stringtranslate.com

Физическая космология

Художественная концепция космологической модели Большого взрыва , наиболее широко принятой из всех в физической космологии (ни время, ни размер не масштабируются)

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

Физическая космология, как она понимается сейчас, началась в 1915 году с разработкой 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 Млечного Пути ; затем работы Весто Слайфера и других показали, что Вселенная расширяется . Эти достижения позволили рассуждать о происхождении Вселенной и позволили установить теорию Большого взрыва Жоржа Леметра в качестве ведущей космологической модели. Некоторые исследователи по-прежнему отстаивают несколько альтернативных космологий ; [2] однако большинство космологов сходятся во мнении, что теория Большого взрыва лучше всего объясняет наблюдения.

Значительные успехи в наблюдательной космологии с 1990-х годов, включая космический микроволновый фон , далекие сверхновые и обзоры красного смещения галактик , привели к разработке стандартной модели космологии . Эта модель требует, чтобы Вселенная содержала большие количества темной материи и темной энергии , природа которых в настоящее время не очень хорошо изучена, но модель дает подробные предсказания, которые отлично согласуются со многими разнообразными наблюдениями. [3]

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

История предмета

Современная космология развивалась по тандемным траекториям 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 всей Вселенной, гравитационно притягиваются и движутся навстречу друг другу с течением времени. [6] Однако он понял, что его уравнения допускают введение постоянного члена, который может противодействовать силе притяжения гравитации в космических масштабах. Эйнштейн опубликовал свою первую статью по релятивистской космологии в 1917 году, в которой он добавил эту космологическую постоянную к своим уравнениям поля, чтобы заставить их моделировать статическую Вселенную. [7] Модель Эйнштейна описывает статическую Вселенную; пространство конечно и неограниченно (аналогично поверхности сферы, которая имеет конечную площадь, но не имеет краев). Однако эта так называемая модель Эйнштейна нестабильна к малым возмущениям — в конечном итоге она начнет расширяться или сжиматься. [5] Позднее было осознано, что модель Эйнштейна была лишь одной из более обширного набора возможностей, все из которых согласуются 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 чья геометрия может быть открытой, плоской или закрытой.

История Вселенной – предполагается , что гравитационные волны возникают в результате космической инфляции , быстро ускоряющегося 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 , которое указывало на то, что они удаляются от Земли. [12] [13] Однако трудно определить расстояние до астрономических объектов. Один из способов — сравнить физический размер объекта с его угловым размером , но для этого необходимо предположить физический размер. Другой метод — измерить яркость объекта и предположить внутреннюю светимость , из которой расстояние можно определить 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 священник римско-католической церкви Жорж Леметр независимо вывел уравнения Фридмана–Лемэтра–Робертсона–Уокера и предположил, на основе разбегания спиральных туманностей, что Вселенная началась со «взрыва» «первичного атома » [14] , который позже был назван Большим взрывом. В 1929 году Эдвин Хаббл предоставил наблюдательную основу для теории Леметра. Хаббл показал, что спиральные туманности были галактиками, определив их расстояния с помощью измерений яркости переменных звезд цефеид. Он обнаружил связь между красным смещением галактики и ее расстоянием. Он интерпретировал это как доказательство того, что галактики удаляются от Земли во всех направлениях со скоростью, пропорциональной их расстоянию от Земли. [15] Этот факт теперь известен как закон Хаббла , хотя численный коэффициент, который обнаружил Хаббл, связывающий скорость удаления и расстояние, был неточным в десять раз из-за незнания типов переменных цефеид.

Учитывая космологический принцип, закон Хаббла предполагал, что Вселенная расширяется. Было предложено два основных объяснения расширения. Одним из них была теория Большого взрыва Леметра, которую отстаивал и развивал Джордж Гамов. Другим объяснением была модель стационарного 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 была равномерно разделена. Однако, наблюдательные данные начали поддерживать идею о том, что Вселенная эволюционировала из горячего плотного состояния. Открытие космического микроволнового фона в 1965 году оказало сильную поддержку модели Большого взрыва, [17] и с тех пор, как точные измерения космического микроволнового фона были выполнены Cosmic Background Explorer в начале 1990-х годов, немногие космологи серьезно предложили другие теории происхождения и эволюции космоса. Одним из следствий этого является то, что в стандартной общей теории относительности Вселенная началась с сингулярности , как продемонстрировали Роджер Пенроуз и Стивен Хокинг в 1960-х годах. [18]

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

В сентябре 2023 года астрофизики подвергли сомнению общее современное представление о Вселенной в форме Стандартной модели космологии , основанное на последних исследованиях космического телескопа Джеймса Уэбба . [22]

Энергия космоса

Самые легкие химические элементы , в первую очередь 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 ядерные энергии связи . [24] Чистый процесс приводит к более позднему высвобождению энергии , то есть после Большого взрыва. [25] Такие реакции ядерных частиц могут приводить к внезапным высвобождениям энергии из катастрофических переменных звезд, таких как новые . Гравитационный коллапс материи в черные дыры также питает самые энергичные процессы, обычно наблюдаемые в ядерных областях галактик, образуя квазары и активные галактики .

