Fysisk kosmologi

Den här artikeln handlar om grenen fysik och astronomi. För annan användning, se Kosmologi .

Konstnärs uppfattning om Big Bang kosmologiska modellen, den mest accepterade av alla inom fysisk kosmologi (varken tid eller storlek i skala)

Fysisk kosmologi är en gren av kosmologi som sysslar med studiet av kosmologiska modeller. En kosmologisk modell , eller helt enkelt kosmologi , ger en beskrivning av de största strukturerna och dynamiken i universum och tillåter studier av grundläggande frågor om dess ursprung , struktur, evolution och slutliga öde . Kosmologi som vetenskap har sitt ursprung i den kopernikanska principen , som innebär att himlakroppar lyder identiska fysiska lagar som de på jorden, och newtonsk mekanik , som först gjorde det möjligt för dessa fysiska lagar att förstås.

Fysisk kosmologi, som det nu förstås, började med utvecklingen 1915 av Albert Einsteins allmänna relativitetsteori, följt av stora observationsupptäckter på 1920-talet: först upptäckte Edwin Hubble att universum innehåller ett stort antal yttre galaxer bortom Vintergatan ; _ sedan, arbete av Vesto Slipher och andra visade att universum expanderar . Dessa framsteg gjorde det möjligt att spekulera om universums ursprung och tillät etableringen av Big Bang -teorin, av Georges Lemaître , som den ledande kosmologiska modellen. Ett fåtal forskare förespråkar fortfarande en handfull alternativa kosmologier ; de flesta kosmologer är dock överens om att Big Bang-teorin bäst förklarar observationerna.

Dramatiska framsteg inom observationskosmologi sedan 1990-talet, inklusive den kosmiska mikrovågsbakgrunden , avlägsna supernovor och galaxrödförskjutningsundersökningar , har lett till utvecklingen av en standardmodell av kosmologi . Denna modell kräver att universum innehåller stora mängder mörk materia och mörk energi vars natur för närvarande inte är väl förstådd, men modellen ger detaljerade förutsägelser som stämmer utmärkt överens med många olika observationer.

Kosmologi bygger mycket på arbetet inom många olika forskningsområden inom teoretisk och tillämpad fysik . Områden som är relevanta för kosmologi inkluderar partikelfysikexperiment och teori , teoretisk och observationsastrofysik , allmän relativitetsteori , kvantmekanik och plasmafysik .

Ämneshistorik

Se även: Kosmologins tidslinje och Lista över kosmologer

Modern kosmologi utvecklades längs tandem spår av teori och observation. 1916 publicerade Albert Einstein sin teori om allmän relativitet , som gav en enhetlig beskrivning av gravitationen som en geometrisk egenskap hos rum och tid. Vid den tiden trodde Einstein på ett statiskt universum , men fann att hans ursprungliga formulering av teorin inte tillät det. Detta beror på att massor fördelade över hela universum gravitationsmässigt attraherar och rör sig mot varandra över tiden. Men han insåg att hans ekvationer tillät införandet av en konstant term som kunde motverka gravitationens attraktionskraft på den kosmiska skalan. Einstein publicerade sin första artikel om relativistisk kosmologi 1917, där han lade till denna kosmologiska konstant till sina fältekvationer för att tvinga dem att modellera ett statiskt universum. Einsteinmodellen beskriver ett statiskt universum; rymden är ändlig och obegränsad (analogt med ytan på en sfär, som har en ändlig yta men inga kanter). Men denna så kallade Einstein-modell är instabil mot små störningar – den kommer så småningom att börja expandera eller dra ihop sig. Man insåg senare att Einsteins modell bara var en av en större uppsättning möjligheter, som alla stämde överens med den allmänna relativitetsteorien och den kosmologiska principen. Den allmänna relativitetsteoriens kosmologiska lösningar hittades av Alexander Friedmann i början av 1920-talet. Hans ekvationer beskriver Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker- universumet, som kan expandera eller dra ihop sig, och vars geometri kan vara öppen, platt eller stängd.

