Физическая космология

Часть серии по
Физическая космология
Большой взрыв  · Вселенная Возраст вселенной Хронология Вселенной
Ранняя вселенная Эпоха Планка Эпоха великого объединения Электрослабая эпоха Эпоха кварков Адронная эпоха Эпоха лептона Фотонная эпоха Нуклеосинтез Большого взрыва Инфляция Темные века 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 Хронология далекого будущего Будущее расширяющейся Вселенной Конечная судьба вселенной Тепловая смерть вселенной Большой разрыв Большой хруст Большой отскок Распад ложного вакуума Маленький Рип Распад протона Виртуальная черная дыра
Компоненты  · Структура Составные части Лямбда-CDM модель Барионная материя Экзотическая материя Вырожденная материя Нейтроний КХД имеет значение Странное дело Отрицательное вещество 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 темной материи Темное излучение Темная жидкость Темный поток Зеркальная материя Состав Форма вселенной Реионизация  · Формирование структуры Формирование галактики Мультивселенная Вселенная Наблюдаемая Вселенная Объем Хаббла 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 Микроволновой датчик анизотропии Уилкинсона (WMAP)
Ученые Ааронсон Альфвен Альфер Бхарадвадж Коперник де Ситтер Дике Эддингтон Элерс Эйнштейн Эллис Фридман Галилео Гамов Гут Хокинг Хаббл Лемэтр Linde Mather Ньютон Penzias Вбивать в голову Шмидт Шварцшильд Smoot Старобинский Steinhardt Suntzeff Сюняев Толман Уилсон Зельдович
История темы Открытие космического микроволнового фонового излучения История теории большого взрыва Религиозные интерпретации теории большого взрыва Хронология космологических теорий
Категория  Астрономический портал
v т е

Физическая космология - это раздел космологии, занимающийся изучением космологических моделей. Космологическая модель , или просто космология , содержит описание самых масштабных структур и динамики Вселенной и позволяет изучать фундаментальные вопросы о ее происхождении, структуре, эволюции и конечной судьбе. ^[1] Космология как наука возникла на основе принципа Коперника , который подразумевает, что небесные тела подчиняются физическим законам, идентичным законам Земли, и ньютоновской механике., что впервые позволило понять эти физические законы. Физическая космология, как он теперь понял, началась с разработки в 1915 году от Альберта Эйнштейна «с общей теории относительности , а затем крупных наблюдательных открытий в 1920 - е годы: первый, Эдвин Хаббл обнаружил , что Вселенная содержит огромное количество внешних галактик за пределами Млечный Путь ; затем работа Весто Слайфера и других показала, что Вселенная расширяется . Эти достижения позволили размышлять о происхождении Вселенной и позволили создать теорию Большого взрыва Жоржем Лемэтром., как ведущая космологическая модель. Некоторые исследователи все еще отстаивают несколько альтернативных космологий ; ^[2] однако большинство космологов согласны с тем, что теория Большого взрыва лучше всего объясняет наблюдения.

Драматические успехи в наблюдательной космологии с 1990-х годов, включая изучение космического микроволнового фона , далеких сверхновых и обзоры красного смещения галактик , привели к развитию стандартной модели космологии . Эта модель требует, чтобы Вселенная содержала большое количество темной материи и темной энергии , природа которых в настоящее время не совсем понятна, но модель дает подробные предсказания, которые превосходно согласуются со многими различными наблюдениями. ^[3]

Космология в значительной степени опирается на работу во многих разрозненных областях исследований теоретической и прикладной физики . Области, относящиеся к космологии, включают эксперименты и теорию физики элементарных частиц , теоретическую и наблюдательную астрофизику , общую теорию относительности , квантовую механику и физику плазмы .

