Физическая космология - Physical cosmology

Эта статья посвящена разделу физики и астрономии. Для использования в других целях см. Космология.
«Космическая эволюция» перенаправляется сюда. Для книги Эрика Шассона см. Космическая эволюция (книга).

Часть серии по
Физическая космология
Изображение полного неба, полученное по данным WMAP за девять лет
  • Категория Категория
  • Крабовидная туманность.jpg Астрономический портал

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 Эйнштейн с 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

Смотрите также: Хронология космологии и Список космологов

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 Путь они 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 Хойл с 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

Смотрите также: Хронология Большого взрыва

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

Основная статья: Метрика Фридмана – Лемэтра – Робертсона – Уолкера.

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

Основная статья: 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 с будучи Параметр Хаббла, который меняется со временем. Шкала времени расширения примерно равен возрасту Вселенной в каждый момент времени.

Хронология Большого взрыва

Основная статья: 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

Основная статья: Нуклеосинтез 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 материя и 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

Основная статья: 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

Основные статьи: Крупномасштабная структура космоса, Формирование структуры, и Формирование и эволюция галактик

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

Основная статья: 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

Основная статья: 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:

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Для обзора см. Джордж Ф. Р. Эллис (2006). «Вопросы философии космологии». В Джереми Баттерфилде и Джоне Эрмане (ред.). Философия физики (Справочник по философии науки), 3 тома. Северная Голландия. arXiv:Astro-ph / 0602280. Bibcode:2006astro.ph..2280E. ISBN  978-0-444-51560-5.
  2. ^ «Открытое письмо к научному сообществу, опубликованное в New Scientist, 22 мая 2004 г.». cosmologystatement.org. 1 апреля 2014 г. Архивировано с оригинал 1 апреля 2014 г.. Получено 27 сентября 2017.
  3. ^ Beringer, J .; и другие. (Группа данных по частицам) (2012). «Обзор физики элементарных частиц за 2013 год» (PDF). Phys. Ред. D. 86 (1): 010001. Bibcode:2012ПхРвД..86а0001Б. Дои:10.1103 / PhysRevD.86.010001.
  4. ^ «Биография Нобелевской премии». Нобелевская премия. Получено 25 февраля 2011.
  5. ^ а б Лиддл, А. (26 мая 2003 г.). Введение в современную космологию. Вайли. п.51. ISBN  978-0-470-84835-7.
  6. ^ Виленкин, Алексей (2007). Множество 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: Открытый университет Кембриджского университета. п. 228. ISBN  978-0-521-54623-2.
  8. ^ Джонс, Марк; Ламбурн, Роберт (2004). Введение в галактики и космологию. Милтон Кейнс Кембридж, Великобритания; Нью-Йорк: Открытый университет Кембриджского университета. п. 232. ISBN  978-0-521-54623-2.
  9. ^ а б c Персонал (17 марта 2014 г.). «Публикация результатов BICEP2 2014». Национальный фонд науки. Получено 18 марта 2014.CS1 maint: использует параметр авторов (связь)