Universums historia – gravitationsvågor antas uppstå från kosmisk inflation , en expansion snabbare än ljuset strax efter Big Bang

På 1910-talet tolkade Vesto Slipher (och senare Carl Wilhelm Wirtz ) det röda skiftet av spiralnebulosor som ett Dopplerskifte som indikerade att de drog sig tillbaka från jorden. Det är dock svårt att avgöra avståndet till astronomiska objekt. Ett sätt är att jämföra den fysiska storleken på ett objekt med dess vinkelstorlek , men en fysisk storlek måste antas göra detta. En annan metod är att mäta ljusstyrka och anta en inneboende ljusstyrka , från vilken avståndet kan bestämmas med hjälp av den omvända kvadratiska lagen . På grund av svårigheten att använda dessa metoder insåg de inte att nebulosorna faktiskt var galaxer utanför vår egen Vintergatan , och de spekulerade inte heller om de kosmologiska implikationerna. 1927 härledde den belgiske romersk-katolske prästen Georges Lemaître självständigt Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker-ekvationerna och föreslog, på grundval av spiralnebulosans recession, att universum började med "explosionen" av en "uratom " - som senare kallades Big Bang . 1929 Edwin Hubble en observationsbas för Lemaîtres teori. Hubble visade att spiralnebulosorna var galaxer genom att bestämma deras avstånd med hjälp av mätningar av ljusstyrkan hos Cepheid variabla stjärnor. Han upptäckte ett samband mellan rödförskjutningen av en galax och dess avstånd. Han tolkade detta som ett bevis på att galaxerna drar sig tillbaka från jorden i alla riktningar med hastigheter som är proportionella mot deras avstånd. Detta faktum är nu känt som Hubbles lag , även om den numeriska faktorn som Hubble fann relaterad till recessionshastighet och avstånd var avstängd med en faktor tio, på grund av att han inte visste om typerna av Cepheidvariabler.

Med tanke på den kosmologiska principen föreslog Hubbles lag att universum expanderade. Två primära förklaringar föreslogs till utbyggnaden. En var Lemaîtres Big Bang-teori, förespråkad och utvecklad av George Gamow. Den andra förklaringen var Fred Hoyles steady state-modell där ny materia skapas när galaxerna rör sig bort från varandra. I den här modellen är universum ungefär detsamma när som helst.

Under ett antal år var stödet för dessa teorier jämnt fördelat. Emellertid började observationsbevisen stödja idén att universum utvecklats från ett hett tätt tillstånd. Upptäckten av den kosmiska mikrovågsbakgrunden 1965 gav starkt stöd till Big Bang-modellen, och sedan de exakta mätningarna av den kosmiska mikrovågsbakgrunden av Cosmic Background Explorer i början av 1990-talet har få kosmologer på allvar föreslagit andra teorier om ursprunget och evolutionen. av kosmos. En konsekvens av detta är att universum i den allmänna relativitetsteorien började med en singularitet , vilket visades av Roger Penrose och Stephen Hawking på 1960-talet.

En alternativ syn på att utöka Big Bang-modellen, som tyder på att universum inte hade någon början eller singularitet och universums ålder är oändlig, har presenterats.

Kosmos energi

De lättaste kemiska grundämnena , främst väte och helium , skapades under Big Bang genom nukleosyntesen . I en sekvens av stjärnnukleosyntesreaktioner kombineras sedan mindre atomkärnor till större atomkärnor, vilket slutligen bildar stabila järngruppbeståndsdelar som järn och nickel , som har de högsta kärnbindningsenergierna . Nettoprocessen resulterar i en senare energifrisättning , alltså efter Big Bang. Sådana reaktioner av kärnpartiklar kan leda till plötsliga energiutsläpp från kataklysmiska variabla stjärnor som novaer . Gravitationskollaps av materia till svarta hål driver också de mest energiska processerna, som vanligtvis ses i galaxernas kärnområden, och bildar kvasarer och aktiva galaxer .

Kosmologer kan inte förklara alla kosmiska fenomen exakt, som de som är relaterade till universums accelererande expansion, med hjälp av konventionella energiformer . Istället föreslår kosmologer en ny form av energi som kallas mörk energi som genomsyrar hela rymden. En hypotes är att mörk energi bara är vakuumenergin , en komponent av det tomma utrymmet som är associerat med de virtuella partiklar som existerar på grund av osäkerhetsprincipen .