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

Не существует четкого способа определить полную энергию во Вселенной с помощью наиболее широко принятой теории гравитации, общей теории относительности. Поэтому остается спорным вопрос о том, сохраняется ли полная энергия в расширяющейся Вселенной. Например, каждый фотон , который путешествует через межгалактическое пространство, теряет энергию из-за эффекта красного смещения . Эта энергия не передается ни в какую другую систему, поэтому, по-видимому, теряется навсегда. С другой стороны, некоторые космологи настаивают на том, что энергия сохраняется в некотором смысле; это следует из закона сохранения энергии . [28]

Различные формы энергии могут доминировать в космосе — релятивистские частицы , которые называются излучением , или нерелятивистские частицы, которые называются материей. Релятивистские частицы — это частицы, масса покоя которых равна нулю или пренебрежимо мала по сравнению с их кинетической энергией , и поэтому движутся со скоростью света или очень близкой к ней; нерелятивистские частицы имеют гораздо большую массу покоя, чем их энергия, и поэтому движутся гораздо медленнее скорости света.

По мере расширения Вселенной и материя, и излучение разбавляются. Однако плотности энергии излучения и материи разбавляются с разной скоростью. По мере расширения 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 фотонов, которые его составляют. Таким образом, энергия излучения становится меньшей частью полной энергии Вселенной, чем энергия материи по мере ее расширения. Говорят, что очень ранняя Вселенная была «доминируемой излучением», и излучение контролировало замедление расширения. Позже, когда средняя энергия на фотон становится примерно 10 эВ и ниже, материя диктует скорость замедления, и говорят, что Вселенная «доминируется материей». Промежуточный случай плохо рассматривается аналитически . По мере продолжения расширения Вселенной материя разбавляется еще больше, и космологическая постоянная становится доминирующей, что приводит к ускорению расширения Вселенной.

История вселенной

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

Уравнения движения

В стандартной космологической модели уравнения движения, управляющие вселенной в целом, выводятся из общей теории относительности с небольшой положительной космологической постоянной. [29] Решением является расширяющаяся вселенная; из-за этого расширения излучение и материя во вселенной охлаждаются и разбавляются. Сначала расширение замедляется гравитацией, притягивающей излучение и материю во вселенной. Однако по мере их разбавления космологическая постоянная становится более доминирующей, и расширение вселенной начинает ускоряться, а не замедляться. В нашей вселенной это произошло миллиарды лет назад. [30]

Физика элементарных частиц в космологии

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

Как правило, процесс рассеяния или распада космологически важен в определенную эпоху, если временная шкала, описывающая этот процесс, меньше или сопоставима с временной шкалой расширения Вселенной. [ необходимо уточнение ] Временная шкала, описывающая расширение Вселенной, — это параметр Хаббла , который меняется со временем. Временная шкала расширения примерно равна возрасту Вселенной в каждый момент времени.

Хронология Большого взрыва

Наблюдения показывают, что Вселенная началась около 13,8 миллиардов лет назад. [31] С тех пор эволюция Вселенной прошла через три фазы. Самая ранняя Вселенная, которая до сих пор плохо изучена, была долей секунды, в которую Вселенная была настолько горячей, что частицы имели энергии выше, чем те, которые в настоящее время доступны в ускорителях частиц на Земле. Поэтому, хотя основные черты этой эпохи были разработаны в теории Большого взрыва, детали в значительной степени основаны на обоснованных догадках.

После этого в ранней Вселенной эволюция Вселенной происходила в соответствии с известной физикой высоких энергий . Именно тогда образовались первые протоны, электроны и нейтроны, затем ядра и, наконец, атомы. С образованием нейтрального водорода был испущен космический микроволновый фон . Наконец, началась эпоха формирования структур, когда материя начала собираться в первые звезды и квазары , и в конечном итоге образовались галактики, скопления галактик и сверхскопления . Будущее Вселенной пока точно не известно, но согласно модели ΛCDM она будет продолжать расширяться вечно.

Области изучения

Ниже описаны некоторые из наиболее активных областей исследования космологии, в приблизительно хронологическом порядке. Это не включает в себя всю космологию Большого взрыва, которая представлена ​​в Timeline of the Big Bang .

Очень ранняя вселенная

Инфляционная теория как дополнение к теории Большого взрыва была впервые предложена Аланом Гутом из Массачусетского технологического института. Инфляция решает «проблему горизонта», делая раннюю вселенную гораздо более компактной, чем предполагалось в стандартной модели. Учитывая такой меньший размер, причинный контакт (т. е. тепловая связь) был бы возможен между всеми областями ранней вселенной. Изображение было адаптацией различных общих диаграмм, изображающих рост размера наблюдаемой вселенной, как для стандартной модели, так и для инфляционной модели соответственно теории Большого взрыва.