История темы [ править ]

Современная космология развивалась по тандему теории и наблюдения. В 1916 году Альберт Эйнштейн опубликовал свою общую теорию относительности , которая предоставила единое описание гравитации как геометрического свойства пространства и времени. ^[4] В то время Эйнштейн верил в статичность Вселенной , но обнаружил, что его первоначальная формулировка теории этого не допускала. ^[5] Это связано с тем, что массы, распределенные по всей Вселенной, гравитационно притягиваются и с течением времени 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 он добавил эту космологическую постоянную к своим уравнениям поля, чтобы заставить их моделировать статическую Вселенную. ^[7] Модель Эйнштейна описывает статическую 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 небольшим возмущениям - со временем она начнет расширяться или сжиматься. ^[5]Позже стало ясно, что модель Эйнштейна была лишь одной из более широкого набора возможностей, которые все согласовывались с общей теорией относительности и космологическим принципом. Космологические решения общей теории относительности были найдены Александром Фридманом в начале 1920-х годов. ^[8] Его уравнения описывают вселенную Фридмана – Лемэтра – Робертсона – Уокера , которая может расширяться или сжиматься, и чья геометрия может быть открытой, плоской или закрытой.

В 1910 - х годах, Слайферы (а позже Карл Вильгельм Вирц ) интерпретировали красное смещение из спиральных туманностей как доплеровский сдвиг , который указал , что они отступают от Земли. ^{[12] [13]} Однако трудно определить расстояние до астрономических объектов. Один из способов - сравнить физический размер объекта с его угловым размером , но для этого необходимо принять физический размер. Другой метод - измерить яркость объекта и принять его внутреннюю светимость , на которой расстояние может быть определено с помощью закона обратных квадратов.. Из-за сложности использования этих методов они не осознавали, что туманности на самом деле являются галактиками за пределами нашего Млечного Пути , и не размышляли о космологических последствиях. В 1927 году бельгийский римско-католический священник Жорж Лемэтр независимо вывел уравнения Фридмана-Лемэтра-Робертсона-Уокера и предположил, на основе разлета спиральных туманностей, что Вселенная началась с «взрыва» «первобытного атома » ^{[ 14],} который позже был назван Большим взрывом . В 1929 году Эдвин Хабблобеспечил наблюдательную основу теории Лемэтра. Хаббл показал, что спиральные туманности являются галактиками, определив их расстояния, используя измерения яркости переменных звезд цефеид . 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 отклонен в десять раз 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 Хойл «s модели установившегося состояния , в котором новая материя создаются как галактики отдаляются 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 оказало сильную поддержку модели Большого взрыва ^[17], и после точных измерений космического микроволнового фона исследователем космического фона в начале 1990-х годов немногие космологи серьезно предложили другие теории происхождение и эволюция космоса. Одним из следствий этого является то, что в стандартной общей теории относительности Вселенная началась с сингулярности , как это продемонстрировали Роджер Пенроуз и Стивен Хокинг в 1960-х годах. ^[18]

Был представлен альтернативный взгляд на расширение модели Большого взрыва, предполагающий, что у Вселенной не было начала или сингулярности, а возраст Вселенной бесконечен. ^{[19] [20] [21]}

Энергия космоса [ править ]

Легчайшие химические элементы , в первую очередь водород и гелий , были созданы во время Большого взрыва в процессе нуклеосинтеза . ^[22] В последовательности реакций звездного нуклеосинтеза более мелкие атомные ядра затем объединяются в более крупные атомные ядра, в конечном итоге образуя стабильные элементы группы железа, такие как железо и никель , которые имеют самые высокие энергии связи ядер . ^[23] Чистый процесс приводит к более позднему высвобождению энергии , то есть после Большого взрыва. ^[24]Такие реакции ядерных частиц могут привести к внезапному высвобождению энергии от катаклизмических переменных звезд, таких как новые . Гравитационный коллапс вещества в черные дыры также приводит в действие самые энергичные процессы, обычно наблюдаемые в ядерных областях галактик, образуя квазары и активные галактики .