Det finns inget tydligt sätt att definiera den totala energin i universum med hjälp av den mest accepterade teorin om gravitation, generell relativitet . Därför är det fortfarande kontroversiellt om den totala energin är bevarad i ett expanderande universum. Till exempel förlorar varje foton som färdas genom det intergalaktiska rymden energi på grund av rödförskjutningseffekten . Denna energi överförs inte uppenbarligen till något annat system, så den verkar vara permanent förlorad. Å andra sidan insisterar vissa kosmologer på att energi bevaras i någon mening; detta följer lagen om energibevarande .

Olika former av energi kan dominera kosmos – relativistiska partiklar som kallas strålning eller icke-relativistiska partiklar som kallas materia. Relativistiska partiklar är partiklar vars vilomassa är noll eller försumbar jämfört med deras kinetiska energi , och så rör sig med ljusets hastighet eller mycket nära den; icke-relativistiska partiklar har mycket högre vilomassa än deras energi och rör sig därför mycket långsammare än ljusets hastighet.

När universum expanderar späds både materia och strålning ut. Emellertid energitätheten av strålning och materia ut i olika takt. När en viss volym expanderar ändras massenergitätheten endast genom ökningen i volym, men strålningens energitäthet ändras både genom ökningen i volym och av ökningen av våglängden hos fotonerna som utgör den . Strålningsenergin blir alltså en mindre del av universums totala energi än materiens energi när den expanderar. Det mycket tidiga universum sägs ha varit "strålningsdominerat" och strålningen kontrollerade expansionens inbromsning. Senare, när den genomsnittliga energin per foton blir ungefär 10 eV och lägre, dikterar materia hastigheten på retardationen och universum sägs vara "materiadominerat". Mellanfallet behandlas inte väl analytiskt . När universums expansion fortsätter späds materia ut ytterligare och den kosmologiska konstanten blir dominerande, vilket leder till en acceleration i universums expansion.

Universums historia

Se även: Tidslinjen för Big Bang

Universums historia är en central fråga inom kosmologin. Universums historia är indelad i olika perioder som kallas epoker, enligt de dominerande krafterna och processerna i varje period. Den vanliga kosmologiska modellen är känd som Lambda-CDM-modellen .

Rörelseekvationer

Huvudartikel: Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker metrisk

Inom den standardiserade kosmologiska modellen är rörelseekvationerna som styr universum som helhet härledda från allmän relativitet med en liten positiv kosmologisk konstant . Lösningen är ett expanderande universum; på grund av denna expansion kyls strålningen och materien i universum ner och späds ut. Till en början bromsas expansionen av att gravitationen drar till sig strålning och materia i universum. Men när dessa blir utspädda blir den kosmologiska konstanten mer dominerande och universums expansion börjar accelerera snarare än bromsa in. I vårt universum hände detta för miljarder år sedan.

Partikelfysik i kosmologi

Huvudartikel: Partikelfysik i kosmologi

Under universums tidigaste ögonblick var den genomsnittliga energitätheten mycket hög, vilket gjorde kunskap om partikelfysik avgörande för att förstå denna miljö. Därför spridningsprocesser och sönderfall av instabila elementarpartiklar viktiga för kosmologiska modeller av denna period.

Som en tumregel är en spridnings- eller sönderfallsprocess kosmologiskt viktig i en viss epok om tidsskalan som beskriver den processen är mindre än eller jämförbar med tidsskalan för universums expansion. Tidsskalan som beskriver universums expansion är $1/H$ med $H$ som Hubble-parametern , som varierar med tiden. Expansionstidsskalan $1/H$ är ungefär lika med universums ålder vid varje tidpunkt.

