Физичка космологија

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето

Физичка космологија е гранка на космологијата која се занимава со студии на најголемите структури и динамиката на Универзумот и со фундаментални прашања за неговото потекло, структура, еволуција и крајната судбина.[1] Космологија како наука потекнува од Коперниковиот принцип, што значи дека небесните тела ги почитуваат истите физички закони како оние на Земјата, и Њутновата механика, која прва ни овозможи да ги разбереме тие физички закони. Физичката космологија, како што сега е сфатена, започна со развојот на генералната теорија на релативитетот на Алберт Ајнштајн во 1915 година, по што следеа големите набљудувачки откритија во 1920-тите години: прво, Едвин Хабл откри дека универзумот содржи огромен број надворешни галаксии надвор од нашиот Млечен Пат; тогаш, работата на Весто Слифер и други покажаа дека универзумот се проширува. Овие напредоци овозможија да се шпекулира за потеклото на универзумот и дозволи основање на Теоријата Биг Бенг од Жорж Леметр, како водечки космолошки модел. Неколку истражувачи сé уште се залагаат за неколку алтернативни космологии;[2] сепак, повеќето космолози се согласуваат дека теоријата на Големата експлозија ги објаснува подобро набљудувањата.

Драматичните напредоци во набљудувачката космологија од 1990-тите, вклучувајќи ја и космичката микробранова позадина, далечните супернови и галаксичките преноси на црвено поместување, доведоа до развој на стандардниот модел на космологија. Овој модел бара универзумот да содржи големи количества темна материја и темна енергија чија природа во моментов не е добро разбрана, но моделот дава детални предвидувања кои се совпаѓаат со многу различни набљудувања.[3]

Космологијата во голема мера се потпира на работата на многу различни области на истражување во теоретската и практичната физика. Релевантни области за космологијата вклучуваат експерименти и теории од физиката на честичките, астрофизиката, генералната релативност, квантната механика и плазма физиката.

Историја за темата[уреди | уреди извор]

Поврзано: Временска линија на космологијата и Список на космологисти

Современата космологија се развиваше заедно со тандемските траги на теоријата и набљудувањето. Во 1916 година, Алберт Ајнштајн ја објавил својата теорија на општата релативност, која обезбеди унифициран опис на гравитацијата како геометриска сопственост на просторот и времето.[4] Во тоа време, Ајнштајн верувал во статичен универзум, но сфатил дека неговата оригинална формула на теоријата не го дозволува.[5] Ова е затоа што масите што се распоредени низ универзумот се привлекуваат од гравитацијата, и со текот на времето се движат едни кон други.[6] Сепак, тој сфатил дека неговите равенки дозволуваат воведување на константен термин кој може да се спротивстави на силата на гравитацијата на космичката скала. Ајнштајн го објавил својот прв труд за релативистичката космологија во 1917 година, во кој ја додал оваа "космолошка константа" во неговите равенки, со цел да моделираат статичен универзум.[7] Моделот на Ајнштајн опишува статичен универзум; просторот е конечен и неограничен (аналогно на површината на сферата, која има конечна област, но нема рабови). Сепак, овој таканаречен Ајнштајнов модел е нестабилен за мали пертурбации - на крајот ќе почне да се проширува или намалува.[5] Подоцна беше сфатено дека Ајнштајновиот модел беше само еден од поголемите можности, од кои сите беа во согласност со општата релативност и космолошкиот принцип. Космолошките решенија на општата релативност биле пронајдени од Александар Фридман во раните 1920-ти.[8] Неговите равенки го опишуваат универзумот, кој може да се проширува или да се намалува, а чија геометрија може да биде отворена, рамна или затворена.

