✖
~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ Arc.Ask3.Ru ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ 
Номер скриншота №:
✰ 0406539DF4E2650976BA4A15AF0AE9B2__1712929380 ✰
Заголовок документа оригинал.:
✰ Physical cosmology - Wikipedia ✰
Заголовок документа перевод.:
✰ Физическая космология — Википедия ✰
Снимок документа находящегося по адресу (URL):
✰ https://en.wikipedia.org/wiki/Physical_cosmology ✰
Адрес хранения снимка оригинал (URL):
✰ https://arc.ask3.ru/arc/aa/04/b2/0406539df4e2650976ba4a15af0ae9b2.html ✰
Адрес хранения снимка перевод (URL):
✰ https://arc.ask3.ru/arc/aa/04/b2/0406539df4e2650976ba4a15af0ae9b2__translat.html ✰
Дата и время сохранения документа:
✰ 11.06.2024 09:58:53 (GMT+3, MSK) ✰
Дата и время изменения документа (по данным источника):
✰ 12 April 2024, at 16:43 (UTC). ✰ 

~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ Ask3.Ru ~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~~ 
Сервисы Ask3.ru: 
 Архив документов (Снимки документов, в формате HTML, PDF, PNG - подписанные ЭЦП, доказывающие существование документа в момент подписи. Перевод сохраненных документов на русский язык.) 
✰ https://arc.ask3.ru ✰
 Ответы на вопросы (Сервис ответов на вопросы, в основном, научной направленности) 
✰ https://ask3.ru/answer2question ✰
 Товарный сопоставитель (Сервис сравнения и выбора товаров) ✰✰
✰ https://ask3.ru/product2collation ✰
 Партнеры 
✰ https://comrades.ask3.ru ✰


Совет. Чтобы искать на странице, нажмите Ctrl+F или ⌘-F (для MacOS) и введите запрос в поле поиска.
Arc.Ask3.ru: далее начало оригинального документа

Физическая космология — Википедия Jump to content

Физическая космология

Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Эта статья о разделе физики и астрономии. Чтобы узнать о других значениях, см. Космологию .

Художественная концепция космологической модели Большого взрыва , наиболее широко распространенной из всех в физической космологии (ни по времени, ни по размеру).
Часть серии о
Физическая космология
Изображение всего неба, полученное на основе данных WMAP за девять лет.
Ранняя вселенная
Расширение · Будущее
Компоненты · Структура
Эксперименты
Ученые
История предмета

Физическая космология — раздел космологии , занимающийся изучением космологических моделей. Космологическая модель , или просто космология , обеспечивает описание крупномасштабных структур и динамики Вселенной и позволяет изучать фундаментальные вопросы о ее происхождении , структуре, эволюции и окончательной судьбе . [1] Космология как наука возникла на основе принципа Коперника , который подразумевает, что небесные тела подчиняются тем же физическим законам, что и на Земле, и ньютоновской механики , которая впервые позволила понять эти физические законы.

Физическая космология, как ее теперь понимают, началась с разработки в 1915 году Альберта Эйнштейна , общей теории относительности за которой последовали крупные наблюдательные открытия в 1920-х годах: во-первых, Эдвин Хаббл обнаружил, что Вселенная содержит огромное количество внешних галактик за пределами Вселенной. Млечный путь ; затем работа Весто Слайфера и других показала, что Вселенная расширяется . Эти достижения позволили размышлять о происхождении Вселенной и позволили утвердить Большого взрыва теорию Жоржа Леметра в качестве ведущей космологической модели. Некоторые исследователи до сих пор защищают несколько альтернативных космологий ; [2] однако большинство космологов согласны с тем, что теория Большого взрыва лучше всего объясняет эти наблюдения.

Впечатляющие достижения в наблюдательной космологии с 1990-х годов, в том числе космического микроволнового фона , далеких сверхновых и красного смещения галактик исследования , привели к разработке 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 прекрасно согласуются со многими разнообразными наблюдениями. [3]

Космология в значительной степени опирается на работы многих разрозненных областей исследований в теоретической и прикладной физике . Области, имеющие отношение к космологии, включают физики элементарных частиц эксперименты и теорию , теоретическую и наблюдательную астрофизику , общую теорию относительности, квантовую механику и физику плазмы .

История предмета [ править ]

Смотрите также: Хронология космологии и Список космологов.

Современная космология развивалась по тандемному пути теории и наблюдения. В 1916 году Альберт Эйнштейн опубликовал свою теорию общей относительности , которая предоставила единое описание гравитации как геометрического свойства пространства и времени. [4] В то время Эйнштейн верил в статическую Вселенную , но обнаружил, что его первоначальная формулировка теории этого не допускала. [5] Это связано с тем, что массы, распределенные по Вселенной, гравитационно притягиваются и со временем движутся навстречу друг другу. [6] Однако он понял, что его уравнения допускают введение постоянного члена, который мог бы 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 к небольшим возмущениям — со временем она начнет расширяться или сжиматься. [5] Позже стало понятно, что модель Эйнштейна была лишь одной из более широкого набора возможностей, каждая из которых согласовывалась 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-Леметра-Робертсона-Уокера , которая может расширяться или сжиматься и геометрия которой может быть открытой, плоской или закрытой.

История Вселенной . Предполагается гравитационные волны , что возникают в результате космической инфляции , быстро ускоренного расширения сразу после Большого взрыва. [9] [10] [11]

В 1910-х годах Весто Слайфер (а позже Карл Вильгельм Виртц ) интерпретировал красное смещение спиральных туманностей как доплеровское смещение , указывающее на их удаление от Земли. [12] [13] Однако определить расстояние до астрономических объектов сложно. Один из способов — сравнить физический размер объекта с его угловым размером , но для этого необходимо предположить физический размер. Другой метод — измерить яркость объекта и принять его собственную светимость , исходя из которой можно определить расстояние с помощью закона обратных квадратов . Из-за сложности использования этих методов они не осознавали, что туманности на самом деле были галактиками за пределами нашего Млечного Пути , и не размышляли о космологических последствиях. В 1927 году бельгийский римско-католический священник Жорж Леметр независимо вывел уравнения Фридмана-Леметра-Робертсона-Уокера и на основе распада спиральных туманностей предположил, что Вселенная началась с «взрыва» «первобытного атома » . [14] — которое позже было названо Большим взрывом. В 1929 году Эдвин Хаббл предоставил наблюдательную основу для теории Леметра. Хаббл показал, что спиральные туманности являются галактиками, определяя их расстояния с помощью измерений 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 удаления 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 Леметра, которую отстаивал и развивал Георгий Гамов. Другим объяснением была Фреда Хойла, в модель устойчивого состояния которой 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 разделялась поровну. Однако данные наблюдений начали поддерживать идею о том, что Вселенная развилась из горячего и плотного состояния. Открытие космического микроволнового фона в 1965 году оказало мощную поддержку модели Большого взрыва. [17] а со времени точных измерений космического микроволнового фона с помощью программы Cosmic Background Explorer в начале 1990-х годов лишь немногие космологи всерьез предложили другие теории происхождения и эволюции космоса. Одним из следствий этого является то, что в стандартной общей теории относительности Вселенная началась с сингулярности , как продемонстрировали Роджер Пенроуз и Стивен Хокинг в 1960-х годах. [18]