Tidslinjen för Big Bang

Huvudartikel: Tidslinje för Big Bang

Observationer tyder på att universum började för cirka 13,8 miljarder år sedan. Sedan dess har universums utveckling gått igenom tre faser. Det mycket tidiga universum, som fortfarande är dåligt förstådd, var den del av en sekund då universum var så varmt att partiklar hade högre energier än de som för närvarande är tillgängliga i partikelacceleratorer på jorden. Därför, även om grunddragen för denna epok har utarbetats i Big Bang-teorin, är detaljerna till stor del baserade på välgrundade gissningar. Efter detta, i det tidiga universum, fortsatte universums utveckling enligt känd högenergifysik . Det var då de första protonerna, elektronerna och neutronerna bildades, sedan kärnor och slutligen atomer. Med bildningen av neutralt väte emitterades den kosmiska mikrovågsbakgrunden . Slutligen började epok av strukturbildning, när materia började aggregera till de första stjärnorna och kvasarerna , och till slut bildades galaxer, galaxhopar och superkluster . Universums framtid är ännu inte riktigt känd, men enligt ΛCDM -modellen kommer det att fortsätta expandera för alltid.

Studieområden

Nedan beskrivs några av de mest aktiva undersökningsområdena inom kosmologi, i ungefär kronologisk ordning. Detta inkluderar inte hela Big Bang-kosmologin, som presenteras i Timeline of the Big Bang .

Mycket tidigt universum

Det tidiga, heta universum verkar vara väl förklarat av Big Bang från ungefär 10–33 ^sekunder och framåt, men det finns flera problem . En är att det inte finns någon tvingande anledning, med nuvarande partikelfysik, för att universum ska vara platt , homogent och isotropiskt (se den kosmologiska principen ) . Dessutom stora förenade teorier om partikelfysik att det borde finnas magnetiska monopoler i universum, som inte har hittats. Dessa problem löses av en kort period av kosmisk inflation , som driver universum till planhet , jämnar ut anisotropier och inhomogeniteter till den observerade nivån och exponentiellt späder ut monopolerna. Den fysiska modellen bakom kosmisk inflation är extremt enkel, men den har ännu inte bekräftats av partikelfysik, och det finns svåra problem att förena inflation och kvantfältteori . Vissa kosmologer tror att strängteori och brankosmologi kommer att ge ett alternativ till inflation.

Ett annat stort problem inom kosmologin är det som fick universum att innehålla mycket mer materia än antimateria . Kosmologer kan observationsmässigt dra slutsatsen att universum inte är uppdelat i områden av materia och antimateria. Om det var det skulle det finnas röntgenstrålar och gammastrålar som ett resultat av förintelse , men detta observeras inte. Därför måste någon process i det tidiga universum ha skapat ett litet överskott av materia över antimateria, och denna (för närvarande inte förstådda) process kallas baryogenes . Tre nödvändiga villkor för baryogenes härleddes av Andrei Sacharov 1967, och kräver ett brott mot partikelfysiksymmetri, kallad CP -symmetri , mellan materia och antimateria. Men partikelacceleratorer mäter en för liten kränkning av CP-symmetri för att förklara baryonasymmetrin. Kosmologer och partikelfysiker letar efter ytterligare kränkningar av CP-symmetrin i det tidiga universum som kan förklara baryonasymmetrin.

Både problemen med baryogenes och kosmisk inflation är mycket nära relaterade till partikelfysik, och deras lösning kan komma från högenergiteori och experiment snarare än genom observationer av universum.

Big Bang teorin

Huvudartikel: Big Bang-nukleosyntes

Big Bang nukleosyntes är teorin om bildningen av grundämnen i det tidiga universum. Det slutade när universum var ungefär tre minuter gammalt och dess temperatur sjönk under den vid vilken kärnfusion kunde ske. Big Bang-nukleosyntesen hade en kort period under vilken den kunde fungera, så endast de allra lättaste grundämnena producerades. Utgående från vätejoner ( protoner ) , producerade den huvudsakligen deuterium , helium-4 och litium . Andra grundämnen producerades endast i spårmängder. Den grundläggande teorin om nukleosyntes utvecklades 1948 av George Gamow , Ralph Asher Alpher och Robert Herman . Den användes i många år som en undersökning av fysiken vid tiden för Big Bang, eftersom teorin om Big Bangs nukleosyntes kopplar samman överflöden av primordiala ljuselement med egenskaperna i det tidiga universum. Specifikt kan den användas för att testa ekvivalensprincipen , för att undersöka mörk materia och testa neutrinofysik . Vissa kosmologer har föreslagit att Big Bang-nukleosyntesen tyder på att det finns en fjärde "steril" art av neutrino.

