stringtranslate.com

Физическая космология

Художественная концепция космологической модели Большого взрыва , наиболее широко распространенной из всех в физической космологии (ни по времени, ни по размеру).

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 идентичным физическим законам с земными, и ньютоновской механики , которая впервые позволила понять эти физические законы.

Физическая космология, как ее теперь понимают, началась с разработки в 1915 году общей теории относительности Альберта Эйнштейна , 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 теорию Большого взрыва Жоржа Леметра в качестве ведущей космологической модели. Некоторые исследователи до сих пор защищают несколько альтернативных космологий ; [2] однако большинство космологов сходятся во мнении, что теория Большого взрыва лучше всего объясняет эти наблюдения.

Впечатляющие достижения в наблюдательной космологии с 1990-х годов, в том числе исследования космического микроволнового фона , далеких сверхновых и красного смещения галактик , 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 эксперименты и теорию физики элементарных частиц , теоретическую и наблюдательную астрофизику , общую теорию относительности, квантовую механику и физику плазмы .

История предмета

Современная космология развивалась по тандемному пути теории и наблюдения. В 1916 году Альберт Эйнштейн опубликовал свою общую теорию относительности , которая предоставила единое описание гравитации как геометрического свойства пространства и времени. [4] В то время Эйнштейн верил в статическую Вселенную , но обнаружил, что его первоначальная формулировка теории не допускала этого. [5] Это происходит потому, что массы, распределенные по Вселенной, гравитационно притягиваются и движутся навстречу друг другу с течением времени. [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 (аналог 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 , что гравитационные волны 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 модель устойчивого состояния Фреда Хойла , в 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 после точных измерений космического микроволнового фона с помощью Cosmic Background Explorer в начале 1990-х годов лишь немногие космологи всерьез предложили другие теории Происхождение и эволюция 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

Легчайшие химические элементы , прежде всего водород и гелий , были созданы во время Большого взрыва в процессе нуклеосинтеза . [23] В последовательности реакций звездного нуклеосинтеза меньшие 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, связанные 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, который связан с виртуальными частицами , существующими из-за принципа 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

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

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

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, процессы рассеяния 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. [ необходимы разъяснения ] Временная шкала, описывающая расширение Вселенной, соответствует параметру Хаббла , который меняется со временем. Временной масштаб расширения примерно равен возрасту Вселенной в каждый момент времени.

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 возникло излучение космического микроволнового фона . 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

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

Ранняя горячая Вселенная, по-видимому, хорошо объясняется Большим взрывом, начавшимся примерно с 10–33 секунды , 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 . [ неопределенно ] 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 в результате аннигиляции возникли бы рентгеновские лучи и гамма-лучи , 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 для 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 малое нарушение CP-симметрии, чтобы объяснить 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

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] для исследования темной материи и проверки физики нейтрино . [38] Некоторые космологи предположили, что нуклеосинтез Большого взрыва предполагает существование четвертого «стерильного» вида нейтрино. [39]

Стандартная модель космологии Большого взрыва

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

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 10 5 . Космологическая теория возмущений , описывающая эволюцию небольших неоднородностей в ранней Вселенной, позволила космологам точно рассчитать угловой спектр мощности излучения, и он был измерен в недавних спутниковых экспериментах ( COBE и WMAP ) [42] и многих других . наземные эксперименты и эксперименты на воздушных шарах (такие как градусно-угловой интерферометр , космический фоновый сканер 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 называемых вторичных анизотропиях, [46] таких как эффект Сюняева-Зельдовича и эффект Сакса-Вольфа , которые вызвано 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 «Планк» провела более точные измерения 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 был опубликован совместный анализ данных BICEP2 и Planck , и Европейское космическое агентство объявило, что сигнал можно полностью отнести к межзвездной пыли в Млечном Пути. [52]

Формирование и эволюция крупномасштабной структуры

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] Одним из способов изучения структуры Вселенной является исследование видимых галактик с целью построения трехмерной картины галактик во Вселенной и измерения спектра 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

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 ореолы 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

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 ландшафт ) ссылаются на «слабый антропный принцип »: т.е. причина, по которой физики наблюдают Вселенную с такой маленькой космологической постоянной, заключается в том, что никакие физики (или любая жизнь) не могут существовать. во Вселенной 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:

Другие возможные объяснения темной энергии включают квинтэссенцию [64] или модификацию гравитации в крупнейших 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 формированию структур, больших, чем сверхскопления . 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

Гравитационные волны — это рябь искривления пространства - времени , распространяющаяся как волны со скоростью света, генерируемая в результате определенных гравитационных взаимодействий, распространяющихся 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] Помимо LIGO, строятся многие другие гравитационно-волновые обсерватории (детекторы) . [72]

Другие области исследований

Космологи также изучают:

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Обзор см. в Джордже Ф. Р. Эллисе (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, 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. ^ аб Лиддл, А. (2003). Введение в современную космологию . Уайли. п. 51. ИСБН 978-0-470-84835-7.
  6. ^ Виленкин, Алекс (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. ^ ab «Публикация результатов BICEP2 за 2014 год» . Эксперименты BICEP/Keck CMB . 17 марта 2014 года . Проверено 18 марта 2014 г.
  10. ^ аб Клавин, Уитни (17 марта 2014 г.). «Технологии НАСА рассматривают рождение Вселенной». НАСА . Проверено 17 марта 2014 г.
  11. ^ ab Овербай, Деннис (17 марта 2014 г.). «Обнаружение волн в космических опорах, знаменующее 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, Г. (1927). «Un Univers Homogene de Masse Constante et de Rayon Croissant Rendant Compte de la Vitesse Radiale des Nebuleuses Extra-galactiques». Annales de la Société Scientifique de Bruxelles (на французском языке). А47 : 49–59. Бибкод : 1927ASSB...47...49L.
  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. ^ ab «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 23 января 2024 г.). ISBN 978-1-4612-6850-5. {{cite book}}: |journal=игнорируется ( помощь )CS1 maint: DOI inactive as of January 2024 (link)
  19. ↑ Гхош, Тиа (26 февраля 2015 г.). «Большой взрыв, сдутый? 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. doi :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. ^ аб Берлз, 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. PMID  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. PMID  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. doi :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. PMID  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. doi : 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. ^ Аб 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. doi :10.1103/PhysRevD.70.103528. S2CID  1197376.
  38. ^ Кибурт, 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. doi : 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 . Небо и Телескоп Медиа. 130 (1): 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. ^ Прощай, 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. doi : 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. PMID  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. PMID  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. doi : 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. ^ БП 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): 061102.arXiv : 1602.03837 . Бибкод : 2016PhRvL.116f1102A. doi :10.1103/PhysRevLett.116.061102. PMID  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. ^ Прощай, 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. PMID  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. doi : 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

Популярный

Учебники

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы, связанные с физической космологией .

Из групп

От частных лиц