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

В сентябре 2023 года астрофизики поставили под сомнение общую текущую картину Вселенной в форме Стандартной модели космологии , основанной на последних исследованиях космического телескопа Джеймса Уэбба . [22]

Энергия космоса [ править ]

Легчайшие химические элементы , прежде всего водород и гелий , были созданы во время Большого взрыва в процессе нуклеосинтеза . [23] 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 ядерной связи . [24] Итоговый процесс приводит к более позднему высвобождению энергии , то есть после Большого Взрыва. [25] Такие реакции ядерных частиц могут привести к внезапным выбросам энергии из катаклизмических переменных звезд, таких как новые . Гравитационный коллапс материи в черные дыры также приводит в действие наиболее энергетические процессы, обычно наблюдаемые в ядерных областях галактик, образующие квазары и активные галактики .

Космологи не могут точно объяснить все космические явления, например, те, которые связаны с ускоряющимся расширением Вселенной , используя обычные формы энергии . Вместо этого космологи предлагают новую форму энергии, называемую темной энергией , которая пронизывает все пространство. [26] Одна из гипотез заключается в том, что темная энергия — это просто энергия вакуума , компонент пустого пространства, связанный с виртуальными частицами , существующими благодаря принципу неопределенности . [27]

Не существует четкого способа определить полную энергию во Вселенной, используя наиболее широко распространенную теорию гравитации — общую теорию относительности. Поэтому 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 . Эта энергия не передается никакой другой системе, поэтому кажется, что она безвозвратно потеряна. С другой стороны, некоторые космологи настаивают на том, что энергия в некотором смысле сохраняется; это следует закону сохранения энергии . [28]

В космосе могут доминировать различные формы энергии: релятивистские частицы , называемые излучением , или нерелятивистские частицы, называемые материей. Релятивистские частицы — это частицы, масса покоя которых равна нулю или незначительна по сравнению с их кинетической энергией , и поэтому движутся со скоростью света или очень близко к ней; нерелятивистские частицы имеют массу покоя, намного превышающую их энергию, и поэтому движутся намного медленнее скорости света.

По мере расширения Вселенной материя и излучение становятся разбавленными. Однако плотности энергии излучения и вещества уменьшаются с разной скоростью. При расширении определенного объема плотность массы-энергии изменяется только за счет увеличения объема, но плотность энергии излучения изменяется как за счет увеличения объема, так и за счет увеличения длины волны составляющих его фотонов. Таким образом, энергия излучения становится меньшей частью общей энергии Вселенной, чем энергия материи по мере ее расширения. Говорят, что в самой ранней Вселенной «доминировало излучение», и излучение контролировало замедление расширения. Позже, когда средняя энергия фотона становится примерно 10 эВ и ниже, материя определяет скорость замедления, и говорят, что во Вселенной «доминирует материя». Промежуточный случай плохо трактуется аналитически . По мере продолжения расширения Вселенной материя разжижается еще больше, и космологическая постоянная становится доминирующей, что приводит к ускорению расширения Вселенной.

История Вселенной [ править ]

См. Также: Хронология Большого взрыва.

История Вселенной является центральным вопросом космологии. История Вселенной разделена на различные периоды, называемые эпохами, в соответствии с доминирующими силами и процессами в каждом периоде. Стандартная космологическая модель известна как модель Lambda-CDM .

Уравнения движения [ править ]

Основная статья: метрика Фридмана – Леметра – Робертсона – Уокера

В рамках стандартной космологической модели уравнения движения , управляющие Вселенной в целом, выводятся из общей теории относительности с небольшой положительной космологической постоянной. [29] Решение — расширяющаяся Вселенная; из-за этого расширения излучение и материя во Вселенной остывают и разбавляются. Сначала расширение замедляется гравитацией , притягивающей излучение и материю Вселенной. Однако по мере того, как они разбавляются, космологическая постоянная становится более доминирующей, и расширение Вселенной начинает ускоряться, а не замедляться. В нашей Вселенной это произошло миллиарды лет назад. [30]

Физика элементарных частиц в космологии [ править ]

Основная статья: Физика элементарных частиц в космологии

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

Как правило, процесс рассеяния или распада космологически важен в определенную эпоху, если временной масштаб, описывающий этот процесс, меньше или сравним с временным масштабом расширения Вселенной. [ нужны разъяснения ] Временная шкала, описывающая расширение Вселенной, равна с параметр Хаббла , который меняется со временем. Сроки расширения примерно равен возрасту Вселенной в каждый момент времени.

Хронология Большого взрыва [ править ]

Основная статья: Хронология Большого взрыва

Наблюдения показывают, что Вселенная возникла около 13,8 миллиардов лет назад. [31] С тех пор эволюция Вселенной прошла три фазы. Самая ранняя Вселенная, которая до сих пор плохо изучена, представляла собой долю секунды, в течение которой Вселенная была настолько горячей, что частицы имели энергии выше, чем те, которые в настоящее время доступны в ускорителях частиц на Земле. Таким образом, 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 протекала в соответствии с известной физикой высоких энергий . Именно тогда образовались первые протоны, электроны и нейтроны, затем ядра и, наконец, атомы. При образовании нейтрального водорода космического микроволнового фона возникло излучение . Наконец, началась эпоха структурообразования, когда материя начала объединяться в первые звезды и квазары , а в конечном итоге образовались галактики, скопления галактик и сверхскопления . Будущее Вселенной еще точно не известно, но, согласно модели ΛCDM , она будет продолжать расширяться вечно.

Области обучения [ править ]

Ниже в примерно хронологическом порядке описаны некоторые из наиболее активных областей исследований в космологии. Сюда не входит вся космология Большого взрыва, представленная в « Хронологии Большого взрыва» .