Standardmodell av Big Bang-kosmologi

ΛCDM ( Lambda kall mörk materia ) eller Lambda-CDM- modellen är en parametrisering av Big Bang kosmologiska modell där universum innehåller en kosmologisk konstant , betecknad med Lambda ( grekiska Λ ) , associerad med mörk energi , och kall mörk materia (förkortat) CDM ). Det hänvisas ofta till som standardmodellen för Big Bang- kosmologi.

Kosmisk mikrovågsugn bakgrund

Huvudartikel: Kosmisk mikrovågsbakgrund

Den kosmiska mikrovågsbakgrunden är strålning som blivit över från frikopplingen efter epok av rekombination när neutrala atomer först bildades. Vid denna tidpunkt stoppade strålning som producerades i Big Bang Thomsons spridning från laddade joner. Strålningen, som först observerades 1965 av Arno Penzias och Robert Woodrow Wilson , har ett perfekt termiskt svartkroppsspektrum . Den har en temperatur på 2,7 kelvin idag och är isotrop till en del av 10 ⁵ . Kosmologisk störningsteori , som beskriver utvecklingen av små inhomogeniteter i det tidiga universum, har gjort det möjligt för kosmologer att exakt beräkna strålningens vinkeleffektspektrum, och det har mätts av de senaste satellitexperimenten ( COBE och WMAP ) och många mark och ballonger -baserade experiment (som Degree Angular Scale Interferometer , Cosmic Background Imager och Boomerang ). Ett av målen med dessa ansträngningar är att mäta grundparametrarna i Lambda-CDM-modellen med ökande noggrannhet, samt att testa Big Bang-modellens förutsägelser och leta efter ny fysik. Resultaten av mätningar gjorda av WMAP har till exempel satt gränser för neutrinomassorna.

Nyare experiment, som QUIET och Atacama Cosmology Telescope , försöker mäta polariseringen av den kosmiska mikrovågsbakgrunden. Dessa mätningar förväntas ge ytterligare bekräftelse på teorin samt information om kosmisk inflation, och de så kallade sekundära anisotropierna, såsom Sunyaev- Zel'dovich-effekten och Sachs-Wolfe-effekten , som orsakas av interaktion mellan galaxer och kluster med den kosmiska mikrovågsbakgrunden.

Den 17 mars 2014 tillkännagav astronomer från BICEP2 Collaboration den uppenbara upptäckten av B - modpolarisering av CMB, som anses vara bevis på primordiala gravitationsvågor som förutsägs av teorin om inflation att inträffa under den tidigaste fasen av Big Bang . Men senare samma år Planck- samarbetet en mer exakt mätning av kosmiskt damm , och drog slutsatsen att B-lägessignalen från damm har samma styrka som den som rapporterats från BICEP2. Den 30 januari 2015 publicerades en gemensam analys av BICEP2- och Planck -data och Europeiska rymdorganisationen meddelade att signalen helt och hållet kan tillskrivas interstellärt damm i Vintergatan.

Bildande och utveckling av storskalig struktur

Huvudartiklar: Storskalig struktur av kosmos , strukturbildning och galaxbildning och evolution

Att förstå bildandet och utvecklingen av de största och tidigaste strukturerna (dvs. kvasarer , galaxer , kluster och superkluster ) är en av de största ansträngningarna inom kosmologi. Kosmologer studerar en modell för hierarkisk strukturbildning där strukturer bildas nerifrån och upp, med mindre föremål som bildas först, medan de största föremålen, såsom superkluster, fortfarande håller på att samlas. Ett sätt att studera strukturen i universum är att kartlägga de synliga galaxerna, för att konstruera en tredimensionell bild av galaxerna i universum och mäta materiens kraftspektrum . Detta är tillvägagångssättet för Sloan Digital Sky Survey och 2dF Galaxy Redshift Survey .

