный, и изотропный (см. космологический принцип). Более того, теории великого объединения физики элементарных частиц предполагают, что должно быть магнитные монополи во Вселенной, которых не нашли. Эти проблемы решаются за короткий период времени. космическая инфляция, который приводит Вселенную к плоскостность, сглаживает анизотропия и неоднородности до наблюдаемого уровня, и экспоненциально разбавляет монополи.^[31] Физическая модель, лежащая в основе космической инфляции, чрезвычайно проста, но она еще не подтверждена физикой элементарных частиц, и существуют сложные проблемы, связанные с согласованием инфляции и квантовая теория поля.^{[нечеткий]} Некоторые космологи считают, что теория струн и бранная космология предоставит альтернативу инфляции.^[32]

Еще одна серьезная проблема космологии заключается в том, что заставило Вселенную содержать гораздо больше материи, чем антивещество. Космологи могут на основе наблюдений сделать вывод, что Вселенная не разделена на области материи и антивещества. Если бы это было, было бы Рентгеновские лучи и гамма излучение произведено в результате уничтожение, но этого не наблюдается. Следовательно, какой-то процесс в ранней Вселенной должен был создать небольшой избыток вещества над антивеществом, и этот (в настоящее время не изученный) процесс называется бариогенез. Три необходимых условия для бариогенеза были выведены Андрей Сахаров в 1967 году и требует нарушения физики элементарных частиц симметрия, называется CP-симметрия, между веществом и антивеществом.^[33] Однако ускорители частиц измеряют слишком малое нарушение CP-симметрии, чтобы учесть барионную асимметрию. Космологи и физики элементарных частиц ищут дополнительные нарушения CP-симметрии в ранней Вселенной, которые могли бы объяснить барионную асимметрию.^[34]

И проблемы бариогенезиса, и космической инфляции очень тесно связаны с физикой элементарных частиц, и их решение может исходить от теории высоких энергий и эксперимент, а не через наблюдения за Вселенной.^{[домыслы?]}

Теория большого взрыва

Нуклеосинтез Большого взрыва - это теория образования элементов в ранней Вселенной. Он закончился, когда вселенной было около трех минут и ее температура упал ниже того, при котором термоядерная реакция могло произойти. У нуклеосинтеза Большого взрыва был короткий период, в течение которого он мог работать, поэтому были произведены только самые легкие элементы. Начиная с водород ионы (протоны), в основном производил дейтерий, гелий-4, и литий. Остальные элементы были произведены только в следовых количествах. Основная теория нуклеосинтеза была разработана в 1948 г. Георгий Гамов, Ральф Ашер Альфер, и Роберт Герман.^[35] Он использовался в течение многих лет как физический зонд во время Большого взрыва, поскольку теория нуклеосинтеза Большого взрыва связывает изобилие первичных легких элементов с особенностями ранней Вселенной.^[22] В частности, его можно использовать для проверки принцип эквивалентности,^[36] чтобы исследовать темная материяи тест нейтрино физика.^[37] Некоторые космологи предположили, что нуклеосинтез Большого взрыва предполагает существование четвертого «стерильного» вида нейтрино.^[38]

Стандартная модель космологии Большого взрыва

В ΛCDM (Лямбда холодная темная материя) или же Лямбда-CDM модель это параметризация из Большой взрыв космологическая модель, в которой Вселенная содержит космологическая постоянная, обозначаемый Лямбда (Греческий Λ), связана с темная энергия, и холодная темная материя (сокращенно CDM). Его часто называют стандартная модель из Большой взрыв космология.^[39][40]

Космический микроволновый фон

Доказательство того гравитационные волны в младенческая вселенная могли быть обнаружены при микроскопическом исследовании фокальная плоскость из BICEP2 радиотелескоп.^{[9][10][11][41]}

Космический микроволновый фон - это излучение, оставшееся от разъединение после эпохи рекомбинация когда нейтральный атомы первый сформирован. На этом этапе излучение, произведенное в результате Большого взрыва, прекратилось. Томсоновское рассеяние от заряженных ионов. Излучение, впервые обнаруженное в 1965 г. Арно Пензиас и Роберт Вудро Вильсон, имеет идеальную термическую черное тело спектр. Имеет температуру 2,7 кельвины сегодня и изотропен до одной из 10⁵. Космологическая теория возмущений, который описывает эволюцию небольших неоднородностей в ранней Вселенной, позволил космологам точно рассчитать угловой спектр мощности излучения, и это было измерено в недавних спутниковых экспериментах (COBE и WMAP)^[42] и множество наземных и воздушных экспериментов (например, Интерферометр с угловой шкалой, Космический фоновый формирователь изображения, и Бумеранг).^[43] Одна из целей этих усилий - измерение основных параметров Лямбда-CDM модель с возрастающей точностью, а также для проверки предсказаний модели Большого взрыва и поиска новой физики. Например, результаты измерений, проведенных WMAP, ограничивают массы нейтрино.^[44]