  10. ^ а б c Клавин, Уитни (17 марта 2014 г.). «Технологии НАСА рассматривают рождение Вселенной». НАСА. Получено 17 марта 2014.
  11. ^ а б c Прощай, Деннис (17 марта 2014 г.). "Обнаружение волн в космических опорах - ориентир теории Большого взрыва". Нью-Йорк Таймс. Получено 17 марта 2014.
  12. ^ Слайфер, В. М. (1922), Фокс, Филип; Стеббинс, Джоэл (ред.), "Дальнейшие заметки о спектрографических наблюдениях туманностей и скоплений", Публикации Американского астрономического общества, 4: 284–286, Bibcode:1922PAAS .... 4..284S
  13. ^ Seitter, Waltraut C .; Duerbeck, Hilmar W. (1999), Egret, Daniel; Хек, Андре (ред.), «Карл Вильгельм Вирц - пионер в космических измерениях», Гармонизация шкал космических расстояний в эпоху после Гиппаркоса, Серия конференций ASP, 167: 237–242, Bibcode:1999ASPC..167..237S, ISBN  978-1-886733-88-6
  14. ^ Лемэтр, Г. (1927), "Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques", Annales de la Société Scientifique de Bruxelles (На французском), A47: 49–59, Bibcode:1927АССБ ... 47 ... 49Л
  15. ^ Хаббл, Эдвин (март 1929 г.), "Связь между расстоянием и радиальной скоростью среди внегалактических туманностей", Труды Национальной академии наук Соединенных Штатов Америки, 15 (3): 168–173, Bibcode:1929ПНАС ... 15..168Н, Дои:10.1073 / pnas.15.3.168, ЧВК  522427, PMID  16577160
  16. ^ Хойл, Ф. (1948), «Новая модель расширяющейся Вселенной», Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества, 108 (5): 372–382, Bibcode:1948МНРАС.108..372Х, Дои:10.1093 / mnras / 108.5.372
  17. ^ а б "Большой взрыв или устойчивое состояние?", Идеи космологии, Американский институт физики, получено 29 июля 2015
  18. ^ Эрман, Джон (1999), Геннер, Хуберт; Юрген; Риттер, Джим; Зауэр, Тилман (ред.), «Теоремы сингулярности Пенроуза-Хокинга: история и последствия - расширяющиеся миры общей теории относительности», Расширяющиеся миры общей теории относительности, Бирк доклады четвертой конференции по гравитации: 235–267, Bibcode:1999ewgr.book..235E, Дои:10.1007/978-1-4612-0639-2_7, ISBN  978-1-4612-6850-5
  19. ^ Гхош, Тиа (26 февраля 2015 г.). "Большой взрыв, спущенный? Вселенная, возможно, не имела начала". Живая наука. Получено 28 февраля 2015.
  20. ^ Али, Ахмед Фарак (4 февраля 2015 г.). «Космология из квантового потенциала». Письма по физике B. 741 (2015): 276–279. arXiv:1404.3093. Bibcode:2015ФЛБ..741..276Ф. 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. Bibcode:2015CQGra..32j5003D. Дои:10.1088/0264-9381/32/10/105003. S2CID  119247745.
  22. ^ а б Берлес, Скотт; Nollett, Kenneth M .; Тернер, Майкл С. (май 2001 г.). "Предсказания нуклеосинтеза Большого взрыва для точной космологии". Астрофизический журнал. 552 (1): L1 – L5. arXiv:Astro-ph / 0010171. Bibcode:2001ApJ ... 552L ... 1B. Дои:10.1086/320251. S2CID  118904816.
  23. ^ Burbidge, E.M .; Burbidge, G.R .; Fowler, W.A .; Хойл, Ф. (1957). «Синтез элементов в звездах». Обзоры современной физики. 29 (4): 547–650. Bibcode:1957РвМП ... 29..547Б. Дои:10.1103 / RevModPhys.29.547.
  24. ^ Фраучи, С. (13 августа 1982 г.). «Энтропия в расширяющейся Вселенной». Наука. 217 (4560): 593–599. Bibcode:1982Наука ... 217..593F. Дои:10.1126 / science.217.4560.593. PMID  17817517. S2CID  27717447.