Очень ранняя вселенная [ править ]

Ранняя горячая Вселенная, по-видимому, хорошо объясняется Большим взрывом примерно 10 лет назад. −33 секунд и далее, но есть несколько проблем . Во-первых, с точки зрения современной физики элементарных частиц не существует убедительной причины, по которой Вселенная была бы плоской , однородной и изотропной (см. космологический принцип ) . Более того, теории великого объединения физики элементарных частиц предполагают, что во Вселенной должны существовать магнитные монополи , которые до сих пор не обнаружены. Эти проблемы решаются кратким периодом космической инфляции , которая приводит Вселенную к плоскому состоянию , сглаживает анизотропии и неоднородности до наблюдаемого уровня и экспоненциально разбавляет монополи. [32] Физическая модель космической инфляции чрезвычайно проста, но она еще не подтверждена физикой элементарных частиц, и существуют трудные проблемы, связанные с согласованием инфляции и квантовой теорией поля . [ нечеткий ] Некоторые космологи полагают, что теория струн и космология бран предоставят альтернативу инфляции. [33]

Другая серьезная проблема в космологии заключается в том, почему во Вселенной содержится гораздо больше материи, чем антиматерии . Космологи могут путем наблюдений сделать вывод, что Вселенная не разделена на области материи и антиматерии. Если бы это было так, то возникли бы рентгеновские лучи и гамма-лучи в результате аннигиляции , но этого не наблюдается. Следовательно, какой-то процесс в ранней Вселенной должен был создать небольшой избыток материи над антиматерией, и этот (в настоящее время непонятный) процесс называется бариогенезом . Три необходимых условия бариогенеза были выведены Андреем Сахаровым в 1967 году и требуют нарушения симметрии физики элементарных частиц , называемой CP-симметрией , между веществом и антивеществом. [34] Однако ускорители частиц измеряют слишком незначительное 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. [35]

Обе проблемы бариогенеза и космической инфляции очень тесно связаны с физикой элементарных частиц, и их решение может быть достигнуто с помощью теории высоких энергий и экспериментов , а не посредством наблюдений за Вселенной. [ предположение? ]

Теория большого взрыва [ править ]

Основная статья: Нуклеосинтез Большого взрыва

Нуклеосинтез Большого Взрыва — это теория образования элементов в ранней Вселенной. Оно завершилось, когда Вселенной было около трех минут, и ее температура упала ниже температуры, при которой мог произойти ядерный синтез . Нуклеосинтез Большого Взрыва имел короткий период времени, 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 производились лишь в следовых количествах. Основная теория нуклеосинтеза была разработана в 1948 Джорджем Гамовым , Ральфом Ашером Альфером и Робертом Херманом . [36] В течение многих лет он использовался в качестве исследования физики во времена Большого взрыва, поскольку теория нуклеосинтеза Большого взрыва связывает обилие первичных легких элементов с особенностями ранней Вселенной. [23] В частности, его можно использовать для проверки принципа эквивалентности . [37] исследовать темную материю и проверить нейтрино . физику [38] Некоторые космологи предположили, что нуклеосинтез Большого взрыва предполагает существование четвертого «стерильного» вида нейтрино. [39]

космологии взрыва Стандартная модель Большого

Модель ΛCDM ( Лямбда-холодная темная материя ) или модель Лямбда-CDM представляет собой параметризацию космологической модели Большого взрыва, в которой Вселенная содержит космологическую постоянную, обозначаемую Лямбда ( греч. Λ ), связанную с темной энергией и холодной темной материей (сокращенно ЦДМ ). Ее часто называют стандартной моделью космологии Большого взрыва. [40] [41]

микроволновый фон Космический ​

Основная статья: Космический микроволновый фон

Космический микроволновый фон — это излучение, оставшееся от развязки 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 наблюдавшееся в 1965 году Арно Пензиасом и Робертом Вудро Вильсоном , имеет идеальный тепловой спектр черного тела . Сегодня его температура составляет 2,7 Кельвина , и он изотропен до одной части из 10. 5 . Космологическая теория возмущений , которая описывает эволюцию небольших неоднородностей в ранней Вселенной, позволила космологам точно рассчитать угловой спектр мощности излучения, и он был измерен в ходе недавних спутниковых экспериментов ( COBE и WMAP ). [42] и множество наземных экспериментов и экспериментов на воздушных шарах (таких как интерферометр градусно-углового масштаба , устройство формирования изображения космического фона и бумеранг ). [43] Одной из целей этих усилий является измерение основных параметров модели Lambda-CDM с возрастающей точностью, а также проверка предсказаний модели Большого взрыва и поиск новой физики. Например, результаты измерений, проведенных WMAP, наложили ограничения на массы нейтрино. [44]

Новые эксперименты, такие как QUIET и Атакамский космологический телескоп , пытаются измерить поляризацию космического микроволнового фона. [45] Ожидается, что эти измерения дадут дальнейшее подтверждение теории, а также информацию о космической инфляции и так называемой вторичной анизотропии. [46] такие как эффект Сюняева-Зельдовича и эффект Сакса-Вольфа , которые вызваны взаимодействием галактик и скоплений с космическим микроволновым фоном. [47] [48]

17 марта 2014 года астрономы коллаборации BICEP2 объявили об очевидном обнаружении поляризации B -моды реликтового излучения, которая считается свидетельством существования первичных гравитационных волн , которые, согласно теории инфляции, должны возникнуть на самой ранней фазе Большого взрыва. [9] [10] [11] [49] Однако позже в том же году коллаборация Planck провела более точное измерение космической пыли и пришла к выводу, что сигнал B-моды от пыли имеет ту же силу, что и сигнал BICEP2. [50] [51] 30 января 2015 года BICEP2 и Planck был опубликован совместный анализ данных , и Европейское космическое агентство объявило, что сигнал можно полностью отнести к межзвездной пыли в Млечном Пути. [52]

Формирование и эволюция крупномасштабной структуры [ править ]

Основные статьи: Крупномасштабная структура космоса , Формирование структуры и Формирование и эволюция Галактики.