Историјата на Универзумот – се пртпоставува дека гравитационите бранови потекнуваат од космичката инфлација, побрзо од светлината ширење веднаш по Големата експлозија[9][10][11]

Во 1910-тите, Весто Слифер (и подоцна Карл Вилхелм Вирц) ја интерпретираа црвената смена на спиралните маглини како и доплеровската смена што укажува дека се оддалечуваат од Земјата.[12][13] Меѓутоа, тешко е да се одреди растојанието до астрономските објекти. Еден начин е да се спореди физичката големина на објектот со неговата аголна големина, но мора да се претпостави физичка големина за да се направи ова. Друг метод е да се измери осветленоста на некој објект и да се претпостави внатрешна сјајност, од која растојанието може да се определи со помош на законот на инверзен квадрат. Поради тешкотијата да ги користат овие методи, тие не сфатија дека маглините се всушност галаксии надвор од нашиот Млечен Пат, ниту пак шпекулираат за космолошките импликации. Во 1927 година, Белгискиот Римокатолички свештеник Жорж Леметр независно ги издвои равенствата на Фридман-Лематре-Робертсон-Вокер и предложи, врз основа на рецесијата на спиралните маглини, дека универзумот започна со "експлозија" на "првобитниот атом"[14]-која подоцна се нарекува Биг Бенг. Во 1929, Едвин Хабл обезбедил опсервациона основа за теоријата на Лематре. Хабл покажал дека спиралните маглини се галаксии со тоа што ги одредуваат нивните растојанија користејќи мерења на светлината на цефеидните променливи ѕвезди. Тој открил врска помеѓу црвеното поместување на галаксијата и неговата далечина. Тој го толкува ова како доказ дека галаксиите се оддалечуваат од Земјата во секоја насока со брзини пропорционални на нивната далечина.[15] Овој факт е сега познат како Хабловиот закон, иако Хабл открил дека поврзаноста на рецесивната брзина и растојание била исклучена со фактор десет, поради тоа што не знаеле за видовите на цефеидните променливи.

Со оглед на космолошкиот принцип, законот на Хабл сугерирал универзумот да се шири. За проширување беа предложени две основни објаснувања. Една од нив беше теоријата на Големата експлозија на Лематре, за која се залагаше и развиваше Џорџ Гамов. Другото објаснување беше моделот на стабилна состојба на Фреј Хојл во кој се создава нова материја кога галаксиите се оддалечуваат едни од други. Во овој модел, универзумот е приближно ист во секој момент во времето.[16][17]

За неколку години, поддршката за овие теории беше рамномерно поделена. Меѓутоа, набљудувачките докази почнаа да ја поддржуваат идејата дека универзумот еволуирал од жешка густа состојба. Откривањето на космичката микробранова позадина во 1965 година овозможи силна поддршка на моделот за големата експлозија,[17] и од прецизните мерења на космичката микробранова позадина од страна на сателитот Cosmic background explorer (ЦБЕ) во раните 1990-ти , неколку космолози сериозно предложија други теории за потеклото и еволуцијата на космосот. Една последица на ова е тоа што во стандардната генерална релативност, универзумот започна со сингуларност, како што покажаа Роџер Пенроуз и Стивен Хокинг во 1960-тите.[18]

Алтернативен поглед за проширување на моделот на Биг Бенг, кој што сугерира дека универзумот нема почеток или сингуларност, а староста на универзумот е бесконечна, е презентирана.[19][20][21]

Енергија на космосот[уреди | уреди извор]

Најлесните хемиски елементи, првенствено водород и хелиум, беа создадени за време на Биг Бенг (Големата експлозија) преку процесот на нуклеосинтеза.[22] Во секвенца на реакции на ѕвездена нуклеосинтеза, помалите атомски јадра потоа се комбинираат во поголеми атомски јадра, формирајќи елементи на стабилната железна група, како што се железо и никел, кои имаат највисоки нуклеарни врзувачки енергии.[23] Нет процесот резултира со "подоцнежно ослободување на енергија", што значи последователно на Големата експлозија.[24] Таквите реакции на нуклеарните честички може да доведат до ненадејни ослободувања на енергија од катаклизмична променлива ѕвезда, како што се суперновите. Гравитациониот колапс на материјата во црна дупка исто така ги овластува најенергетските процеси, генерално се гледа во нуклеарните региони на галаксиите, формирајќи "квазар" и "активни галаксии" .