Новые эксперименты, такие как ТИХИЙ и Космологический телескоп Атакама, пытаются измерить поляризация космического микроволнового фона.^[45] Ожидается, что эти измерения предоставят дальнейшее подтверждение теории, а также информацию о космической инфляции и так называемых вторичных анизотропиях,^[46] такой как Эффект Сюняева-Зельдовича и Эффект Сакса-Вульфа, которые вызваны взаимодействием между галактики и кластеры с космическим микроволновым фоном.^[47][48]

17 марта 2014 г. астрономы BICEP2 Сотрудничество объявил о явном обнаружении B-Режим поляризация CMB, считается свидетельством изначальные гравитационные волны которые предсказываются теорией инфляция произойти на самой ранней стадии Большой взрыв.^{[9][10][11][41]} Однако позже в том же году Планк сотрудничество позволило более точно измерить космическая пыль, делая вывод о том, что сигнал от пыли в B-режиме имеет такую ​​же силу, как и полученный от BICEP2.^[49][50] 30 января 2015 г. был проведен совместный анализ BICEP2 и Планк данные были опубликованы, и Европейское космическое агентство объявил, что сигнал можно полностью отнести к межзвездной пыли в Млечном Пути.^[51]

Формирование и эволюция крупномасштабной структуры

Понимание формирования и эволюции самых крупных и самых ранних структур (т. Е. квазары, галактики, кластеры и сверхскопления) является одним из крупнейших достижений космологии. Космологи изучают модель формирование иерархической структуры в котором структуры формируются снизу вверх, причем сначала формируются более мелкие объекты, а самые большие объекты, такие как сверхскопления, все еще собираются.^[52] Один из способов изучения структуры Вселенной - это обзор видимых галактик, чтобы построить трехмерную картину галактик во Вселенной и измерить материю. спектр мощности. Это подход Sloan Digital Sky Survey и Обзор красного смещения галактики 2dF.^[53][54]

Еще один инструмент для понимания формирования структуры - моделирование, которое космологи используют для изучения гравитационного скопления материи во Вселенной, когда она группируется в нити, сверхскопления и пустоты. Большинство симуляций содержат только небарионную холодная темная материя, что должно быть достаточно для понимания Вселенной в самых больших масштабах, поскольку во Вселенной намного больше темной материи, чем видимой барионной материи. Более продвинутое моделирование начинает включать барионы и изучать образование отдельных галактик. Космологи изучают эти модели, чтобы увидеть, согласны ли они с обзорами галактик, и понять любые расхождения.^[55]

Другие, дополнительные наблюдения для измерения распределения материи в далекой Вселенной и исследования реионизация включают:

• В Лиман-альфа лес, который позволяет космологам измерять распределение нейтрального газообразного атомарного водорода в ранней Вселенной, измеряя поглощение этим газом света далеких квазаров.^[56]
• 21 сантиметр поглощение Линия нейтрального атомарного водорода также является чувствительной проверкой космологии.^[57]
• Слабое линзирование, искажение удаленного изображения на гравитационное линзирование из-за темной материи.^[58]

Это поможет космологам решить вопрос о том, когда и как сформировалась структура Вселенной.

Темная материя

Свидетельства из Нуклеосинтез Большого взрыва, то космический микроволновый фон, формирование структуры и кривые вращения галактики предполагает, что около 23% массы Вселенной состоит из небарионной темной материи, тогда как только 4% состоит из видимой, барионная материя. Гравитационные эффекты темной материи хорошо известны, поскольку она ведет себя как холодная, безызлучательный жидкость, которая образует нимбы вокруг галактик. Темная материя никогда не была обнаружена в лаборатории, и физическая природа темной материи остается полностью неизвестной. Без наблюдательных ограничений есть ряд кандидатов, например, стабильный суперсимметричный частица, а Слабо взаимодействующая массивная частица, а гравитационно взаимодействующая массивная частица, аксион, а массивный компактный гало-объект. Альтернативы гипотезе темной материи включают изменение силы тяжести при малых ускорениях (MOND) или эффект от бранная космология.^[59]

Темная энергия

Если вселенная плоский, должна быть дополнительная составляющая, составляющая 73% (помимо 23% темной материи и 4% барионов) плотности энергии Вселенной. Это называется темной энергией. Чтобы не мешать нуклеосинтезу Большого взрыва и космическому микроволновому фону, он не должен группироваться в гало, таких как барионы и темная материя. Существуют убедительные данные наблюдений за темной энергией, поскольку полная плотность энергии Вселенной известна через ограничения на плоскостность Вселенной, но количество кластеризованной материи точно измерено и намного меньше этого. Доводы в пользу темной энергии были усилены в 1999 году, когда измерения показали, что расширение Вселенной начало постепенно ускоряться.^[60]