Ранняя, горячая вселенная, по-видимому, хорошо объясняется Большим взрывом примерно с 10 −33 секунды, но есть несколько проблем . Одна из них заключается в том, что нет убедительной причины, использующей современную физику элементарных частиц, для того, чтобы вселенная была плоской , однородной и изотропной (см. космологический принцип ) . Более того, великие объединенные теории физики элементарных частиц предполагают, что во вселенной должны быть магнитные монополи , которые не были обнаружены. Эти проблемы решаются кратким периодом космической инфляции , которая приводит вселенную к плоскостности , сглаживает анизотропию и неоднородности до наблюдаемого уровня и экспоненциально разбавляет монополи. [32] Физическая модель, лежащая в основе космической инфляции, чрезвычайно проста, но она еще не подтверждена физикой элементарных частиц, и существуют сложные проблемы согласования инфляции и квантовой теории поля . [ неопределенно ] Некоторые космологи считают, что теория струн и бранная космология предоставят альтернативу инфляции. [33]

Другая важная проблема в космологии заключается в том, что заставило Вселенную содержать 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, в результате аннигиляции возникли бы рентгеновские 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 не понятый) процесс называется бариогенезисом . Три необходимых условия для бариогенезиса были выведены Андреем Сахаровым в 1967 году и требуют нарушения симметрии физики элементарных частиц , называемой CP-симметрией , между материей и антиматерией. [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 — бариогенезиса и космической инфляции — тесно связаны с физикой элементарных частиц, и их решение может быть получено с помощью теории высоких энергий и эксперимента , а не посредством наблюдений за Вселенной. [ предположение? ]

Теория большого взрыва

Нуклеосинтез Большого взрыва — это теория образования элементов в ранней Вселенной. Она завершилась, когда Вселенной было около трех минут, и ее температура упала ниже той, при которой мог произойти ядерный синтез . Нуклеосинтез Большого взрыва имел короткий период, в течение которого он мог работать, поэтому были получены только самые легкие элементы. Начиная с ионов водорода ( протонов ), он в основном производил дейтерий , гелий-4 и литий . Другие элементы были получены только в следовых количествах. Основная теория нуклеосинтеза была разработана в 1948 году Джорджем Гамовым, Ральфом Эшером Альфером и Робертом Германом . [36] Она использовалась в течение многих лет в качестве зонда физики во время Большого взрыва, поскольку теория нуклеосинтеза Большого взрыва связывает распространенность 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 ( Lambda cold dark matter ) или Lambda-CDM является параметризацией космологической модели Большого взрыва, в которой Вселенная содержит космологическую константу, обозначаемую Lambda ( греч. Λ ), связанную с темной энергией и холодной темной материей (сокращенно CDM ). Ее часто называют стандартной моделью космологии Большого взрыва. [40] [41]

Космический микроволновый фон

Космический микроволновый фон — это излучение, оставшееся от разделения после эпохи рекомбинации , когда впервые образовались нейтральные атомы. В этот момент излучение, произведенное во время Большого взрыва, остановило томсоновское рассеяние на заряженных ионах. Излучение, впервые обнаруженное в 1965 году Арно Пензиасом и Робертом Вудро Вильсоном , имеет идеальный тепловой спектр черного тела . Сегодня оно имеет температуру 2,7 кельвина и изотропно до одной части из 10 5 . Космологическая теория возмущений , описывающая эволюцию небольших неоднородностей в ранней Вселенной, позволила космологам точно рассчитать угловой спектр мощности излучения, и он был измерен недавними спутниковыми экспериментами ( COBE и WMAP ) [42] и многими наземными и аэростатными экспериментами (такими как Degree Angular Scale Interferometer , Cosmic Background Imager и Boomerang ). [43] Одной из целей этих усилий является измерение основных параметров модели Лямбда-CDM с возрастающей точностью, а также проверка предсказаний модели Большого взрыва и поиск новой физики. Результаты измерений, проведенных WMAP, например, установили ограничения на массы нейтрино. [44]

Новые эксперименты, такие как QUIET и Atacama Cosmology Telescope , пытаются измерить поляризацию космического микроволнового фона. [45] Ожидается, что эти измерения предоставят 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 вызваны взаимодействием галактик и скоплений с космическим микроволновым фоном. [47] [48]

17 марта 2014 года астрономы из коллаборации BICEP2 объявили о явном обнаружении поляризации B -моды РИ, которая считается свидетельством первичных гравитационных волн , которые, как предсказывает теория инфляции , должны были возникнуть во время самой ранней фазы Большого взрыва. [9] [10] [11] [49] Однако позднее в том же году коллаборация Planck провела более точное измерение космической пыли , заключив, что сигнал B-моды от пыли имеет ту же силу, что и сигнал, полученный от 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 иерархического формирования структуры , в которой структуры формируются снизу вверх, причем сначала формируются более мелкие объекты, в то время как самые крупные объекты, такие как сверхскопления, все еще собираются. [53] Один из способов изучения структуры во Вселенной — это обследование видимых галактик, чтобы построить трехмерную картину галактик во Вселенной и измерить спектр мощности материи . Это подход Sloan Digital Sky Survey и 2dF Galaxy Redshift Survey . [54] [55]

Другим инструментом для понимания формирования структуры являются симуляции, которые космологи используют для изучения гравитационного скопления материи во Вселенной, поскольку она группируется в нити , сверхскопления и пустоты . Большинство симуляций содержат только небарионную холодную темную материю , чего должно быть достаточно для понимания Вселенной в самых больших масштабах, поскольку во Вселенной гораздо больше темной материи, чем видимой, барионной материи. Более продвинутые симуляции начинают включать барионы и изучать формирование отдельных галактик. Космологи изучают эти симуляции, чтобы увидеть, согласуются ли они с обзорами галактик, и понять любые несоответствия. [56]

Пример гравитационной линзы, обнаруженной в данных DESI Legacy Surveys. В DESI-090.9854-35.9683 есть четыре набора линзированных изображений, соответствующих четырем различным фоновым галактикам — от самой внешней гигантской красной дуги до самой внутренней яркой синей дуги, расположенных в четырех концентрических кругах. Все они гравитационно деформированы — или линзированы — оранжевой галактикой в ​​самом центре. Ожидается, что темная материя также будет создавать гравитационное линзирование.