Понимание формирования и эволюции крупнейших и самых ранних структур (т.е. 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 первыми формируются более мелкие объекты, в то время как самые крупные объекты, такие как сверхскопления, все еще собираются. [53] Один из способов изучения структуры Вселенной — это исследование видимых галактик, чтобы построить трехмерную картину галактик во Вселенной и измерить спектр мощности материи . Это подход Слоановского цифрового обзора неба и обзора красного смещения галактики 2dF . [54] [55]

Еще одним инструментом для понимания структурообразования является моделирование, которое космологи используют для изучения гравитационного скопления 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 крупнейших масштабах, поскольку во Вселенной гораздо больше темной материи, чем видимой барионной материи. Более продвинутые модели начинают включать барионы и изучать формирование отдельных галактик. Космологи изучают эти симуляции, чтобы увидеть, согласуются ли они с исследованиями галактик, и понять любые несоответствия. [56]

Другие дополнительные наблюдения по измерению распределения материи в далекой Вселенной и исследованию реионизации включают:

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

Темная материя [ править ]

Основная статья: Темная материя

Данные нуклеосинтеза Большого взрыва , космического микроволнового фона , формирования структур и кривых вращения галактик позволяют предположить, 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, образующая гало вокруг галактик. Темная материя никогда не была обнаружена в лаборатории, и физическая природа темной материи остается совершенно неизвестной. Без наблюдательных ограничений существует ряд кандидатов, таких как стабильная суперсимметричная частица, слабо взаимодействующая массивная частица , гравитационно-взаимодействующая массивная частица, аксион и массивный компактный объект гало . Альтернативы гипотезе темной материи включают модификацию гравитации при малых ускорениях ( МОНД ) или эффект космологии бран. TeVeS — это версия MOND, которая может объяснить гравитационное линзирование. [60]

Темная энергия [ править ]

Основная статья: Темная энергия

Если Вселенная плоская , то должен существовать дополнительный компонент, составляющий 73% (помимо 23% темной материи и 4% барионов) плотности энергии Вселенной. Это называется темная энергия. Чтобы не мешать нуклеосинтезу Большого взрыва и космическому микроволновому фону, он не должен группироваться в ореолы, подобно барионам и темной материи. Существуют убедительные наблюдательные доказательства существования темной энергии, поскольку полная плотность энергии Вселенной известна через ограничения на плоскостность Вселенной, но количество кластеризующейся материи тщательно измеряется и намного меньше этого значения. Аргументы в пользу темной энергии усилились в 1999 году, когда измерения показали, что расширение Вселенной начало постепенно ускоряться. [61]

Помимо ее плотности и свойств кластеризации, о темной энергии ничего не известно. Квантовая теория поля предсказывает космологическую постоянную (CC), очень похожую на темную энергию, но на 120 порядков большую, чем наблюдаемая. [62] Стивен Вайнберг и ряд теоретиков струн (см. «Струнный пейзаж» ) ссылались на «слабый антропный принцип »: т.е. причина, по которой физики наблюдают Вселенную с такой маленькой космологической константой, заключается в том, что во Вселенной не могут существовать никакие физики (или какая-либо жизнь). с большей космологической постоянной. Многие космологи находят это объяснение неудовлетворительным: возможно, потому, что, хотя слабый антропный принцип самоочевиден (учитывая, что существуют живые наблюдатели, должна существовать по крайней мере одна вселенная с космологической постоянной, допускающей существование жизни), он не пытается объяснить контекст этой вселенной. [63] Например, сам по себе слабый антропный принцип не различает:

  • Когда-либо будет существовать только одна вселенная, и существует некий основополагающий принцип, который ограничивает CC величиной, которую мы наблюдаем.
  • Когда-либо будет существовать только одна вселенная, и хотя не существует основного принципа, определяющего CC, нам повезло.
  • Существует множество вселенных (одновременно или последовательно) с разными значениями CC, и, конечно же, наша — одна из поддерживающих жизнь.

Другие возможные объяснения темной энергии включают квинтэссенцию. [64] или модификация гравитации в самых больших масштабах. [65] Влияние темной энергии на космологию, которое описывают эти модели, 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 структур, больших, чем сверхскопления формированию . Неизвестно, будет ли ускорение продолжаться бесконечно, возможно, даже увеличиваясь до большого разрыва , или оно в конечном итоге развернется, приведет к Большому замораживанию или последует какому-то другому сценарию. [66]

Гравитационные волны [ править ]

Гравитационные волны — это рябь искривления пространства - времени , распространяющаяся как волны со скоростью света, генерируемая в результате определенных гравитационных взаимодействий, которые распространяются наружу от своего источника. Гравитационно-волновая астрономия — это развивающаяся отрасль 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 образование ранней Вселенной вскоре после Большого взрыва. [67]

В 2016 году команды LIGO Scientific Collaboration и Virgo Collaboration объявили, что они впервые наблюдали гравитационные волны , исходящие от пары сливающихся черных дыр , с помощью детекторов Advanced LIGO. [68] [69] [70] 15 июня 2016 года было объявлено о втором обнаружении гравитационных волн от сливающихся черных дыр. [71] многие другие гравитационно-волновые обсерватории (детекторы) . Помимо LIGO, строятся [72]

Другие области исследований [ править ]

Космологи также изучают:

См. также [ править ]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Обзор см. Джордж Ф. Р. Эллис (2006). «Проблемы философии космологии». В Джереми Баттерфилде и Джоне Эрмане (ред.). Философия физики (Справочник по философии науки) 3-х томный комплект . Северная Голландия. arXiv : astro-ph/0602280 . Бибкод : 2006astro.ph..2280E . ISBN  978-0-444-51560-5 .
  2. ^ «Открытое письмо научному сообществу, опубликованное в журнале New Scientist от 22 мая 2004 г.» . www.cosmologystatement.org . 1 апреля 2014 года. Архивировано из оригинала 1 апреля 2014 года . Проверено 27 сентября 2017 г.
  3. ^ Беринджер, Дж.; и другие. (Группа данных о частицах) (2012). «Обзор физики элементарных частиц за 2013 год» (PDF) . Физ. Преподобный Д. 86 (1): 010001. Бибкод : 2012PhRvD..86a0001B . дои : 10.1103/PhysRevD.86.010001 . Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 года.
  4. ^ «Биография Нобелевской премии» . Нобелевская премия . Проверено 25 февраля 2011 г.
  5. ^ Перейти обратно: а б Лиддл, А. (2003). Введение в современную космологию . Уайли. п. 51 . ISBN  978-0-470-84835-7 .
  6. ^ Виленкин, Алексей (2007). Много миров в одном: поиск других вселенных . Нью-Йорк: Хилл и Ван, подразделение Фаррара, Штрауса и Жиру. п. 19. ISBN  978-0-8090-6722-0 .
  7. ^ Джонс, Марк; Ламбурн, Роберт (2004). Введение в галактики и космологию . Милтон Кейнс, Кембридж, Великобритания; Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета Открытого университета. п. 228. ИСБН  978-0-521-54623-2 .
  8. ^ Джонс, Марк; Ламбурн, Роберт (2004). Введение в галактики и космологию . Милтон Кейнс, Кембридж, Великобритания; Нью-Йорк: Издательство Кембриджского университета Открытого университета. п. 232. ИСБН  978-0-521-54623-2 .
  9. ^ Перейти обратно: а б «Публикация результатов BICEP2 за 2014 год» . Эксперименты BICEP/Keck CMB . 17 марта 2014 года . Проверено 18 марта 2014 г.
  10. ^ Перейти обратно: а б Клавин, Уитни (17 марта 2014 г.). «Технологии НАСА рассматривают рождение Вселенной» . НАСА . Проверено 17 марта 2014 г.
  11. ^ Перейти обратно: а б До свидания, Деннис (17 марта 2014 г.). «Обнаружение волн в космических контрфорсах, знаменующих теорию Большого взрыва» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 1 января 2022 года . Проверено 17 марта 2014 г.
  12. ^ Слайфер, В.М. (1922). «Дальнейшие заметки по спектрографическим наблюдениям туманностей и скоплений». Публикации Американского астрономического общества . 4 : 284–286. Бибкод : 1922PAAS....4..284S .
  13. ^ Зейтер, Вальтраут К.; Дюрбек, Хилмар В. (1999). Цапля, Дэниел; Черт возьми, Андре (ред.). «Карл Вильгельм Виртц – пионер космических измерений». Гармонизация масштабов космических расстояний в эпоху после Гиппаркоса . Серия конференций ASP. 167 : 237–242. Бибкод : 1999ASPC..167..237S . ISBN  978-1-886733-88-6 .
  14. ^ Леметр, Ж. (1927). «Однородная Вселенная постоянной массы и увеличивающегося радиуса, учитывающая радиальную скорость внегалактических туманностей». Анналы Брюссельского научного общества (на французском языке). А47 : 49–59. Бибкод : 1927АССБ...47...49Л .
  15. ^ Хаббл, Эдвин (март 1929 г.). «Связь между расстоянием и лучевой скоростью среди внегалактических туманностей» . Труды Национальной академии наук Соединенных Штатов Америки . 15 (3): 168–173. Бибкод : 1929PNAS...15..168H . дои : 10.1073/pnas.15.3.168 . ПМК   522427 . ПМИД   16577160 .
  16. ^ Хойл, Ф. (1948). «Новая модель расширяющейся Вселенной» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 108 (5): 372–382. Бибкод : 1948MNRAS.108..372H . дои : 10.1093/mnras/108.5.372 .
  17. ^ Перейти обратно: а б «Большой взрыв или устойчивое состояние?» . Идеи космологии . Американский институт физики. Архивировано из оригинала 12 июня 2015 года . Проверено 29 июля 2015 г.
  18. ^ Эрман, Джон (1999). Геннер, Хуберт; Юрген; Риттер, Джим; Зауэр, Тилман (ред.). Теоремы Пенроуза-Хокинга о сингулярности: история и последствия – Расширяющиеся миры общей теории относительности . Доклады Бирка на четвертой конференции по гравитации. стр. 235–267. Бибкод : 1999ewgr.book..235E . doi : 10.1007/978-1-4612-0639-2_7 (неактивен 31 января 2024 г.). ISBN  978-1-4612-6850-5 . {{cite book}}: |journal= игнорируется ( справка ) CS1 maint: DOI неактивен с января 2024 г. ( ссылка )
  19. ^ Гхош, Тиа (26 февраля 2015 г.). «Большой взрыв, сдувшийся? Вселенная, возможно, не имела начала» . Живая наука . Проверено 28 февраля 2015 г.
  20. ^ Али, Ахмед Фарак (4 февраля 2015 г.). «Космология из квантового потенциала». Буквы по физике Б. 741 (2015): 276–279. arXiv : 1404.3093 . Бибкод : 2015PhLB..741..276F . дои : 10.1016/j.physletb.2014.12.057 . S2CID   55463396 .
  21. ^ Дас, Саурья; Бхадури, Раджат К. (21 мая 2015 г.). «Темная материя и темная энергия из конденсата Бозе – Эйнштейна». Классическая и квантовая гравитация . 32 (10): 105003. arXiv : 1411.0753 . Бибкод : 2015CQGra..32j5003D . дои : 10.1088/0264-9381/32/10/105003 . S2CID   119247745 .
  22. ^ Фрэнк, Адам; Глейзер, Марсело (2 сентября 2023 г.). «История нашей Вселенной, возможно, начинает разваливаться» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 2 сентября 2023 года . Проверено 3 сентября 2023 г.
  23. ^ Перейти обратно: а б Берлс, Скотт; Ноллетт, Кеннет М.; Тернер, Майкл С. (май 2001 г.). «Предсказания нуклеосинтеза Большого взрыва для точной космологии». Астрофизический журнал . 552 (1): Л1–Л5. arXiv : astro-ph/0010171 . Бибкод : 2001ApJ...552L...1B . дои : 10.1086/320251 . S2CID   118904816 .
  24. ^ Бербидж, EM; Бербидж, Греция; Фаулер, Вашингтон; Хойл, Ф. (1957). «Синтез элементов в звездах» . Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Бибкод : 1957РвМП...29..547Б . дои : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
  25. ^ Фраучи, С. (13 августа 1982 г.). «Энтропия в расширяющейся Вселенной». Наука . 217 (4560): 593–599. Бибкод : 1982Sci...217..593F . дои : 10.1126/science.217.4560.593 . ПМИД   17817517 . S2CID   27717447 .
  26. ^ Киршнер, Р.П. (2003). «Проливая свет на темную энергию». Наука . 300 (5627): 1914–1918. Бибкод : 2003Sci...300.1914K . дои : 10.1126/science.1086879 . ПМИД   12817141 . S2CID   43859435 .
  27. ^ Фриман, Джошуа А.; Тернер, Майкл С.; Хутерер, Драган (2008). «Темная энергия и ускоряющаяся Вселенная». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 46 (1): 385–432. arXiv : 0803.0982 . Бибкод : 2008ARA&A..46..385F . дои : 10.1146/annurev.astro.46.060407.145243 . S2CID   15117520 .
  28. ^ например Лиддл, А. (2003). Введение в современную космологию . Уайли. ISBN  978-0-470-84835-7 . Это убедительно доказывает: «Энергия всегда, всегда, всегда сохраняется».