  25. ^ Киршнер, Р. П. (2003). «Проливая свет на темную энергию». Наука. 300 (5627): 1914–1918. Bibcode:2003Наука ... 300.1914K. Дои:10.1126 / science.1086879. PMID  12817141. S2CID  43859435.
  26. ^ Frieman, Joshua A .; Тернер, Майкл С .; Huterer, Драган (2008). «Темная энергия и ускоряющаяся Вселенная». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 46 (1): 385–432. arXiv:0803.0982. Bibcode:2008ARA & A..46..385F. Дои:10.1146 / annurev.astro.46.060407.145243. S2CID  15117520.
  27. ^ например Лиддл, А. (2003). Введение в современную космологию. Вайли. ISBN  978-0-470-84835-7. Это убедительно доказывает: «Энергия всегда, всегда, всегда сохраняется».
  28. ^ П. Охеда; Х. Рошу (июнь 2006 г.). «Суперсимметрия баротропных космологий FRW». Междунар. J. Теорет. Phys. 45 (6): 1191–1196. arXiv:gr-qc / 0510004. Bibcode:2006IJTP ... 45.1152R. Дои:10.1007 / s10773-006-9123-2. S2CID  119496918.
  29. ^ Спрингель, Фолькер; Frenk, Carlos S .; Уайт, Саймон Д. (2006). «Крупномасштабная структура Вселенной». Природа. 440 (7088): 1137–1144. arXiv:Astro-ph / 0604561. Bibcode:2006 Натур.440.1137S. CiteSeerX  10.1.1.255.8877. Дои:10.1038 / природа04805. PMID  16641985. S2CID  8900982.
  30. ^ "Космические детективы". Европейское космическое агентство (ЕКА). 2 апреля 2013 г.. Получено 25 апреля 2013.
  31. ^ Гут, Алан Х. (15 января 1981 г.). «Инфляционная вселенная: возможное решение проблем горизонта и плоскостности». Физический обзор D. 23 (2): 347–356. Bibcode:1981ПхРвД..23..347Г. Дои:10.1103 / PhysRevD.23.347.
  32. ^ Погосян, Левон; Тай, С.-Х. Генри; Вассерман, Ира; Вайман, Марк (2003). «Ограничения наблюдений на образование космических струн во время инфляции браны». Физический обзор D. 68 (2): 023506. arXiv:hep-th / 0304188. Bibcode:2003ПхРвД..68б3506П. Дои:10.1103 / PhysRevD.68.023506.
  33. ^ Канетти, Лоран; и другие. (Сентябрь 2012 г.), «Вещество и антивещество во Вселенной», Новый журнал физики, 14 (9): 095012, arXiv:1204.4186, Bibcode:2012NJPh ... 14i5012C, Дои:10.1088/1367-2630/14/9/095012, S2CID  119233888
  34. ^ Пандольфи, Стефания (30 января 2017 г.). «Новый источник асимметрии между материей и антивеществом». ЦЕРН. Получено 9 апреля 2018.
  35. ^ 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. Bibcode:2014EPJH ... 39..205P. Дои:10.1140 / epjh / e2014-50002-г. S2CID  118539956.
  36. ^ а б Буше, В .; Gérard, J.-M .; Vandergheynst, P .; Wiaux, Y. (ноябрь 2004 г.), "Ограничения на космический микроволновый фон на основе строгого принципа эквивалентности", Физический обзор D, 70 (10): 103528, arXiv:Astro-ph / 0407208, Bibcode:2004ПхРвД..70дж3528Б, Дои:10.1103 / PhysRevD.70.103528, S2CID  1197376
  37. ^ Cyburt, Ричард Х .; Филдс, Брайан Д .; Olive, Keith A .; Йе, Цунг-Хан (январь 2016 г.), «Нуклеосинтез Большого взрыва: текущий статус», Обзоры современной физики, 88 (1): 015004, arXiv:1505.01076, Bibcode:2016RvMP ... 88a5004C, Дои:10.1103 / RevModPhys.88.015004
  38. ^ Люсенте, Микеле; Абада, Асмаа; Аркади, Джорджио; Домке, Валери (март 2018). «Лептогенез, темная материя и массы нейтрино». arXiv:1803.10826 [геп-ph ].