Космолозите не можат точно да ги објаснат сите космички феномени, како оние што се поврзани со забрзаната експанзија на универзумот, користејќи конвенционални форми на енергија. Наместо тоа, космолозите предлагаат нова форма на енергија наречена темна енергија која го опфаќа целиот простор.[25] Една хипотеза е дека темната енергија е само вакуумската енергија, компонента на празниот простор кој е поврзан со виртуелната честичка и кои постојат, поради принципот на неизвесност.[26]

Не постои јасен начин да се дефинира вкупната енергија во универзумот со користење на најшироко прифатената теорија на гравитацијата, општата релативност. Затоа, останува контроверзно дали вкупната енергија е зачувана во универзумот што се шири. На пример, секој фотон кој патува низ интергалактичкиот простор ја губи енергијата поради ефектот на црвено поместување. Оваа енергија не е очигледно пренесена на било кој друг систем, па изгледа дека е трајно изгубена. Од друга страна, некои космолози инсистираат на тоа дека енергијата е конзервирана во некоја смисла; ова го следи законот за зачувување на енергијата.[27]

Термодинамика на универзумот е поле на истражување кое испитува која форма на енергија доминира во космосот - релативистички честички, кои се однесуваат како зрачење, или нерелативистичките честички кои се нарекуваат материи . Релативистичките честички се честички чија маса на мирување е нула или занемарлива во споредба со нивната кинетичка енергија, и така се движи со брзината на светлината или многу блиску до истата; нерелативистичките честички имаат многу повисока маса за одмор од нивната енергија и затоа се движат многу побавно од брзината на светлината.

Како што се проширува универзумот, и материјата и зрачењето се разредуваат. Сепак, енергетски густини на зрачењето и материјата се разредуваат со различни стапки. Како што се зголемува одредениот волумен, густината на масовната енергија се менува само со зголемување на волуменот, но густината на енергијата на зрачењето се менува и со зголемување на волуменот и со зголемување на брановата должина на фотоните кои го прават тоа. Така енергијата на зрачењето станува помал дел од вкупната енергија на универзумот од онаа на материјата што се шири. Се вели дека многу раниот универзум бил "доминација на зрачење" и зрачењето го контролира забавувањето на експанзијата. Подоцна, со оглед на тоа што просечната енергија по фотон станува приближно 10 електронволти-eV и пониска, материјата ја диктира стапката на забавување и универзумот се вели дека е "доминирана материја". Интермедијалниот случај не се третира добро аналитички. Како што проширувањето на вселената продолжува, материјата се разредува уште повеќе и космолошката константа станува доминантна, што доведува до забрзување во проширувањето на универзумот.

Историја на универзумот[уреди | уреди извор]

Поврзано: Хронологија на Големата експлозија

Историјата на универзумот е централно прашање во космологијата. Историјата на универзумот е поделена на различни периоди наречени епохи, според доминантните сили и процеси во секој период. Стандардниот космолошки модел е познат како Lambda-CDM модел.

Равенки на движење[уреди | уреди извор]

Во стандардниот космолошки модел, равенките на движење кои го регулираат универзумот како целина, се добиваат од општата релативност со мала, позитивна космолошка константа.[28] Решението е проширувачки универзум; поради ова проширување, зрачењето и материјата во вселената се ладат и стануваат разредени. Во почетокот, експанзијата се забавува со гравитација привлекување на зрачењето и материјата во универзумот. Меѓутоа, како што се разредуваат, космолошката константа станува доминантна и проширувањето на универзумот започнува да се забрзува, наместо да забавува. Во нашиот универзум ова се случи пред милијарди години.[29]

Физика на честички во космологијата[уреди | уреди извор]

За време на најраните моменти од универзумот, просечната енергетска густина беше многу висока, со што знаењето на физиката на честички е критично за разбирање на оваа средина. Оттука, процесите и распаѓањето на нестабилните елементарни честички се важни за космолошките модели на овој период.

Како правило, процесот на расејување или распаѓање е космолошки важен во одредена епоха ако временската скала што го опишува тој процес е помала или споредлива со временската скала на проширувањето на универзумот. Временската скала што ја опишува проширувањето на универзумот е со што е Хаблов параметар, кој варира со времето. Времетраењето на проширувањето е приближно еднакво на староста на универзумот во секоја точка во времето.