Другие дополнительные наблюдения для измерения распределения материи в отдаленных уголках Вселенной и исследования реионизации включают в себя:

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

Темная материя

Данные нуклеосинтеза Большого взрыва , реликтового излучения , формирования структур и кривых вращения галактик показывают, что около 23% массы Вселенной состоит из небарионной темной материи, тогда как только 4% состоит из видимой барионной материи . Гравитационные эффекты темной материи хорошо изучены, поскольку она ведет себя как холодная, неизлучающая жидкость, которая образует гало вокруг галактик. Темная материя никогда не была обнаружена в лабораторных условиях, и физика частиц темной материи остается полностью неизвестной. Без наблюдательных ограничений существует ряд кандидатов, таких как стабильная суперсимметричная частица, слабо взаимодействующая массивная частица , гравитационно взаимодействующая массивная частица, аксион и массивный компактный гало-объект . Альтернативы гипотезе темной материи включают модификацию гравитации при малых ускорениях ( MOND ) или эффект из бранной космологии. TeVeS — это версия MOND, которая может объяснить гравитационное линзирование. [60]

Темная энергия

Если Вселенная плоская , должен быть дополнительный компонент, составляющий 73% (в дополнение к 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, как барионы и темная материя. Существуют веские наблюдательные доказательства темной энергии, поскольку общая плотность энергии Вселенной известна через ограничения на плоскость Вселенной, но количество кластеризующейся материи строго измерено и намного меньше этого. Аргументы в пользу темной энергии были подкреплены в 1999 году, когда измерения показали, что расширение Вселенной начало постепенно ускоряться. [61]

Кроме 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 больше наблюдаемой. [62] Стивен Вайнберг и ряд теоретиков струн (см. струнный ландшафт ) прибегли к «слабому антропному принципу »: то есть причина, по которой физики наблюдают вселенную с такой малой космологической постоянной, заключается в том, что ни один физик (или какая-либо жизнь) не может существовать во вселенной с большей космологической постоянной. Многие космологи считают 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 (CC), которая позволяет жизни существовать), он не пытается объяснить контекст этой вселенной. [63] Например, слабый антропный принцип сам по себе не различает:

Другие возможные объяснения темной энергии включают квинтэссенцию [64] или модификацию гравитации в самых больших масштабах. [65] Влияние темной энергии на космологию, которое описывают эти модели, задается уравнением состояния темной энергии , которое варьируется в зависимости от теории. Природа темной энергии является одной из самых сложных проблем в космологии.

Лучшее понимание темной энергии, вероятно, решит проблему окончательной судьбы Вселенной . В текущую 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 обратится вспять, приведет к Большому замораживанию или будет следовать какому-то другому сценарию. [66]

Гравитационные волны

Гравитационные волны — это рябь в кривизне пространства -времени , которая распространяется как волны со скоростью света, генерируемые в определенных гравитационных взаимодействиях, которые распространяются наружу от их источника. Гравитационно-волновая астрономия — это новая ветвь наблюдательной астрономии , которая стремится использовать гравитационные волны для сбора наблюдательных данных об источниках обнаруживаемых гравитационных волн, таких как двойные звездные системы, состоящие из белых карликов , нейтронных звезд и черных дыр ; и таких событиях, как сверхновые и образование ранней Вселенной вскоре после Большого взрыва. [67]

В 2016 году команды LIGO Scientific Collaboration и Virgo Collaboration объявили, что они провели первое наблюдение гравитационных волн , исходящих от пары сливающихся черных дыр, с помощью усовершенствованных детекторов LIGO. [68] [69] [70] 15 июня 2016 года было объявлено о втором обнаружении гравитационных волн от сливающихся черных дыр. [71] Помимо LIGO, в настоящее время строятся многие другие обсерватории (детекторы) гравитационных волн. [ 72 ]

Другие области исследования

Космологи также изучают:

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Для обзора см. George FR Ellis (2006). "Вопросы философии космологии". В Jeremy Butterfield & John Earman (ред.). Philosophy of Physics (Handbook of the Philosophy of Science) 3-томный набор . North Holland. arXiv : astro-ph/0602280 . Bibcode :2006astro.ph..2280E. ISBN 978-0-444-51560-5.
  2. ^ «Открытое письмо научному сообществу, опубликованное в New Scientist, 22 мая 2004 г.». cosmologystatement.org . 1 апреля 2014 г. Архивировано из оригинала 1 апреля 2014 г. Получено 27 сентября 2017 г.
  3. ^ Beringer, J.; et al. (Particle Data Group) (2012). "Обзор физики элементарных частиц 2013 года" (PDF) . Phys. Rev. D . 86 (1): 010001. Bibcode :2012PhRvD..86a0001B. doi : 10.1103/PhysRevD.86.010001 . Архивировано (PDF) из оригинала 9 октября 2022 г.
  4. ^ "Биография Нобелевской премии". Нобелевская премия . Получено 25 февраля 2011 г.
  5. ^ ab Liddle, A. (2003). Введение в современную космологию . Wiley. стр. 51. ISBN 978-0-470-84835-7.
  6. ^ Виленкин, Алекс (2007). Множество миров в одном: поиск других вселенных . Нью-Йорк: Хилл и Ванг, Отделение Фаррара, Штрауса и Жиру. стр. 19. ISBN 978-0-8090-6722-0.
  7. ^ Джонс, Марк; Ламбурн, Роберт (2004). Введение в галактики и космологию . Милтон-Кинс Кембридж, Великобритания; Нью-Йорк: Открытый университет, Издательство Кембриджского университета. стр. 228. ISBN 978-0-521-54623-2.
  8. ^ Джонс, Марк; Ламбурн, Роберт (2004). Введение в галактики и космологию . Милтон-Кинс Кембридж, Великобритания; Нью-Йорк: Открытый университет, Издательство Кембриджского университета. стр. 232. ISBN 978-0-521-54623-2.
  9. ^ ab "BICEP2 2014 Results Release". Эксперименты BICEP/Keck CMB . 17 марта 2014 г. Получено 18 марта 2014 г.
  10. ^ ab Clavin, Whitney (17 марта 2014 г.). "NASA Technology Views Birth of the Universe". NASA . Получено 17 марта 2014 г. .
  11. ^ ab Overbye, Dennis (17 марта 2014 г.). «Обнаружение волн в космосе подкрепляет эпохальную теорию Большого взрыва». The New York Times . Архивировано из оригинала 1 января 2022 г. Получено 17 марта 2014 г.
  12. ^ Slipher, VM (1922). «Дальнейшие заметки о спектрографических наблюдениях туманностей и скоплений». Публикации Американского астрономического общества . 4 : 284–286. Bibcode : 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, Жорж (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.). «Соотношение между расстоянием и радиальной скоростью среди внегалактических туманностей». Труды Национальной академии наук Соединенных Штатов Америки . 15 (3): 168–173. Bibcode :1929PNAS...15..168H. doi : 10.1073/pnas.15.3.168 . PMC 522427 . PMID  16577160. 
  16. ^ Хойл, Фред (1948). «Новая модель расширяющейся Вселенной». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 108 (5): 372–382. Bibcode : 1948MNRAS.108..372H. doi : 10.1093/mnras/108.5.372 .
  17. ^ ab "Big Bang or Steady State?". Ideas of Cosmology . American Institute of Physics. Архивировано из оригинала 12 июня 2015 г. Получено 29 июля 2015 г.
  18. ^ Earman, John (1999). Goenner, Hubert; Jürgen; Ritter, Jim; Sauer, Tilman (ред.). Теоремы Пенроуза-Хокинга о сингулярности: история и последствия — расширяющиеся миры общей теории относительности . Доклады Бирка четвертой конференции по и гравитации. стр. 235–267. Bibcode : 1999ewgr.book..235E. doi : 10.1007/978-1-4612-0639-2_7 (неактивен 1 ноября 2024 г.). ISBN 978-1-4612-6850-5. {{cite book}}: |journal=проигнорировано ( помощь )CS1 maint: DOI inactive as of November 2024 (link)
  19. ^ Ghose, Tia (26 февраля 2015 г.). «Большой взрыв, сдувание? Вселенная, возможно, не имела начала». Live Science . Получено 28 февраля 2015 г.
  20. ^ Али, Ахмед Фарак (4 февраля 2015 г.). «Космология из квантового потенциала». Physics Letters B . 741 (2015): 276–279. arXiv : 1404.3093 . Bibcode :2015PhLB..741..276F. doi :10.1016/j.physletb.2014.12.057. S2CID  55463396.
  21. ^ Das, Saurya; Bhaduri, Rajat K (21 мая 2015 г.). «Темная материя и темная энергия из конденсата Бозе–Эйнштейна». Classical and Quantum Gravity . 32 (10): 105003. arXiv : 1411.0753 . Bibcode : 2015CQGra..32j5003D. doi : 10.1088/0264-9381/32/10/105003. S2CID  119247745.
  22. ^ Фрэнк, Адам; Глейзер, Марсело (2 сентября 2023 г.). «История нашей Вселенной может начать распутываться». The New York Times . Архивировано из оригинала 2 сентября 2023 г. Получено 3 сентября 2023 г.