Кроме плотности и свойств кластеризации, о темной энергии ничего не известно. Квантовая теория поля предсказывает космологическая постоянная (CC) очень похоже на темную энергию, но 120 порядки величины больше, чем наблюдалось.^[61] Стивен Вайнберг и ряд теоретиков струн (видеть струнный пейзаж) обратились к «слабым антропный принцип': то есть причина того, что физики наблюдают вселенную с такой маленькой космологической постоянной, заключается в том, что ни один физик (или любая жизнь) не может существовать во вселенной с большей космологической постоянной. Многие космологи находят это неудовлетворительным объяснением: возможно, потому что, хотя слабый антропный принцип самоочевиден (учитывая, что существуют живые наблюдатели, должна быть по крайней мере одна вселенная с космологической постоянной, которая позволяет жизни существовать), он не пытается объяснить контекст этой вселенной.^[62] Например, один лишь слабый антропный принцип не делает различий между:

• Когда-либо будет существовать только одна вселенная, и существует некий основополагающий принцип, который ограничивает CC до значения, которое мы наблюдаем.
• Только одна вселенная будет когда-либо существовать, и, хотя нет основополагающего принципа, фиксирующего CC, нам повезло.
• Существует множество вселенных (одновременно или последовательно) с диапазоном значений CC, и, конечно, наша - одна из жизнеобеспечивающих.

Другие возможные объяснения темной энергии включают: квинтэссенция^[63] или модификация силы тяжести в самых больших масштабах.^[64] Влияние темной энергии на космологию, описываемое этими моделями, определяется величиной темной энергии. уравнение состояния, который варьируется в зависимости от теории. Природа темной энергии - одна из самых сложных проблем космологии.

Лучшее понимание темной энергии, вероятно, решит проблему окончательная судьба вселенной. В нынешнюю космологическую эпоху ускоренное расширение из-за темной энергии предотвращает образование структур размером более сверхскопления от формирования. Неизвестно, будет ли ускорение продолжаться бесконечно, возможно, даже увеличиваясь до тех пор, пока большой разрыв, или он в конечном итоге обратится, приведет к большой мороз, или по другому сценарию.^[65]

Гравитационные волны

Гравитационные волны рябь в кривизна из пространство-время которые распространяются как волны со скоростью света, возникающей в определенных гравитационных взаимодействиях, распространяющихся наружу от своего источника. Гравитационно-волновая астрономия это развивающаяся ветвь наблюдательная астрономия который направлен на использование гравитационных волн для сбора данных наблюдений об источниках обнаруживаемых гравитационных волн, таких как двойная звезда системы, состоящие из белые карлики, нейтронные звезды, и черные дыры; и такие мероприятия, как сверхновые, и формирование ранняя вселенная вскоре после Большой взрыв.^[66]

В 2016 г. LIGO Научное сотрудничество и Дева Команды сотрудничества объявили, что они сделали первое наблюдение гравитационных волн, происходящие из пара из слияние черные дыры с помощью детекторов Advanced LIGO.^[67][68][69] 15 июня 2016 г. второе обнаружение о гравитационных волнах от сливающихся черных дыр.^[70] Помимо LIGO, многие другие гравитационно-волновые обсерватории (детекторы) строятся.^[71]

Другие области исследования

Космологи также изучают:

• Ли изначальные черные дыры были сформированы в нашей Вселенной, и что с ними произошло.^[72]
• Регистрация космических лучей с энергией выше ГЗК отсечка,^[73] и сигнализирует ли это о неисправности специальная теория относительности при высоких энергиях.
• В принцип эквивалентности,^[36] является ли Эйнштейн общая теория относительности правильная теория гравитация,^[74] и если фундаментальный законы физики одинаковы повсюду во Вселенной.^[75]
• Возрастающая сложность универсальных структур, пример которой становится все более значительным. плотность энергии.^[76]

Смотрите также

Рекомендации

дальнейшее чтение

Популярный

• Брайан Грин (2005). Ткань космоса. Penguin Books Ltd. ISBN 978-0-14-101111-0.
• Алан Гут (1997). Инфляционная Вселенная: поиски новой теории космического происхождения. Случайный дом. ISBN 978-0-224-04448-6.
• Хокинг, Стивен В. (1988). Краткая история времени: от Большого взрыва до черных дыр. Bantam Books, Inc. ISBN 978-0-553-38016-3.
• Хокинг, Стивен В. (2001). Вселенная в двух словах. Bantam Books, Inc. ISBN 978-0-553-80202-3.
• Острикер, Иеремия П .; Миттон, Саймон (2013). Сердце тьмы: разгадывая тайны невидимой вселенной. Принстон, Нью-Джерси: Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-13430-7.
• Саймон Сингх (2005). Большой взрыв: происхождение Вселенной. Четвертое сословие. Bibcode:2004biba.book ..... S. ISBN 978-0-00-716221-5.
• Стивен Вайнберг (1993) [Впервые опубликовано в 1978 году]. Первые три минуты. Основные книги. ISBN 978-0-465-02437-7.