  39. ^ Сотрудничество, Планк; Ade, P.A.R .; Aghanim, N .; Arnaud, M .; Эшдаун, М .; Aumont, J .; Baccigalupi, C .; Banday, A.J .; Barreiro, R. B .; Bartlett, J. G .; Bartolo, N .; Battaner, E .; Battye, R .; Benabed, K .; Benoit, A .; Бенуа-Леви, А .; Bernard, J. -P .; Bersanelli, M .; Bielewicz, P .; Bonaldi, A .; Bonavera, L .; Bond, J. R .; Borrill, J .; Bouchet, F. R .; Boulanger, F .; Bucher, M .; Burigana, C .; Butler, R.C .; Calabrese, E .; и другие. (2016). «Результаты Planck 2015. XIII. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика. 594 (13): A13. arXiv:1502.01589. Bibcode:2016A&A ... 594A..13P. Дои:10.1051/0004-6361/201525830. S2CID  119262962.
  40. ^ Карлайл, Камилла М. (10 февраля 2015 г.). "Планк поддерживает стандартную космологию". Небо и телескоп СМИ. Получено 9 апреля 2018. Цитировать журнал требует | журнал = (помощь)
  41. ^ а б Прощай, Деннис (25 марта 2014 г.). "Рябь от Большого взрыва". Нью-Йорк Таймс. Получено 24 марта 2014.
  42. ^ Ламар, Жан-Мишель (2010). «Космический микроволновый фон». В Huber, M. C. E .; Pauluhn, A .; Culhane, J. L .; Timothy, J. G .; Wilhelm, K .; Zehnder, A. (ред.). Наблюдение за фотонами в космосе. Серия научных отчетов ISSI. 9. С. 149–162. Bibcode:2010ISSIR ... 9..149L.
  43. ^ Сиверс, Дж. Л .; и другие. (2003). «Космологические параметры из наблюдений космического фонового тепловизора и сравнения с BOOMERANG, DASI и MAXIMA». Астрофизический журнал. 591 (2): 599–622. arXiv:astro-ph / 0205387. Bibcode:2003ApJ ... 591..599S. Дои:10.1086/375510. S2CID  14939106.
  44. ^ Hinshaw, G .; и другие. (Октябрь 2013). "Девятилетние наблюдения зонда Уилкинсона микроволновой анизотропии (WMAP): результаты по космологическим параметрам". Приложение к астрофизическому журналу. 208 (2): 19. arXiv:1212.5226. Bibcode:2013ApJS..208 ... 19H. Дои:10.1088/0067-0049/208/2/19. S2CID  37132863.
  45. ^ Наесс, Сигурд; Хаселфилд, Мэтью; МакМахон, Джефф; Niemack, Michael D .; и другие. (Октябрь 2014 г.). "Космологический телескоп Атакама: поляризация реликтового излучения на 200 Журнал космологии и физики астрономических частиц. 2014 (10): 007. arXiv:1405.5524. Bibcode:2014JCAP ... 10..007N. Дои:10.1088/1475-7516/2014/10/007. S2CID  118593572.
  46. ^ Бауманн, Даниэль; и другие. (2009). «Исследование инфляции с поляризацией реликтового излучения». Семинар по поляризации CMB: теория и передовые планы: исследование концепции миссии CMBPol. Серия конференций Американского института физики. Материалы конференции AIP. 1141. С. 10–120. arXiv:0811.3919. Bibcode:2009AIPC.1141 ... 10B. Дои:10.1063/1.3160885.
  47. ^ Scranton, R .; Коннолли, А. Дж .; Nichol, R.C .; Стеббинс, А .; Szapudi, I .; Эйзенштейн, Д. Дж .; и другие. (Июль 2003 г.). «Физические доказательства темной энергии». arXiv:Astro-ph / 0307335.
  48. ^ Refregier, A. (1999). «Обзор вторичных анизотропий реликтового излучения». In de Oliveira-Costa, A .; Тегмарк, М. (ред.). Микроволновые передние планы. Микроволновые передние планы. Серия конференций ASP. 181. п. 219. arXiv:Astro-ph / 9904235. Bibcode:1999ASPC..181..219R. ISBN  978-1-58381-006-4.
  49. ^ Planck Collaboration (2016). «Промежуточные результаты Planck. XXX. Угловой спектр мощности излучения поляризованной пыли на средних и высоких галактических широтах». Астрономия и астрофизика. 586 (133): A133. arXiv:1409.5738. Bibcode:2016A & A ... 586A.133P. Дои:10.1051/0004-6361/201425034. S2CID  9857299.
  50. ^ Овербай, Д. (22 сентября 2014 г.). «Исследование подтверждает критику открытия Большого взрыва». Нью-Йорк Таймс. Получено 22 сентября 2014.
  51. ^ Коуэн, Рон (30 января 2015 г.). «Открытие гравитационных волн теперь официально мертво». природа. Дои:10.1038 / природа.2015.16830.