  29. ^ П. Охеда; Х. Рошу (июнь 2006 г.). «Суперсимметрия баротропных космологий FRW». Межд. Дж. Теория. Физ . 45 (6): 1191–1196. arXiv : gr-qc/0510004 . Бибкод : 2006IJTP...45.1152R . дои : 10.1007/s10773-006-9123-2 . S2CID   119496918 .
  30. ^ Спрингель, Волкер; Френк, Карлос С.; Уайт, Саймон Д.М. (2006). «Крупномасштабная структура Вселенной». Природа . 440 (7088): 1137–1144. arXiv : astro-ph/0604561 . Бибкод : 2006Natur.440.1137S . CiteSeerX   10.1.1.255.8877 . дои : 10.1038/nature04805 . ПМИД   16641985 . S2CID   8900982 .
  31. ^ «Космические детективы» . Европейское космическое агентство (ЕКА). 2 апреля 2013 года . Проверено 25 апреля 2013 г.
  32. ^ Гут, Алан Х. (15 января 1981 г.). «Инфляционная вселенная: возможное решение проблем горизонта и плоскостности» . Физический обзор D . 23 (2): 347–356. Бибкод : 1981PhRvD..23..347G . дои : 10.1103/PhysRevD.23.347 .
  33. ^ Погосян, Левон; Тай, С.-Х. Генри; Вассерман, Ира; Вайман, Марк (2003). «Наблюдательные ограничения на производство космических струн во время инфляции бран». Физический обзор D . 68 (2): 023506. arXiv : hep-th/0304188 . Бибкод : 2003PhRvD..68b3506P . дои : 10.1103/PhysRevD.68.023506 .
  34. ^ Канетти, Лоран; и другие. (сентябрь 2012 г.). «Материя и антиматерия во Вселенной». Новый журнал физики . 14 (9): 095012. arXiv : 1204.4186 . Бибкод : 2012NJPh...14i5012C . дои : 10.1088/1367-2630/14/9/095012 . S2CID   119233888 .
  35. ^ Пандольфи, Стефания (30 января 2017 г.). «Новый источник асимметрии между материей и антиматерией» . ЦЕРН . Проверено 9 апреля 2018 г.
  36. ^ Пиблз, Филип Джеймс Эдвин (апрель 2014 г.). «Открытие горячего Большого взрыва: что произошло в 1948 году». Европейский физический журнал H . 39 (2): 205–223. arXiv : 1310.2146 . Бибкод : 2014EPJH...39..205P . дои : 10.1140/epjh/e2014-50002-y . S2CID   118539956 .
  37. ^ Перейти обратно: а б Баучер, В.; Жерар, Ж.-М.; Вандергейнст, П.; Вио, Ю. (ноябрь 2004 г.). «Ограничения космического микроволнового фона по принципу сильной эквивалентности». Физический обзор D . 70 (10): 103528. arXiv : astro-ph/0407208 . Бибкод : 2004PhRvD..70j3528B . дои : 10.1103/PhysRevD.70.103528 . S2CID   1197376 .
  38. ^ Сайбурт, Ричард Х.; Филдс, Брайан Д.; Олив, Кейт А.; Да, Цунг-Хан (январь 2016 г.). «Нуклеосинтез Большого взрыва: современное состояние». Обзоры современной физики . 88 (1): 015004. arXiv : 1505.01076 . Бибкод : 2016RvMP...88a5004C . дои : 10.1103/RevModPhys.88.015004 . S2CID   118409603 .
  39. ^ Лусенте, Микеле; Абада, Асмаа; Аркади, Джорджио; Домке, Валери (март 2018 г.). «Лептогенез, темная материя и массы нейтрино». arXiv : 1803.10826 [ геп-ф ].
  40. ^ Сотрудничество, Планк; Аде, Пенсильвания; Аганим, Н. ; Арно, М.; Эшдаун, М.; Омон, Дж.; Бачигалупи, К.; Бандей, Эй Джей; Баррейро, РБ; Бартлетт, Дж.Г.; Бартоло, Н.; Баттанер, Э.; Бэтти, Р.; Бенабед, К.; Бенуа, А.; Бенуа-Леви, А.; Бернар, Ж.-П.; Берсанелли, М.; Белевич, П.; Бональди, А.; Бонавера, Л.; Бонд-младший; Боррилл, Дж.; Буше, Франция; Буланже, Ф.; Бучер, М.; Буригана, К.; Батлер, Р.К.; Калабрезе, Э.; и другие. (2016). «Результаты Планка 2015. XIII. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика . 594 (13): А13. arXiv : 1502.01589 . Бибкод : 2016A&A...594A..13P . дои : 10.1051/0004-6361/201525830 . S2CID   119262962 .
  41. ^ Карлайл, Камилла М. (10 февраля 2015 г.). «Планк поддерживает стандартную космологию» . Небо и телескоп . 130 (1). Sky & Telescope Media: 28. Бибкод : 2015S&T...130a..28C . Проверено 9 апреля 2018 г.
  42. ^ Ламарр, Жан-Мишель (2010). «Космический микроволновый фон». В Хубере, MCE; Паулюн, А.; Калхейн, Дж.Л.; Тимоти, JG; Вильгельм, К.; Цендер, А. (ред.). Наблюдение фотонов в космосе . Серия научных отчетов ISSI. Том. 9. стр. 149–162. Бибкод : 2010ISSIR...9..149L .
  43. ^ Сиверс, Дж.Л.; и другие. (2003). «Космологические параметры по результатам наблюдений с помощью изображений космического фона и сравнения с BOOMERANG, DASI и MAXIMA». Астрофизический журнал . 591 (2): 599–622. arXiv : astro-ph/0205387 . Бибкод : 2003ApJ...591..599S . дои : 10.1086/375510 . S2CID   14939106 .
  44. ^ Хиншоу, Г.; и другие. (Октябрь 2013). «Девятилетние наблюдения микроволнового зонда анизотропии Уилкинсона (WMAP): результаты космологических параметров». Приложение к астрофизическому журналу . 208 (2): 19. arXiv : 1212,5226 . Бибкод : 2013ApJS..208...19H . дои : 10.1088/0067-0049/208/2/19 . S2CID   37132863 .
  45. ^ Нэсс, Сигурд; Хассельфилд, Мэтью; МакМахон, Джефф; Нимак, Майкл Д.; и другие. (октябрь 2014 г.). «Космологический телескоп Атакамы: поляризация реликтового излучения при 200 <l <9000». Журнал космологии и физики астрочастиц . 2014 (10): 007. arXiv : 1405.5524 . Бибкод : 2014JCAP...10..007N . дои : 10.1088/1475-7516/2014/10/007 . S2CID   118593572 .
  46. ^ Бауманн, Дэниел; и другие. (2009). «Исследование инфляции с помощью поляризации CMB». Семинар по поляризации CMB: теория и передний план: исследование концепции миссии CMBPol . Том. 1141. стр. 10–120. arXiv : 0811.3919 . Бибкод : 2009AIPC.1141...10B . дои : 10.1063/1.3160885 .
  47. ^ Скрэнтон, Р.; Коннолли, Эй Джей; Никол, RC; Стеббинс, А.; Сапуди, И.; Эйзенштейн, диджей; и другие. (июль 2003 г.). «Физические доказательства темной энергии». arXiv : astro-ph/0307335 .
  48. ^ Рефрегье, А. (1999). «Обзор вторичной анизотропии реликтового излучения». Ин де Оливейра-Коста, А.; Тегмарк, М. (ред.). Микроволновая печь на переднем плане . Серия конференций ASP. Том. 181. с. 219. arXiv : astro-ph/9904235 . Бибкод : 1999ASPC..181..219R . ISBN  978-1-58381-006-4 .
  49. ^ До свидания, Деннис (25 марта 2014 г.). «Рябь от Большого Взрыва» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 1 января 2022 года . Проверено 24 марта 2014 г.
  50. ^ Сотрудничество Планка (2016). «Промежуточные результаты Планка. XXX. Угловой спектр мощности излучения поляризованной пыли на средних и высоких галактических широтах». Астрономия и астрофизика . 586 (133): А133. arXiv : 1409.5738 . Бибкод : 2016A&A...586A.133P . дои : 10.1051/0004-6361/201425034 . S2CID   9857299 .
  51. ^ Овербай, Д. (22 сентября 2014 г.). «Исследование подтверждает критику открытия Большого взрыва» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 1 января 2022 года . Проверено 22 сентября 2014 г.
  52. ^ Коуэн, Рон (30 января 2015 г.). «Открытие гравитационных волн официально мертво». природа . дои : 10.1038/nature.2015.16830 .
  53. ^ Хесс, Штеффен; Китаура, Франсиско-Шу; Готтлёбер, Стефан (ноябрь 2013 г.). «Моделирование структурообразования Локальной Вселенной». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 435 (3): 2065–2076. arXiv : 1304.6565 . Бибкод : 2013MNRAS.435.2065H . дои : 10.1093/mnras/stt1428 . S2CID   119198359 .