Учебники

• Ченг, Та-Пей (2005). Относительность, гравитация и космология: базовое введение. Оксфорд и Нью-Йорк: Издательство Оксфордского университета. ISBN 978-0-19-852957-6. Вводная космология и общая теория относительности без полного тензорного аппарата отложены до последней части книги.
• Додельсон, Скотт (2003). Современная космология. Академическая пресса. ISBN 978-0-12-219141-1. Вступительный текст, выпущенный незадолго до WMAP полученные результаты.
• Грён, Эйвинд; Хервик, Сигбьорн (2007). Общая теория относительности Эйнштейна с современными приложениями в космологии. Нью-Йорк: Спрингер. ISBN 978-0-387-69199-2.
• Харрисон, Эдвард (2000). Космология: наука о вселенной. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-66148-5. Для магистрантов; математически мягкий с сильной исторической направленностью.
• Катнер, Марк (2003). Астрономия: физическая перспектива. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-52927-3. Вводный текст по астрономии.
• Колб, Эдвард; Майкл Тернер (1988). Ранняя Вселенная. Эддисон-Уэсли. ISBN 978-0-201-11604-5. Классический справочник для исследователей.
• Лиддл, Эндрю (2003). Введение в современную космологию. Джон Вили. ISBN 978-0-470-84835-7. Космология без общей теории относительности.
• Лиддл, Эндрю; Дэвид Лит (2000). Космологическая инфляция и крупномасштабная структура. Кембридж. ISBN 978-0-521-57598-0. Введение в космологию с подробным обсуждением инфляция.
• Муханов, Вячеслав (2005). Физические основы космологии. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-56398-7.
• Падманабхан, Т. (1993). Формирование структуры во Вселенной. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-42486-8. Подробно обсуждается формирование крупномасштабных структур.
• Павлин, Джон (1998). Космологическая физика. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-42270-3. Введение, включающее больше об общей теории относительности и квантовой теории поля, чем большинство других.
• Пиблз, П. Дж. Э. (1993). Принципы физической космологии. Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-01933-8. Сильный исторический фокус.
• Пиблз, П. Дж. Э. (1980). Крупномасштабная структура Вселенной. Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-08240-0. Классическая работа над крупномасштабная структура и корреляционные функции.
• Рис, Мартин (2002). Новые перспективы астрофизической космологии. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-64544-7.
• Вайнберг, Стивен (1971). Гравитация и космология. Джон Вили. ISBN 978-0-471-92567-5. Стандартный справочник по математическому формализму.
• Вайнберг, Стивен (2008). Космология. Издательство Оксфордского университета. ISBN 978-0-19-852682-7.
• Бенджамин Гал-Ор, "Космология, физика и философия", Springer Verlag, 1981, 1983, 1987, ISBN 0-387-90581-2, 0-387-96526-2.

внешняя ссылка

Из групп

• Кембриджская космология- из Кембриджского университета (общедоступная домашняя страница)
• Космология 101 - от НАСА WMAP группа
• Центр космологической физики. Чикагский университет, Чикаго.
• Истоки, Nova Online - Предоставлено PBS.

От частных лиц

• Гейл, Джордж "Космология: методологические дебаты 1930-х и 1940-х годов", Стэнфордская энциклопедия философии, Эдвард Н. Залта (ред.)
• Мадор, Барри Ф. "5 уровень : База знаний по внегалактической астрономии и космологии". Калтех и Карнеги. Пасадена, Калифорния, США.
• Тайлер, Пэт и Фил Ньюман "Помимо Эйнштейна". Лаборатория астрофизики высоких энергий (LHEA) НАСА Центр космических полетов Годдарда.
• Райт, Нед. "Учебник по космологии и FAQ". Отдел астрономии и астрофизики, Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе.
• Джордж Мюссер (Февраль 2004 г.). «Четыре ключа к космологии». Scientific American. Scientific American. Получено 22 марта 2015.
• Клифф Берджесс; Фернандо Кеведо (Ноябрь 2007 г.). "Великая космическая поездка на американских горках". Scientific American (Распечатать). С. 52–59. (подзаголовок) Может ли космическая инфляция быть признаком того, что наша Вселенная находится в гораздо более обширном царстве?