Космологи не могут точно объяснить все космические явления, например, связанные с ускоряющимся расширением Вселенной , с использованием обычных форм энергии . Вместо этого космологи предлагают новую форму энергии, называемую темной энергией, которая пронизывает все пространство. ^[25] Одна из гипотез состоит в том, что темная энергия - это просто энергия вакуума , компонента пустого пространства, связанного с виртуальными частицами , существующими из-за принципа неопределенности . ^[26]

Нет четкого способа определить полную энергию Вселенной, используя наиболее широко принятую теорию гравитации, общую теорию относительности . Таким образом, остается спорным вопрос о том, сохраняется ли полная энергия в расширяющейся Вселенной. Например, каждый фотон , путешествующий через межгалактическое пространство, теряет энергию из-за эффекта красного смещения . Очевидно, эта энергия не передается в какую-либо 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 сохранения энергии . ^[27]

Термодинамика Вселенной - это область исследований, которая исследует, какая форма энергии доминирует в космосе - релятивистские частицы, которые называются излучением , или нерелятивистские частицы, называемые материей. Релятивистские частицы - это частицы, масса покоя которых равна нулю или пренебрежимо мала по сравнению с их кинетической энергией , и поэтому они движутся со скоростью света или очень близкой 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 излучение в ней растворяются. Однако плотности энергии излучения и вещества растворяются с разной скоростью. По мере расширения определенный объем, массовая плотность энергии изменяется только за счет увеличения объема, но плотность энергии излучения изменяется как за счет увеличения объема и увеличением длины волны из фотонов , которые делают его вверх. 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 эВи ниже, материя определяет скорость замедления, и во Вселенной «преобладает материя». Промежуточный случай не рассматривается хорошо аналитически . По мере того как расширение Вселенной продолжается, материя еще больше разбавляется, и космологическая постоянная становится доминирующей, что приводит к ускорению расширения Вселенной.

История вселенной [ править ]

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

Уравнения движения [ править ]

В рамках стандартной космологической модели , то уравнения движения , регулирующие вселенную в целом являются производными от общей теории относительности с небольшим, положительной космологической постоянной . ^[28] Решение - расширяющаяся Вселенная; из-за этого расширения излучение и материя во Вселенной охлаждаются и растворяются. Сначала расширение замедляется гравитацией, притягивающей излучение и материю во Вселенной. Однако по мере их разбавления 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 [ править ]

В первые моменты существования Вселенной средняя плотность энергии была очень высокой, что делало знание физики элементарных частиц критически важным для понимания окружающей среды. Следовательно, процессы рассеяния и распада нестабильных элементарных частиц важны для космологических моделей этого периода.

Как показывает опыт, процесс рассеяния или распада космологически важен в определенную эпоху, если масштаб времени, описывающий этот процесс, меньше или сравним с масштабом времени расширения Вселенной. ^{[ Разъяснение необходимости ]} Масштаб времени , который описывает расширение Вселенной с является параметром Хаббла , который изменяется со временем. Шкала времени расширения примерно равна возрасту Вселенной в каждый момент времени.${\displaystyle 1/H}$${\displaystyle H}$${\displaystyle 1/H}$

Хронология Большого взрыва [ править ]

Наблюдения показывают, что Вселенная возникла около 13,8 миллиарда лет назад. ^[30] С тех пор эволюция Вселенной прошла три фазы. Очень ранняя Вселенная, которая все еще плохо изучена, была той долей секунды, когда Вселенная была настолько горячей, что частицы имели энергию выше, чем те, которые в настоящее время доступны в ускорителях частиц на Земле. Следовательно, хотя основные черты этой эпохи были разработаны в теории Большого взрыва, детали во многом основаны на обоснованных предположениях. После этого в ранней Вселенной эволюция Вселенной происходила в соответствии с известной физикой высоких энергий.. Это когда образовались первые протоны, электроны и нейтроны, затем ядра и, наконец, атомы. С образованием нейтрального водорода испускался космический микроволновый фон . Наконец, началась эпоха формирования структуры, когда материя начала объединяться в первые звезды и квазары , и в конечном итоге сформировались галактики, скопления галактик и сверхскопления . Будущее Вселенной еще точно не известно, но согласно модели ΛCDM, она будет продолжать расширяться вечно.