  54. ^ Коул, Шон; Персиваль, Уилл Дж.; Пикок, Джон А.; Норберг, Педер; Боуг, Карлтон М.; Френк, Карлос С.; и другие. (2005). «Обзор красного смещения галактики 2dF: спектральный анализ окончательного набора данных и космологические последствия». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 362 (2): 505–534. arXiv : astro-ph/0501174 . Бибкод : 2005MNRAS.362..505C . дои : 10.1111/j.1365-2966.2005.09318.x . S2CID   6906627 .
  55. ^ Персиваль, Уилл Дж.; и другие. (2007). «Форма данных Слоановского цифрового обзора неба, выпуск 5-го спектра мощности галактики». Астрофизический журнал . 657 (2): 645–663. arXiv : astro-ph/0608636 . Бибкод : 2007ApJ...657..645P . дои : 10.1086/510615 . S2CID   53141475 .
  56. ^ Кулен, Майкл; Фогельсбергер, Марк; Ангуло, Рауль (ноябрь 2012 г.). «Численное моделирование темной вселенной: современное состояние и следующее десятилетие». Физика Темной Вселенной . 1 (1–2): 50–93. arXiv : 1209.5745 . Бибкод : 2012PDU.....1...50K . дои : 10.1016/j.dark.2012.10.002 . S2CID   119232040 .
  57. ^ Вайнберг, Дэвид Х.; Даве, Ромель; Кац, Нил; Коллмайер, Джуна А. (май 2003 г.). «Лес Лиман-альфа как космологический инструмент». Ин Холт, Ш.; Рейнольдс, К.С. (ред.). Материалы конференции AIP: Возникновение космической структуры . Серия конференций AIP. Том. 666. стр. 157–169. arXiv : astro-ph/0301186 . Бибкод : 2003AIPC..666..157W . CiteSeerX   10.1.1.256.1928 . дои : 10.1063/1.1581786 . S2CID   118868536 .
  58. ^ Фурланетто, Стивен Р.; О, С. Пэн; Бриггс, Фрэнк Х. (октябрь 2006 г.). «Космология на низких частотах: переход 21 см и Вселенная с сильным красным смещением». Отчеты по физике . 433 (4–6): 181–301. arXiv : astro-ph/0608032 . Бибкод : 2006PhR...433..181F . CiteSeerX   10.1.1.256.8319 . doi : 10.1016/j.physrep.2006.08.002 . S2CID   118985424 .
  59. ^ Мунши, Дипак; Валагеас, Патрик; ван Варбеке, Людовик; Небеса, Алан (2008). «Космология со слабым линзированием». Отчеты по физике . 462 (3): 67–121. arXiv : astro-ph/0612667 . Бибкод : 2008ФР...462...67М . CiteSeerX   10.1.1.337.3760 . doi : 10.1016/j.physrep.2008.02.003 . ПМИД   16286284 . S2CID   9279637 .
  60. ^ Класен, М.; Пол, М.; Сигл, Г. (ноябрь 2015 г.). «Косвенный и прямой поиск темной материи». Прогресс в области физики элементарных частиц и ядерной физики . 85 : 1–32. arXiv : 1507.03800 . Бибкод : 2015ПрПНП..85....1К . дои : 10.1016/j.ppnp.2015.07.001 . S2CID   118359390 .
  61. ^ Перлмуттер, Сол; Тернер, Майкл С.; Уайт, Мартин (1999). «Ограничение темной энергии сверхновыми типа Ia и крупномасштабной структурой» . Письма о физических отзывах . 83 (4): 670–673. arXiv : astro-ph/9901052 . Бибкод : 1999PhRvL..83..670P . doi : 10.1103/PhysRevLett.83.670 . S2CID   119427069 .
  62. ^ Адлер, Рональд Дж.; Кейси, Брендан; Джейкоб, Овидий К. (июль 1995 г.). «Вакуумная катастрофа: элементарное изложение проблемы космологической постоянной» . Американский журнал физики . 63 (7): 620–626. Бибкод : 1995AmJPh..63..620A . дои : 10.1119/1.17850 .
  63. ^ Зигфрид, Том (11 августа 2006 г.). «Пейзаж слишком далеко?». Наука . 313 (5788): 750–753. дои : 10.1126/science.313.5788.750 . ПМИД   16902104 . S2CID   118891996 .
  64. ^ Сахни, Варун (2002). «Проблема космологической постоянной и квинтэссенция». Классическая и квантовая гравитация . 19 (13): 3435–3448. arXiv : astro-ph/0202076 . Бибкод : 2002CQGra..19.3435S . дои : 10.1088/0264-9381/19/13/304 . S2CID   13532332 .
  65. ^ Нодзири, С.; Одинцов, С.Д. (2006). «Введение в модифицированную гравитацию и гравитационную альтернативу темной энергии». Международный журнал геометрических методов в современной физике . 04 (1): 115–146. arXiv : hep-th/0601213 . Бибкод : 2007IJGMM..04..115N . дои : 10.1142/S0219887807001928 . S2CID   119458605 .
  66. ^ Фернандес-Хамбрина, Л. (сентябрь 2014 г.). «Большой разрыв и большой взрыв / сжатие космологических сингулярностей». Физический обзор D . 90 (6): 064014. arXiv : 1408.6997 . Бибкод : 2014PhRvD..90f4014F . дои : 10.1103/PhysRevD.90.064014 . S2CID   118328824 .
  67. ^ Колпи, Моника; Сесана, Альберто (2017). «Источники гравитационных волн в эпоху многодиапазонной гравитационно-волновой астрономии». У Джерарда, Аугара; Эрик, Планноль (ред.). Обзор гравитационных волн: теория, источники и обнаружение . стр. 43–140. arXiv : 1610.05309 . Бибкод : 2017ogw..book...43C . дои : 10.1142/9789813141766_0002 . ISBN  978-981-314-176-6 . S2CID   119292265 .
  68. ^ Кастельвекки, Давиде; Витце, Витце (11 февраля 2016 г.). «Наконец-то найдены гравитационные волны Эйнштейна» . Новости природы . дои : 10.1038/nature.2016.19361 . S2CID   182916902 . Проверено 11 февраля 2016 г. .
  69. ^ Б.П. Эбботт; и другие. (Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo) (2016). «Наблюдение гравитационных волн в результате слияния двойных черных дыр». Письма о физических отзывах . 116 (6): : 1602.03837 061102.arXiv . Бибкод : 2016PhRvL.116f1102A . doi : 10.1103/PhysRevLett.116.061102 . ПМИД   26918975 . S2CID   124959784 .
  70. ^ «Гравитационные волны обнаружены через 100 лет после предсказания Эйнштейна» . www.nsf.gov . Национальный научный фонд . Проверено 11 февраля 2016 г. .
  71. ^ До свидания, Деннис (15 июня 2016 г.). «Ученые слышат второй сигнал от сталкивающихся черных дыр» . Нью-Йорк Таймс . Архивировано из оригинала 1 января 2022 года . Проверено 15 июня 2016 г.
  72. ^ «Начался новейший поиск гравитационных волн» . ЛИГО Калифорнийский технологический институт . ЛИГО . 18 сентября 2015 г. Проверено 29 ноября 2015 г.
  73. ^ Ковец, Эли Д. (2017). «Исследование темной материи первичной черной дыры с помощью гравитационных волн». Письма о физических отзывах . 119 (13): 131301. arXiv : 1705.09182 . Бибкод : 2017PhRvL.119m1301K . doi : 10.1103/PhysRevLett.119.131301 . ПМИД   29341709 . S2CID   37823911 .
  74. ^ Такеда, М.; и другие. (10 августа 1998 г.). «Расширение энергетического спектра космических лучей за пределы предсказанного порога Грейзена-Зацепина-Кузьмина». Письма о физических отзывах . 81 (6): 1163–1166. arXiv : astro-ph/9807193 . Бибкод : 1998PhRvL..81.1163T . дои : 10.1103/PhysRevLett.81.1163 . S2CID   14864921 .
  75. ^ Турышев, Слава Г. (2008). «Экспериментальные проверки общей теории относительности» . Ежегодный обзор ядерной науки и науки о элементарных частицах . 58 (1): 207–248. arXiv : 0806.1731 . Бибкод : 2008ARNPS..58..207T . дои : 10.1146/annurev.nucl.58.020807.111839 . S2CID   119199160 .
  76. ^ Узан, Жан-Филипп (март 2011 г.). «Варьирующиеся константы, гравитация и космология» . Живые обзоры в теории относительности . 14 (1): 2. arXiv : 1009.5514 . Бибкод : 2011LRR....14....2U . дои : 10.12942/lrr-2011-2 . ПМК   5256069 . ПМИД   28179829 .