Ett annat verktyg för att förstå strukturbildning är simuleringar, som kosmologer använder för att studera gravitationsaggregationen av materia i universum, när den samlas i filament , superkluster och tomrum . De flesta simuleringar innehåller endast icke-baryonisk kall mörk materia , vilket borde räcka för att förstå universum på de största skalorna, eftersom det finns mycket mer mörk materia i universum än synlig baryonisk materia. Mer avancerade simuleringar börjar inkludera baryoner och studera bildandet av enskilda galaxer. Kosmologer studerar dessa simuleringar för att se om de överensstämmer med galaxundersökningarna och för att förstå eventuella avvikelser.

Andra, kompletterande observationer för att mäta fördelningen av materia i det avlägsna universum och för att undersöka återjonisering inkluderar:

• Lyman -alfaskogen , som gör det möjligt för kosmologer att mäta fördelningen av neutral atomär vätgas i det tidiga universum, genom att mäta absorptionen av ljus från avlägsna kvasarer av gasen.
• Den 21 centimeter långa absorptionslinjen av neutralt atomärt väte ger också ett känsligt test av kosmologi.
• Svag linsning , förvrängning av en avlägsen bild genom gravitationslinser på grund av mörk materia.

Dessa kommer att hjälpa kosmologer att lösa frågan om när och hur strukturen bildades i universum.

Mörk materia

Huvudartikel: Mörk materia

Bevis från nukleosyntesen från Big Bang , den kosmiska mikrovågsbakgrunden , strukturbildningen och galaxrotationskurvorna tyder på att cirka 23% av universums massa består av icke-baryonisk mörk materia, medan endast 4% består av synlig, baryonisk materia . Gravitationseffekterna av mörk materia är väl förstått, eftersom den beter sig som en kall, icke-strålande vätska som bildar haloer runt galaxer. Mörk materia har aldrig upptäckts i laboratoriet, och mörk materias partikelfysiska natur är fortfarande helt okänd. Utan observationsbegränsningar finns det ett antal kandidater, till exempel en stabil supersymmetrisk partikel, en svagt interagerande massiv partikel , en gravitationellt interagerande massiv partikel, en axion och ett massivt kompakt haloobjekt . Alternativ till hypotesen om mörk materia inkluderar en modifiering av gravitationen vid små accelerationer ( MOND ) eller en effekt från brankosmologi . TeVeS är en version av MOND som kan förklara gravitationslinser.

Mörk energi

Huvudartikel: Mörk energi

Om universum är platt måste det finnas en ytterligare komponent som utgör 73 % (utöver 23 % mörk materia och 4 % baryoner) av universums energitäthet. Detta kallas mörk energi. För att inte störa nukleosyntesen från Big Bang och den kosmiska mikrovågsbakgrunden får den inte samlas i haloer som baryoner och mörk materia. Det finns starka observationsbevis för mörk energi, eftersom universums totala energitäthet är känd genom begränsningar av universums planhet, men mängden klustrande materia mäts noggrant och är mycket mindre än så här. Argumentet för mörk energi stärktes 1999, när mätningar visade att universums expansion gradvis har börjat accelerera.

Förutom dess densitet och dess klustringsegenskaper är ingenting känt om mörk energi. Kvantfältteori förutsäger en kosmologisk konstant (CC) ungefär som mörk energi, men 120 storleksordningar större än vad som observerats. Steven Weinberg och ett antal strängteoretiker (se stränglandskap ) har åberopat den "svaga antropiska principen ": det vill säga anledningen till att fysiker observerar ett universum med en så liten kosmologisk konstant är att inga fysiker (eller något liv) skulle kunna existera i ett universum med en större kosmologisk konstant. Många kosmologer tycker att detta är en otillfredsställande förklaring: kanske för att även om den svaga antropiska principen är självklar (med tanke på att levande observatörer finns, det måste finnas åtminstone ett universum med en kosmologisk konstant som tillåter liv att existera) försöker den inte förklara sammanhanget för det universum. Till exempel, den svaga antropiska principen ensam skiljer inte mellan:

• Endast ett universum kommer någonsin att existera och det finns någon underliggande princip som begränsar CC till det värde vi observerar.
• Endast ett universum kommer någonsin att existera och även om det inte finns någon underliggande princip som fixar CC, hade vi tur.
• Massor av universum existerar (samtidigt eller seriellt) med en rad CC-värden, och naturligtvis är vårt ett av de livsuppehållande.