  52. ^ Heß, Steffen; Китаура, Франсиско-Шу; Готтлёбер, Стефан (ноябрь 2013 г.). «Моделирование структурообразования Локальной Вселенной». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 435 (3): 2065–2076. arXiv:1304.6565. Bibcode:2013МНРАС.435.2065H. Дои:10.1093 / mnras / stt1428. S2CID  119198359.
  53. ^ Коул, Шон; Персиваль, Уилл Дж .; Павлин, Джон А .; Норберг, Педер; Baugh, Carlton M .; Frenk, Carlos S .; и другие. (2005). «Обзор красного смещения галактики 2dF: анализ спектра мощности окончательного набора данных и космологические последствия». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 362 (2): 505–534. arXiv:Astro-ph / 0501174. Bibcode:2005МНРАС.362..505С. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2005.09318.x. S2CID  6906627.
  54. ^ Персиваль, Уилл Дж .; и другие. (2007). «Форма спектра мощности галактики в выпуске 5 данных цифрового обзора неба Sloan». Астрофизический журнал. 657 (2): 645–663. arXiv:Astro-ph / 0608636. Bibcode:2007ApJ ... 657..645P. Дои:10.1086/510615.
  55. ^ Kuhlen, 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. Bibcode:2012ПДУ ..... 1 ... 50К. Дои:10.1016 / j.dark.2012.10.002. S2CID  119232040.
  56. ^ Вайнберг, Дэвид Х .; Даве, Ромель; Кац, Нил; Коллмайер, Джуна А. (май 2003 г.). «Лес Лайман-α как космологический инструмент». In Holt, S.H .; Рейнольдс, С. С. (ред.). Материалы конференции AIP. Возникновение космической структуры. Серия конференций AIP. 666. С. 157–169. arXiv:astro-ph / 0301186. Bibcode:2003AIPC..666..157Вт. CiteSeerX  10.1.1.256.1928. Дои:10.1063/1.1581786. S2CID  118868536.
  57. ^ Furlanetto, Steven R .; О, С. Пэн; Бриггс, Фрэнк Х. (октябрь 2006 г.). «Космология на низких частотах: переход 21 см и Вселенная с большим красным смещением». Отчеты по физике. 433 (4–6): 181–301. arXiv:астро-ph / 0608032. Bibcode:2006ФР ... 433..181Ф. CiteSeerX  10.1.1.256.8319. Дои:10.1016 / j.physrep.2006.08.002. S2CID  118985424.
  58. ^ Мунши, Дипак; Валагеас, Патрик; ван Вербеке, Людовик; Небеса, Алан (2008). «Космология со слабым линзированием обзоров». Отчеты по физике. 462 (3): 67–121. arXiv:astro-ph / 0612667. Bibcode:2008ФР ... 462 ... 67М. CiteSeerX  10.1.1.337.3760. Дои:10.1016 / j.physrep.2008.02.003. PMID  16286284. S2CID  9279637.
  59. ^ Класен, М .; Pohl, M .; Сигл, Г. (ноябрь 2015 г.). «Косвенный и прямой поиск темной материи». Прогресс в физике элементарных частиц и ядерной физике. 85: 1–32. arXiv:1507.03800. Bibcode:2015ПрПНП..85 .... 1К. Дои:10.1016 / j.ppnp.2015.07.001. S2CID  118359390.
  60. ^ Перлмуттер, Саул; Тернер, Майкл С .; Белый, Мартин (1999). «Сдерживание темной энергии с помощью сверхновых типа Ia и крупномасштабной структуры». Письма с физическими проверками. 83 (4): 670–673. arXiv:Astro-ph / 9901052. Bibcode:1999ПхРвЛ..83..670П. Дои:10.1103 / PhysRevLett.83.670. S2CID  119427069.
  61. ^ 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. Bibcode:1995AmJPh..63..620A. Дои:10.1119/1.17850.
  62. ^ Зигфрид, Том (11 августа 2006 г.). «Пейзаж слишком далеко?». Наука. 313 (5788): 750–753. Дои:10.1126 / science.313.5788.750. PMID  16902104. S2CID  118891996.
  63. ^ Сахни, Варун (2002). «Проблема и квинтэссенция космологической постоянной». Классическая и квантовая гравитация. 19 (13): 3435–3448. arXiv:astro-ph / 0202076. Bibcode:2002CQGra..19.3435S. Дои:10.1088/0264-9381/19/13/304. S2CID  13532332.