Дальнейшее чтение [ править ]

Популярный [ править ]

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 . Введение в космологию и общую теорию относительности без полного тензорного аппарата, отложенное до последней части книги.
  • Бауманн, Дэниел (2022). Космология . Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-19-852957-6 . Современное введение в космологию, охватывающее однородную и неоднородную Вселенную, а также инфляцию и реликтовое излучение.
  • Додельсон, Скотт (2003). Современная космология . Академическая пресса. ISBN  978-0-12-219141-1 . Вводный текст, опубликованный незадолго до результатов WMAP .
  • Гал-Ор, Бенджамин (1987) [1981]. Космология, физика и философия . Спрингер Верлаг. ISBN  0-387-90581-2 .
  • Грон, 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 студентов; математически нежный с сильным историческим акцентом.
  • 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 . Аддисон-Уэсли. ISBN  978-0-201-11604-5 . Классический справочник для исследователей.
  • Лиддл, Эндрю (2003). Введение в современную космологию . Джон Уайли. 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). Структурообразование во Вселенной . Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-42486-8 . Подробно рассматривается формирование крупномасштабных структур.
  • Пикок, Джон (1998). Космологическая физика . Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-42270-3 . Введение, включающее больше, чем большинство других статей, по общей теории относительности и квантовой теории поля.
  • Пиблз, PJE (1993). Принципы физической космологии . Издательство Принстонского университета. ISBN  978-0-691-01933-8 . Сильный исторический фокус.
  • Пиблз, PJE (1980). Крупномасштабная структура Вселенной . Издательство Принстонского университета. ISBN  978-0-691-08240-0 . Классическая работа о крупномасштабной структуре и корреляционных функциях.
  • Рис, Мартин (2002). Новые перспективы в астрофизической космологии . Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-64544-7 .
  • Вайнберг, Стивен (1971). Гравитация и космология . Джон Уайли. ISBN  978-0-471-92567-5 . Стандартный справочник по математическому формализму.
  • Вайнберг, Стивен (2008). Космология . Издательство Оксфордского университета. ISBN  978-0-19-852682-7 .

Внешние ссылки [ править ]

Викискладе есть медиафайлы, связанные с физической космологией .

Из групп [ править ]

От частных лиц [ править ]

Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Physical_cosmology&oldid=1218590728"
Arc.Ask3.Ru: конец оригинального документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 0406539DF4E2650976BA4A15AF0AE9B2__1712929380
URL1:https://en.wikipedia.org/wiki/Physical_cosmology
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Physical cosmology - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть, любые претензии не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, денежную единицу можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)