  23. ^ ab Burles, Scott; Nollett, Kenneth M.; Turner, Michael S. (май 2001 г.). «Предсказания нуклеосинтеза Большого взрыва для точной космологии». The Astrophysical Journal . 552 (1): L1–L5. arXiv : astro-ph/0010171 . Bibcode :2001ApJ...552L...1B. doi :10.1086/320251. S2CID  118904816.
  24. ^ Бербидж, EM; Бербидж, GR; Фаулер, WA; Хойл, F. (1957). «Синтез элементов в звездах». Reviews of Modern Physics . 29 (4): 547–650. Bibcode :1957RvMP...29..547B. doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
  25. ^ Фраучи, С. (13 августа 1982 г.). «Энтропия в расширяющейся Вселенной». Science . 217 (4560): 593–599. Bibcode :1982Sci...217..593F. doi :10.1126/science.217.4560.593. PMID  17817517. S2CID  27717447.
  26. ^ Киршнер, РП (2003). «Проливая свет на темную энергию». Science . 300 (5627): 1914–1918. Bibcode :2003Sci...300.1914K. doi :10.1126/science.1086879. PMID  12817141. S2CID  43859435.
  27. ^ Фриман, Джошуа А.; Тернер, Майкл С.; Хутерер, Драган (2008). «Темная энергия и ускоряющаяся Вселенная». Annual Review of Astronomy & Astrophysics . 46 (1): 385–432. arXiv : 0803.0982 . Bibcode : 2008ARA&A..46..385F. doi : 10.1146/annurev.astro.46.060407.145243. S2CID  15117520.
  28. ^ например, Лиддл, А. (2003). Введение в современную космологию . Wiley. ISBN 978-0-470-84835-7.Это убедительно доказывает, что «Энергия всегда, всегда, всегда сохраняется».
  29. ^ Ojeda, P.; Rosu, H. (июнь 2006 г.). «Суперсимметрия баротропных космологий FRW». Int. J. Theor. Phys . 45 (6): 1191–1196. arXiv : gr-qc/0510004 . Bibcode :2006IJTP...45.1152R. doi :10.1007/s10773-006-9123-2. S2CID  119496918.
  30. ^ Спрингель, Фолькер; Френк, Карлос С.; Уайт, Саймон Д.М. (2006). «Крупномасштабная структура Вселенной». Nature . 440 (7088): 1137–1144. arXiv : astro-ph/0604561 . Bibcode : 2006Natur.440.1137S. CiteSeerX 10.1.1.255.8877 . doi : 10.1038/nature04805. PMID  16641985. S2CID  8900982. 
  31. ^ "Космические детективы". Европейское космическое агентство (ESA). 2 апреля 2013 г. Получено 25 апреля 2013 г.
  32. ^ Гут, Алан Х. (15 января 1981 г.). «Инфляционная Вселенная: Возможное решение проблем горизонта и плоскостности». Physical Review D. 23 ( 2): 347–356. Bibcode : 1981PhRvD..23..347G. doi : 10.1103/PhysRevD.23.347 .
  33. ^ Pogosian, Levon; Tye, S.-H. Henry; Wasserman, Ira; Wyman, Mark (2003). "Наблюдательные ограничения на производство космических струн во время инфляции браны". Physical Review D. 68 ( 2): 023506. arXiv : hep-th/0304188 . Bibcode : 2003PhRvD..68b3506P. doi : 10.1103/PhysRevD.68.023506.
  34. ^ Канетти, Лоран и др. (сентябрь 2012 г.). «Материя и антиматерия во вселенной». New Journal of Physics . 14 (9): 095012. arXiv : 1204.4186 . Bibcode : 2012NJPh...14i5012C. doi : 10.1088/1367-2630/14/9/095012. S2CID  119233888.
  35. ^ Пандольфи, Стефания (30 января 2017 г.). «Новый источник асимметрии между материей и антиматерией». ЦЕРН . Получено 9 апреля 2018 г.
  36. ^ Пиблз, Филлип Джеймс Эдвин (апрель 2014 г.). «Открытие горячего Большого взрыва: что произошло в 1948 году». The European Physical Journal H. 39 ( 2): 205–223. arXiv : 1310.2146 . Bibcode : 2014EPJH...39..205P. doi : 10.1140/epjh/e2014-50002-y. S2CID  118539956.
  37. ^ ab Boucher, V.; Gérard, J.-M.; Vandergheynst, P.; Wiaux, Y. (ноябрь 2004 г.). "Ограничения космического микроволнового фона на основе сильного принципа эквивалентности". Physical Review D. 70 ( 10): 103528. arXiv : astro-ph/0407208 . Bibcode : 2004PhRvD..70j3528B. doi : 10.1103/PhysRevD.70.103528. S2CID  1197376.
  38. ^ Cyburt, Richard H.; Fields, Brian D.; Olive, Keith A.; Yeh, Tsung-Han (январь 2016 г.). "Big bang nucleosynthesis: Present status". Reviews of Modern Physics . 88 (1): 015004. arXiv : 1505.01076 . Bibcode : 2016RvMP...88a5004C. doi : 10.1103/RevModPhys.88.015004. S2CID  118409603.
  39. ^ Люсенте, 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 др. (2016). «Результаты Планка 2015. XIII. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика . 594 (13): A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode : 2016A&A...594A..13P. doi : 10.1051/0004-6361/201525830. S2CID  119262962.
  41. ^ Карлайл, Камилла М. (10 февраля 2015 г.). «Planck Upholds Standard Cosmology». Sky and Telescope . 130 (1). Sky & Telescope Media: 28. Bibcode :2015S&T...130a..28C . Получено 9 апреля 2018 г.