  64. ^ Nojiri, S .; 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. Bibcode:2006hep.th .... 1213N. Дои:10.1142 / S0219887807001928. S2CID  119458605.
  65. ^ Фернандес-Джамбрина, Л. (сентябрь 2014 г.). «Космологические сингулярности грандиозного разрыва и грандиозного взрыва / хруст». Физический обзор D. 90 (6): 064014. arXiv:1408.6997. Bibcode:2014ПхРвД..90ф4014Ф. Дои:10.1103 / PhysRevD.90.064014. S2CID  118328824.
  66. ^ Колпи, Моника; Сесана, Альберто (2017). «Источники гравитационных волн в эпоху многодиапазонной гравитационно-волновой астрономии». В Жераре, Агаре; Эрик, Plagnol (ред.). Обзор гравитационных волн: теория, источники и обнаружение. Обзор гравитационных волн: теория. С. 43–140. arXiv:1610.05309. Bibcode:2017ogw..book ... 43C. Дои:10.1142/9789813141766_0002. ISBN  978-981-314-176-6. S2CID  119292265.
  67. ^ Кастельвекки, Давиде; Витце, Витце (11 февраля 2016 г.). «Наконец-то найдены гравитационные волны Эйнштейна». Новости природы. Дои:10.1038 / природа.2016.19361. S2CID  182916902. Получено 11 февраля 2016.
  68. ^ Б. П. Эбботт (LIGO Scientific Collaboration и Virgo Collaboration) и др. (2016). "Наблюдение гравитационных волн от двойного слияния черных дыр". Письма с физическими проверками. 116 (6): 061102. arXiv:1602.03837. Bibcode:2016ПхРвЛ.116ф1102А. Дои:10.1103 / PhysRevLett.116.061102. PMID  26918975. S2CID  124959784.CS1 maint: использует параметр авторов (связь)
  69. ^ «Гравитационные волны обнаружены через 100 лет после предсказания Эйнштейна». www.nsf.gov. Национальный фонд науки. Получено 11 февраля 2016.
  70. ^ Прощай, Деннис (15 июня 2016 г.). «Ученые слышат второй щебет от сталкивающихся черных дыр». Нью-Йорк Таймс. Получено 15 июн 2016.
  71. ^ «Начались новейшие поиски гравитационных волн». LIGO Caltech. LIGO. 18 сентября 2015 г.. Получено 29 ноября 2015.
  72. ^ Ковец, Эли Д. (2017). «Исследование первичной черной дыры темной материи с помощью гравитационных волн». Письма с физическими проверками. 119 (13): 131301. arXiv:1705.09182. Bibcode:2017ПхРвЛ.119м1301К. Дои:10.1103 / PhysRevLett.119.131301. PMID  29341709. S2CID  37823911.
  73. ^ Takeda, M .; и другие. (10 августа 1998 г.). "Расширение энергетического спектра космических лучей за пределы прогнозируемого обрезания Грейзена-Зацепина-Кузьмина". Письма с физическими проверками. 81 (6): 1163–1166. arXiv:Astro-ph / 9807193. Bibcode:1998ПхРвЛ..81.1163Т. Дои:10.1103 / PhysRevLett.81.1163. S2CID  14864921.
  74. ^ Турышев, Слава Г. (2008). «Экспериментальные проверки общей теории относительности». Ежегодный обзор ядерной науки и физики элементарных частиц. 58 (1): 207–248. arXiv:0806.1731. Bibcode:2008ARNPS..58..207T. Дои:10.1146 / annurev.nucl.58.020807.111839. S2CID  119199160.
  75. ^ Узан, Жан-Филипп (март 2011 г.). «Различные константы, гравитация и космология». Живые обзоры в теории относительности. 14 (1): 2. arXiv:1009.5514. Bibcode:2011LRR .... 14 .... 2U. Дои:10.12942 / lrr-2011-2. ЧВК  5256069. PMID  28179829.
  76. ^ Шейссон, Эрик (1 января 1987 г.). «ЭРА жизни: космический отбор и сознательная эволюция». Публикации факультета. Bibcode:1987lecs.book ..... C.

дальнейшее чтение

Популярный

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

От частных лиц