Andra möjliga förklaringar till mörk energi inkluderar kvintessens eller en modifiering av gravitationen på de största skalorna. Effekten på kosmologin av den mörka energin som dessa modeller beskriver ges av den mörka energins tillståndsekvation , som varierar beroende på teorin. Den mörka energins natur är ett av de mest utmanande problemen inom kosmologi.

En bättre förståelse av mörk energi kommer sannolikt att lösa problemet med universums yttersta öde . I den nuvarande kosmologiska epoken förhindrar den accelererade expansionen på grund av mörk energi strukturer större än superkluster från att bildas. Det är inte känt om accelerationen kommer att fortsätta på obestämd tid, kanske till och med öka tills en stor ripa , eller om den så småningom kommer att vända, leda till en Big Freeze , eller följa något annat scenario.

Gravitationsvågor

Gravitationsvågor är krusningar i rumtidens krökning som fortplantar sig som vågor med ljusets hastighet , genererade i vissa gravitationsinteraktioner som fortplantar sig utåt från sin källa. Gravitationsvåg-astronomi är en framväxande gren av observationsastronomi som syftar till att använda gravitationsvågor för att samla observationsdata om källor till detekterbara gravitationsvågor såsom binära stjärnsystem som består av vita dvärgar , neutronstjärnor och svarta hål ; och händelser som supernovor och bildandet av det tidiga universum strax efter Big Bang .

År 2016 meddelade LIGO Scientific Collaboration och Virgo Collaboration - teamen att de hade gjort den första observationen av gravitationsvågor, som härrörde från ett par sammanslagna svarta hål med hjälp av Advanced LIGO-detektorerna. Den 15 juni 2016 tillkännagavs en andra upptäckt av gravitationsvågor från sammansmältande svarta hål. Förutom LIGO är många andra gravitationsvågobservatorier (detektorer) under uppbyggnad.

Andra undersökningsområden

Kosmologer studerar också:

• Huruvida ursprungliga svarta hål bildades i vårt universum, och vad som hände med dem.
• Detektering av kosmiska strålar med energier över GZK-gränsvärdet , och om det signalerar ett misslyckande i speciell relativitet vid höga energier.
• Ekvivalensprincipen , oavsett om Einsteins allmänna relativitetsteori är den korrekta gravitationsteorin eller inte , och om fysikens grundläggande lagar är desamma överallt i universum.

Se även

• Anhopning
• Hubbles lag
• Illustris projekt
• Lista över kosmologer
• Foton
• Fysisk ontologi
• Kvantkosmologi
• Strängkosmologi
• Universal rotationskurva

Vidare läsning

Populär

•   Greene, Brian (2005). Kosmos tyg . Penguin Books Ltd. ISBN 978-0-14-101111-0 .
•   Guth, Alan (1997). The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins . Random House. ISBN 978-0-224-04448-6 .
•   Hawking, Stephen W. (1988). En kort historia om tid: Från Big Bang till svarta hål . Bantam Books, Inc. ISBN 978-0-553-38016-3 .
•   Hawking, Stephen W. (2001). Universum i ett nötskal . Bantam Books, Inc. ISBN 978-0-553-80202-3 .
•   Ostriker, Jeremiah P.; Mitton, Simon (2013). Heart of Darkness: Avslöja mysterierna i det osynliga universum . Princeton, NJ: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-13430-7 .
•   Singh, Simon (2005). Big Bang: Universums ursprung . Fjärde ståndet. Bibcode : 2004biba.book.....S . ISBN 978-0-00-716221-5 .
•   Weinberg, Steven (1993) [Först publicerad 1978]. De första tre minuterna . Grundläggande böcker. ISBN 978-0-465-02437-7 .