  42. ^ Lamarre, Jean-Michel (2010). «Космический микроволновый фон». В Huber, MCE; Pauluhn, A.; Culhane, JL; Timothy, JG; Wilhelm, K.; Zehnder, A. (ред.). Наблюдение фотонов в космосе . Серия научных отчетов ISSI. Том 9. С. 149–162. Bibcode : 2010ISSIR...9..149L.
  43. ^ Сиверс, Дж. Л. и др. (2003). «Космологические параметры из наблюдений с помощью космических фоновых изображений и сравнения с BOOMERANG, DASI и MAXIMA». The Astrophysical Journal . 591 (2): 599–622. arXiv : astro-ph/0205387 . Bibcode : 2003ApJ...591..599S. doi : 10.1086/375510. S2CID  14939106.
  44. ^ Hinshaw, G.; et al. (октябрь 2013 г.). "Девятилетние наблюдения зонда анизотропии микроволнового излучения Уилкинсона (WMAP): результаты космологических параметров". Приложение к Astrophysical Journal . 208 (2): 19. arXiv : 1212.5226 . Bibcode : 2013ApJS..208...19H. doi : 10.1088/0067-0049/208/2/19. S2CID  37132863.
  45. ^ Naess, Sigurd; Hasselfield, Matthew; McMahon, Jeff; Niemack, Michael D.; et al. (октябрь 2014 г.). "The Atacama Cosmology Telescope: CMB polarization at 200 < l < 9000". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 2014 (10): 007. arXiv : 1405.5524 . Bibcode : 2014JCAP...10..007N. doi : 10.1088/1475-7516/2014/10/007. S2CID  118593572.
  46. ^ Бауманн, Дэниел и др. (2009). «Исследование инфляции с помощью поляризации CMB». Семинар по поляризации CMB: теория и перспективы: концептуальное исследование миссии CMBPol . Том 1141. стр. 10–120. arXiv : 0811.3919 . Bibcode :2009AIPC.1141...10B. doi :10.1063/1.3160885.
  47. ^ Скрантон, Р.; Коннолли, А. Дж.; Никол, Р. К.; Стеббинс, А.; Шапуди, И.; Эйзенштейн, Д. Дж.; и др. (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.; Tegmark, M. (ред.). Microwave Foregrounds . Серия конференций ASP. Том 181. стр. 219. arXiv : astro-ph/9904235 . Bibcode :1999ASPC..181..219R. ISBN 978-1-58381-006-4.
  49. ↑ Overbye, Dennis (25 марта 2014 г.). «Ripples From the Big Bang». The New York Times . Архивировано из оригинала 1 января 2022 г. Получено 24 марта 2014 г.
  50. ^ Сотрудничество Планка (2016). "Промежуточные результаты Планка. XXX. Угловой спектр мощности поляризованного пылевого излучения на средних и высоких галактических широтах". Астрономия и астрофизика . 586 (133): A133. arXiv : 1409.5738 . Bibcode : 2016A&A...586A.133P. doi : 10.1051/0004-6361/201425034. S2CID  9857299.
  51. ↑ Overbye, Dennis (22 сентября 2014 г.). «Исследование подтверждает критику теории Большого взрыва». The New York Times . Архивировано из оригинала 1 января 2022 г. Получено 22 сентября 2014 г.
  52. ^ Коуэн, Рон (30 января 2015 г.). «Открытие гравитационных волн теперь официально мертво». nature . doi :10.1038/nature.2015.16830.
  53. ^ Хесс, Штеффен; Китаура, Франциско-Шу; Готтлёбер, Стефан (ноябрь 2013 г.). «Моделирование формирования структуры локальной Вселенной». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 435 (3): 2065–2076. arXiv : 1304.6565 . Bibcode : 2013MNRAS.435.2065H. doi : 10.1093/mnras/stt1428 . S2CID  119198359.
  54. ^ Коул, Шон; Персиваль, Уилл Дж.; Пикок, Джон А.; Норберг, Педер; Бо, Карлтон М.; Френк, Карлос С.; и др. (2005). «Исследование красного смещения галактики 2dF: спектральный анализ окончательного набора данных и космологические последствия». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 362 (2): 505–534. arXiv : astro-ph/0501174 . Bibcode : 2005MNRAS.362..505C. doi : 10.1111/j.1365-2966.2005.09318.x . S2CID  6906627.
  55. ^ Персиваль, Уилл Дж. и др. (2007). «Форма спектра мощности галактики в выпуске 5 данных цифрового обзора неба Слоуна». Астрофизический журнал . 657 (2): 645–663. arXiv : astro-ph/0608636 . Bibcode : 2007ApJ...657..645P. doi : 10.1086/510615. S2CID  53141475.
  56. ^ Кулен, Михаэль; 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 :2012PDU.....1...50K. doi :10.1016/j.dark.2012.10.002. S2CID  119232040.
  57. ^ Weinberg, David H.; Davé, Romeel; Katz, Neal; Kollmeier, Juna A. (май 2003 г.). «Лес Lyman-α как космологический инструмент». В Holt, SH; Reynolds, CS (ред.). Труды конференции AIP: Возникновение космической структуры . Серия конференций AIP. Том 666. стр. 157–169. arXiv : astro-ph/0301186 . Bibcode :2003AIPC..666..157W. CiteSeerX 10.1.1.256.1928 . doi :10.1063/1.1581786. S2CID  118868536. 