Направления обучения [ править ]

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

Очень ранняя вселенная [ править ]

Ранняя горячая Вселенная, по-видимому, хорошо объясняется Большим взрывом , произошедшим примерно через ^10-33 секунды, но есть несколько проблем . Один из них заключается в том, что, используя современную физику элементарных частиц, нет веских причин для того, чтобы Вселенная была плоской , однородной и изотропной (см. Космологический принцип ) . Более того, великие объединенные теории физики элементарных частиц предполагают, что во Вселенной должны быть магнитные монополи , которые не были обнаружены. Эти проблемы решает кратковременный период космической инфляции , которая доводит Вселенную до плоского состояния , сглаживает анизотропию.и неоднородности до наблюдаемого уровня, и экспоненциально разбавляет монополи. ^[31] Физическая модель космической инфляции чрезвычайно проста, но она еще не подтверждена физикой элементарных частиц, и существуют сложные проблемы, связанные с согласованием инфляции и квантовой теории поля . ^{[ расплывчато ]} Некоторые космологи думают, что теория струн и космология бран предоставят альтернативу инфляции. ^[32]

Еще одна серьезная проблема космологии - это то, что заставило Вселенную содержать гораздо больше материи, чем антивещества . Космологи могут на основе наблюдений сделать вывод, что Вселенная не разделена на области материи и антивещества. Если бы это было так, в результате аннигиляции образовались бы рентгеновские лучи и гамма-лучи , 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 бариогенезом . Три необходимых условия бариогенезиса были выведены Андреем Сахаровым в 1967 году и требуют нарушения симметрии физики частиц , называемогоCP-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 быть получено с помощью теории и эксперимента высоких энергий , а не наблюдений за Вселенной. ^{[ предположение? ]}

Теория большого взрыва [ править ]

Нуклеосинтез Большого взрыва - это теория образования элементов в ранней Вселенной. Он закончился, когда Вселенной было около трех минут, а ее температура упала ниже той, при которой мог произойти ядерный синтез . У нуклеосинтеза Большого взрыва был короткий период, в течение которого он мог работать, поэтому были произведены только самые легкие элементы. Начиная с ионов водорода ( протонов ), он в основном производил дейтерий , гелий-4 и литий . Остальные элементы были произведены только в следовых количествах. Основная теория нуклеосинтеза была разработана в 1948 году Джорджем Гамовым , Ральфом Ашером Альфером., и Роберт Герман . ^[35] Он использовался в течение многих лет в качестве исследования физики 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 принципа эквивалентности , ^[36] для исследования темной материи и проверки физики нейтрино . ^[37] Некоторые космологи предположили, что нуклеосинтез Большого взрыва предполагает существование четвертого «стерильного» вида нейтрино. ^[38]

Стандартная модель космологии Большого взрыва [ править ]

ΛCDM ( Лямбда холодных темное вещества ) или лямбда-CDM модель представляет собой параметризацию из больших взрыва космологической модели , в которой Вселенная содержит космологическую постоянную , обозначаемый Lambda ( греческий Л ), связанный с темной энергией и холодными темной материей (сокращенно CDM ). Он часто упоминается как стандартная модель из Большого Взрыва космологии. ^{[39] [40]}

Космический микроволновый фон [ править ]

Космический микроволновый фон - это излучение, оставшееся после разделения после эпохи рекомбинации, когда впервые образовались нейтральные атомы . В этот момент излучение, возникшее в результате Большого взрыва, остановило томсоновское рассеяние на заряженных ионах. Излучение, впервые обнаруженное в 1965 году Арно Пензиасом и Робертом Вудро Вильсоном , имеет идеальный тепловой спектр черного тела . Сегодня он имеет температуру 2,7 кельвина и изотропен с точностью до одной 10 ⁵ . Космологическая теория возмущений, который описывает эволюцию небольших неоднородностей в ранней Вселенной, позволил космологам точно рассчитать угловой спектр мощности излучения, и он был измерен недавними спутниковыми экспериментами ( COBE и WMAP ) ^[41] и многими наземными и воздушными шарами. эксперименты (такие как интерферометр угловой шкалы , космический фоновый формирователь изображения и бумеранг ). ^[42] Одной из целей этих усилий является измерение основных параметров модели Lambda-CDM.с возрастающей точностью, а также для проверки предсказаний модели Большого взрыва и поиска новой физики. Например, результаты измерений, проведенных WMAP, наложили ограничения на массы нейтрино. ^[43]