Läroböcker

•   Cheng, Ta-Pei (2005). Relativitet, gravitation och kosmologi: en grundläggande introduktion . Oxford och New York: Oxford University Press. ISBN 978-0-19-852957-6 . Inledande kosmologi och allmän relativitet utan den fullständiga tensorapparaten, uppskjuten till bokens sista del.
•   Dodelson, Scott (2003). Modern kosmologi . Akademisk press. ISBN 978-0-12-219141-1 . En inledande text, släppt något innan WMAP- resultaten.
•   Gal-Or, Benjamin (1987) [1981]. Kosmologi, fysik och filosofi . Springer Verlag. ISBN 0-387-90581-2 .
•   Grøn, Øyvind ; Hervik, Sigbjørn (2007). Einsteins allmänna relativitetsteori med moderna tillämpningar i kosmologi . New York: Springer. ISBN 978-0-387-69199-2 .
•   Harrison, Edward (2000). Kosmologi: vetenskapen om universum . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-66148-5 . För studenter; matematiskt skonsam med starkt historiskt fokus.
•   Kutner, Marc (2003). Astronomi: ett fysiskt perspektiv . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-52927-3 . En inledande astronomitext.
•   Kolb, Edward; Michael Turner (1988). Det tidiga universum . Addison-Wesley. ISBN 978-0-201-11604-5 . Den klassiska referensen för forskare.
•   Liddle, Andrew (2003). En introduktion till modern kosmologi . John Wiley. ISBN 978-0-470-84835-7 . Kosmologi utan allmän relativitet.
•   Liddle, Andrew; David Lyth (2000). Kosmologisk inflation och storskalig struktur . Cambridge. ISBN 978-0-521-57598-0 . En introduktion till kosmologi med en grundlig diskussion om inflation .
•   Mukhanov, Viatcheslav (2005). Kosmologins fysiska grunder . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-56398-7 .
•   Padmanabhan, T. (1993). Strukturbildning i universum . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-42486-8 . Diskuterar bildandet av storskaliga strukturer i detalj.
•   Peacock, John (1998). Kosmologisk fysik . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-42270-3 . En introduktion som innehåller mer om allmän relativitet och kvantfältteori än de flesta.
•   Peebles, PJE (1993). Principer för fysisk kosmologi . Princeton University Press. ISBN 978-0-691-01933-8 . Starkt historiskt fokus.
•   Peebles, PJE (1980). Universums storskaliga struktur . Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08240-0 . Det klassiska arbetet om storskalig struktur och korrelationsfunktioner.
•   Rees, Martin (2002). Nya perspektiv i astrofysisk kosmologi . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-64544-7 .
•   Weinberg, Steven (1971). Gravitation och kosmologi . John Wiley. ISBN 978-0-471-92567-5 . En standardreferens för den matematiska formalismen.
•   Weinberg, Steven (2008). Kosmologi . Oxford University Press. ISBN 978-0-19-852682-7 .

externa länkar

Från grupper

• Cambridge Cosmology - från Cambridge University (offentlig hemsida)
• Cosmology 101 – från NASA WMAP- gruppen
• Centrum för kosmologisk fysik . University of Chicago , Chicago.
• Origins, Nova Online – Tillhandahålls av PBS .

Från individer

• Gale, George, " Cosmology: Methodological Debates in the 1930s and 1940s ", The Stanford Encyclopedia of Philosophy , Edward N. Zalta (red.)
• Madore, Barry F., " Nivå 5 : En kunskapsbas för extragalaktisk astronomi och kosmologi ". Caltech och Carnegie. Pasadena, Kalifornien, USA.
• Tyler, Pat och Phil Newman " Beyond Einstein ". Laboratory for High Energy Astrophysics (LHEA) NASA Goddard Space Flight Center .
• Wright, Ned . " Kosmologi handledning och vanliga frågor ". Avdelningen för astronomi och astrofysik, UCLA.
• George Musser (februari 2004). "Fyra nycklar till kosmologi" . Scientific American . Scientific American . Hämtad 22 mars 2015 .
• Cliff Burgess; Fernando Quevedo (november 2007). "Den stora kosmiska berg-och-dalbanan". Scientific American (tryck). s. 52–59. (undertitel) Kan kosmisk inflation vara ett tecken på att vårt universum är inbäddat i ett mycket större område?