  58. ^ Furlanetto, Steven R.; Oh, S. Peng; Briggs, Frank H. (октябрь 2006 г.). «Космология на низких частотах: переход 21 см и Вселенная с высоким красным смещением». Physics Reports . 433 (4–6): 181–301. arXiv : astro-ph/0608032 . Bibcode : 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 Ваербеке, Людовик; Хевенс, Алан (2008). «Космология со слабым линзированием». Physics Reports . 462 (3): 67–121. arXiv : astro-ph/0612667 . Bibcode :2008PhR...462...67M. CiteSeerX 10.1.1.337.3760 . doi :10.1016/j.physrep.2008.02.003. PMID  16286284. S2CID  9279637. 
  60. ^ Класен, М.; Поль, М.; Сигл, Г. (ноябрь 2015 г.). «Косвенный и прямой поиск темной материи». Progress in Particle and Nuclear Physics . 85 : 1–32. arXiv : 1507.03800 . Bibcode :2015PrPNP..85....1K. doi :10.1016/j.ppnp.2015.07.001. S2CID  118359390.
  61. ^ Перлмуттер, Сол; Тернер, Майкл С.; Уайт, Мартин (1999). «Ограничение темной энергии с помощью сверхновых типа Ia и крупномасштабной структуры». Physical Review Letters . 83 (4): 670–673. arXiv : astro-ph/9901052 . Bibcode : 1999PhRvL..83..670P. doi : 10.1103/PhysRevLett.83.670. S2CID  119427069.
  62. ^ Адлер, Рональд Дж.; Кейси, Брендан; Якоб, Овидий К. (июль 1995 г.). «Вакуумная катастрофа: элементарное изложение проблемы космологической постоянной». American Journal of Physics . 63 (7): 620–626. Bibcode :1995AmJPh..63..620A. doi : 10.1119/1.17850 .
  63. ↑ Зигфрид, Том (11 августа 2006 г.). «A „Landscape“ Too Far?». Science . 313 (5788): 750–753. doi :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 . Bibcode : 2002CQGra..19.3435S. doi : 10.1088/0264-9381/19/13/304. S2CID  13532332.
  65. ^ Нодзири, С.; Одинцов, С.Д. (2006). «Введение в модифицированную гравитацию и гравитационная альтернатива для темной энергии». Международный журнал геометрических методов в современной физике . 04 (1): 115–146. arXiv : hep-th/0601213 . Bibcode :2007IJGMM..04..115N. doi :10.1142/S0219887807001928. S2CID  119458605.
  66. ^ Фернандес-Жамбрина, 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. ^ Colpi, Monica; Sesana, Alberto (2017). «Источники гравитационных волн в эпоху многополосной гравитационно-волновой астрономии». В Gerard, Augar; Eric, Plagnol (ред.). Обзор гравитационных волн: теория, источники и обнаружение . стр. 43–140. arXiv : 1610.05309 . Bibcode :2017ogw..book...43C. doi :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». Nature News . doi :10.1038/nature.2016.19361. S2CID  182916902 . Получено 11 февраля 2016 г. .
  69. ^ Эбботт, Б. П. и др. (LIGO Scientific Collaboration и Virgo Collaboration) (2016). «Наблюдение гравитационных волн от слияния бинарных черных дыр». Physical Review Letters . 116 (6): 061102. arXiv : 1602.03837 . Bibcode : 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 . Получено 11 февраля 2016 г. .
  71. ^ Overbye, Dennis (15 июня 2016 г.). «Ученые слышат второй сигнал от сталкивающихся черных дыр». The New York Times . Архивировано из оригинала 1 января 2022 г. Получено 15 июня 2016 г.
  72. ^ «Начался новейший поиск гравитационных волн». LIGO Caltech . LIGO . 18 сентября 2015 г. . Получено 29 ноября 2015 г. .
  73. ^ Ковец, Эли Д. (2017). «Исследование темной материи первичной черной дыры с помощью гравитационных волн». Physical Review Letters . 119 (13): 131301. arXiv : 1705.09182 . Bibcode : 2017PhRvL.119m1301K. doi : 10.1103/PhysRevLett.119.131301. PMID  29341709. S2CID  37823911.
  74. ^ Takeda, M.; et al. (10 августа 1998 г.). «Расширение энергетического спектра космических лучей за пределы предсказанного предела Грейзена-Зацепина-Кузьмина». Physical Review Letters . 81 (6): 1163–1166. arXiv : astro-ph/9807193 . Bibcode :1998PhRvL..81.1163T. doi :10.1103/PhysRevLett.81.1163. S2CID  14864921.
  75. ^ Турышев, Слава Г. (2008). «Экспериментальные проверки общей теории относительности». Annual Review of Nuclear and Particle Science . 58 (1): 207–248. arXiv : 0806.1731 . Bibcode :2008ARNPS..58..207T. doi : 10.1146/annurev.nucl.58.020807.111839 . S2CID  119199160.
  76. ^ Узан, Жан-Филипп (март 2011 г.). «Переменные константы, гравитация и космология». Living Reviews in Relativity . 14 (1): 2. arXiv : 1009.5514 . Bibcode : 2011LRR....14....2U. doi : 10.12942/lrr-2011-2 . PMC 5256069. PMID  28179829 . 
  77. ^ Дик, Стивен Дж. (2020). «Биофизическая космология: место биоастрономии в истории науки». Пространство, время и пришельцы . Cham: Springer International Publishing. стр. 53–58. doi :10.1007/978-3-030-41614-0_4. ISBN 978-3-030-41613-3.

Дальнейшее чтение

Популярный

Учебники

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме Физическая космология .

Из групп

От частных лиц