Новые эксперименты, такие как QUIET и Космологический телескоп Атакама , пытаются измерить поляризацию космического микроволнового фона. ^[44] Эти измерения , как ожидается , чтобы обеспечить дальнейшее подтверждение теории, а также информацию о космической инфляции, а также так называемые вторичные анизотропией, ^[45] , такие как эффект Сюняева-Зельдовича и эффект Сакса-Вольфа , которые являются вызвано взаимодействием галактик и скоплений с космическим микроволновым фоном. ^{[46] [47]}

17 марта 2014 года астрономы из коллаборации BICEP2 объявили об очевидном обнаружении поляризации реликтового излучения в B- моде , которая считается свидетельством первичных гравитационных волн , которые, согласно теории инфляции, произойдут во время самой ранней фазы Большого взрыва . ^{[9] [10] [11] [48]} Однако позже в том же году коллаборация Planck предоставила более точное измерение космической пыли , сделав вывод, что сигнал пыли в B-моде имеет такую ​​же силу, как и полученный от BICEP2. ^{[49] [50]}30 января 2015 года был опубликован совместный анализ данных BICEP2 и Planck, и Европейское космическое агентство объявило, что сигнал полностью связан с межзвездной пылью в Млечном Пути. ^[51]

Формирование и эволюция крупномасштабной структуры [ править ]

Понимание формирования и эволюции самых больших и самых ранних структур (например, квазаров , галактик , скоплений и сверхскоплений ) является одним из крупнейших усилий в космологии. Космологи изучают модель формирования иерархической структуры, в которой структуры формируются снизу вверх, причем сначала формируются более мелкие объекты, в то время как самые большие объекты, такие как сверхскопления, все еще собираются. ^[52] Одним из способов изучения структуры Вселенной является исследование видимых галактик, чтобы построить трехмерную картину галактик во Вселенной и измерить энергетический спектр материи . Это подход Sloan Digital Sky Survey.и 2dF Galaxy Redshift Survey . ^{[53] [54]}

Еще один инструмент для понимания формирования структуры - моделирование, которое космологи используют для изучения гравитационной агрегации материи во Вселенной, когда она группируется в волокна , сверхскопления и пустоты . Большинство симуляций содержат только небарионную холодную темную материю , которой должно быть достаточно для понимания Вселенной в самых больших масштабах, поскольку во Вселенной гораздо больше темной материи, чем видимой барионной материи. Более продвинутое моделирование начинает включать барионы и изучать формирование отдельных галактик. Космологи изучают эти симуляции, 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 реионизации включают:

• Лайман-альфа лес , который позволяет космологи измерить распределение нейтрального атомарного водорода в ранней Вселенной, путем измерения поглощения света от далеких квазаров газа. ^[56]
• 21-сантиметровая линия поглощения нейтрального атомарного водорода также является чувствительной космологической проверкой. ^[57]
• Слабое линзирование , искажение далекого изображения гравитационным линзированием из-за темной материи. ^[58]

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

Темная материя [ править ]

Данные нуклеосинтеза Большого взрыва , космического микроволнового фона , образования структур и кривых вращения галактик предполагают, что около 23% массы Вселенной состоит из небарионной темной материи, тогда как только 4% состоит из видимой барионной материи . Гравитационные эффекты темной материи хорошо изучены, поскольку она ведет себя как холодная неизлучающая жидкость, которая образует ореолы 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, стабильная суперсимметричная частица,слабовзаимодействующая массивная частица , гравитационно-взаимодействующая массивная частица , аксион и массивный компактный гало-объект . Альтернативы гипотезе темной материи включают модификацию силы тяжести при малых ускорениях ( MOND ) или эффект космологии бран . ^[59]

Темная энергия [ править ]

Если Вселенная плоская , должен быть дополнительный компонент, составляющий 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 свидетельства 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 космологическую постоянную (КК), очень похожую на темную энергию, но на 120 порядков больше наблюдаемой. ^[61] Стивен Вайнберг и ряд теоретиков струн (см. Струнный ландшафт ) использовали «слабый антропный принцип».': то есть причина того, что физики наблюдают вселенную с такой малой космологической постоянной, заключается в том, что ни один физик (или любая другая жизнь) не может существовать во вселенной с большей космологической постоянной. Многие космологи считают это объяснение неудовлетворительным: возможно, потому, что, хотя слабый антропный принцип самоочевиден (учитывая, что существуют живые наблюдатели, должна быть по крайней мере одна вселенная с космологической постоянной, позволяющей существовать жизни), он не пытается объяснить контекст этой вселенной. ^[62] Например, один лишь слабый антропный принцип не различает:

• Когда-либо будет существовать только одна вселенная, и существует некий основополагающий принцип, который ограничивает CC до значения, которое мы наблюдаем.
• Когда-либо будет существовать только одна вселенная, 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 квинтэссенцию ^[63] или модификацию гравитации в самых больших масштабах. ^[64] Влияние темной энергии на космологию, описываемое этими моделями, определяется уравнением состояния темной энергии , которое варьируется в зависимости от теории. Природа темной энергии - одна из самых сложных проблем космологии.

Лучшее понимание темной энергии, вероятно, решит проблему окончательной судьбы Вселенной . В нынешнюю космологическую эпоху ускоренное расширение из-за темной энергии препятствует образованию структур, превышающих размеры сверхскоплений . Неизвестно, будет ли ускорение продолжаться бесконечно, возможно, даже увеличиваясь до большого разрыва , или оно в конечном итоге развернется вспять, приведет к сильному замораживанию или пойдет по другому сценарию. ^[65]

Гравитационные волны [ править ]

Гравитационные волны рябь в кривизне части пространства - времени , которые распространяются в виде волн со скоростью света, генерируемых в некоторых гравитационных взаимодействиях, распространяющихся наружу от их источника. Гравитационно-волновая астрономия - это развивающаяся ветвь наблюдательной астрономии, целью которой является использование гравитационных волн для сбора данных наблюдений об источниках обнаруживаемых гравитационных волн, таких как двойные звездные системы, состоящие из белых карликов , нейтронных звезд и черных дыр ; и такие события, как сверхновые , и формирование ранней Вселеннойвскоре после Большого взрыва . ^[66]

В 2016 году LIGO Scientific Collaboration и Virgo Collaboration команд объявили , что они сделали первое наблюдение гравитационных волн , происходящих из пары из слияния черных дыр с помощью детекторов Advanced LIGO. ^{[67] [68] [69]} 15 июня 2016 года было объявлено о втором обнаружении гравитационных волн от сливающихся черных дыр. ^[70] Помимо LIGO, строятся многие другие гравитационно-волновые обсерватории (детекторы) . ^[71]

Другие области исследования [ править ]

Космологи также изучают:

• Если первичные черные дыры образовались в нашей вселенной, и что с ними случилось. ^[72]
• Обнаружение космических лучей с энергиями выше ГЗК обрезания , ^[73] и сигнализирует о том , что отказ специальной теории относительности при высоких энергий.
• Принцип эквивалентности , ^[36] или нет Эйнштейна общей теории относительности является правильной теорией гравитации , ^[74] , и если фундаментальные законы физики одинаковы повсюду во Вселенной. ^[75]
• Возрастающая сложность универсальных структур, примером которой является постоянно увеличивающаяся удельная энергия . ^[76]

См. Также [ править ]

Ссылки [ править ]

Дальнейшее чтение [ править ]

Популярные [ править ]

• 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 . ISBN Bantam Books, Inc. 978-0-553-38016-3.
• Хокинг, Стивен В. (2001). Вселенная в двух словах . ISBN Bantam Books, Inc. 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 [ править ]

• 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.Вводный текст, выпущенный незадолго до результатов WMAP .
• Грён, Эйвинд ; Хервик, Сигбьёрн (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 инфляции .
• 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 по общей теории относительности и квантовой теории поля, чем большинство других.
• Пиблз, PJE (1993). Принципы физической космологии . Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-01933-8. Сильная историческая направленность.
• Пиблз, PJE (1980). Крупномасштабная структура Вселенной . Издательство Принстонского университета. ISBN 978-0-691-08240-0.Классическая работа по крупномасштабной структуре и корреляционным функциям.
• 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 . 

Внешние ссылки [ править ]

Викискладе есть медиафайлы по физической космологии .

Из групп [ править ]

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

От частных лиц [ править ]

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