Времеплов на Големата експлозија[уреди | уреди извор]

Набљудувањата покажуваат дека универзумот започнал пред околу 13,8 милијарди години.[30] Од тогаш, еволуцијата на универзумот помина низ три фази. Многу раниот универзум, кој сè уште е слабо разбран, беше толку жешко што честичките имаа енергии повисоки од оние што моментално се достапни во забрзувачи на честички на Земјата. Затоа, додека основните карактеристики на оваа епоха се разработени во теоријата на Биг Бенг, деталите во голема мера се базираат на образовани претпоставки. По ова, во раниот универзум, еволуцијата на универзумот се одвиваше според позната високо енергетска физика. Ова е кога првите протони, електрони и неутрони се формираат, потоа јадра и конечно атоми. Со формирањето на неутрален водород, беше емитирана космичка микробранова позадина. Конечно, започнува епохата на формирање на структурата, кога материјата почнала да се агрегира во првите ѕвезди и квазарите, а на крајот и галаксиите, кластерите на галаксиите и суперкластерите . Иднината на универзумот сé уште не е позната, но според моделот ΛCDM таа ќе продолжи да се шири засекогаш.

Области на изучување[уреди | уреди извор]

Подолу се опишани некои од најактивните области на истражување во космологијата, во приближно хронолошки редослед. Ова не ја вклучува целата космологија на Биг Бенг, која е претставена во Хронологија на Биг Бенг.

Многу раниот универзум[уреди | уреди извор]

Раниот, топол универзум се чини дека е добро објаснет од Биг Бенг од околу 10−33 секунди па наваму, но има неколку проблеми со Биг Бенг. Една од нив е дека не постои релевантна причина, со користење на тековната физика на честички, за Универзумот да е рамен, хомоген и изотропски (види го космолошкиот принцип). Покрај тоа, големите унифицирани теории на физиката на честички сугерираат дека треба да има магнетен монопол во универзумот, кои не се пронајдени. Овие проблеми се решаваат со краток период на космичка инфлација, што го тера универзумот да се израмни, ги изедначува анизотропиите и нехомогеноста на опсервативното ниво и експоненцијално ги разредува монополите.[31] Физичкиот модел на космичката инфлација е многу едноставен но сеуште не е потврден од физиката на честичките, и постојат тешки проблеми во врска со инфлацијата и квантната просторна теорија.Шаблон:Vague Некои космологисти мислат дека теоријата на стрингови и брановата космологија ќе донесат алтернатива на инфлацијата.[32]

Друг голем проблем во космологијата е причината што универзумот содржи многу повеќе материја отколку антиматерија. Космолозите може да забележат дека универзумот не е поделен на материи и антиматерии. Ако е, ќе има Х-зраци и гама зраци произведени како резултат на уништување, но ова не е забележано. Затоа, некој процес во раниот универзум мора да создаде мал вишок на материјата над антиматеријата, а овој (во моментов неразбран) процес се нарекува "бариогенеза". Три од бараните услови за бариогенеза биле изведени од Андреј Сахаров во 1967 година и бара прекршок во законите на физиката на честички симетрија, наречена ЦП-симетрија, помеѓу материјата и антиматеријата.[33] Како и да е, забрзувачите на честички мерат мерат премногу слабо пореметување на ЦП честички за да се земе во предвид барионската асиметрија. Космологистите и физичарите на честички бараат дополнителни пореметувања на ЦП симетријата во раниот универзум кои можат да ја предвидат барионската асиметрија.[34]

И проблемите на бариогенезата и космичката инфлација се тесно поврзани со физиката на честички, а нивната резолуција може да дојде од теоријата за висока енергија и експериментот за забрзување на честички, а не преку опсервации на универзумот.Шаблон:Speculation inline

Теорија на големата експлозија[уреди | уреди извор]

Нуклеосинтезата на Биг Бенг е теоријата на формирање на елементите во раниот универзум. Тоа заврши кога универзумот беше стар околу три минути и неговата температура падна под онаа во која може да се случи нуклеарна фузија. Нуклеосинтезата на Биг Бенг имаше краток период во која би можела да функционира, па затоа биле произведени само најлесните елементи. Почнувајќи од водород јони протони, тој главно произведувал деутериум, хелиум-4 и литиум. Други елементи беа произведени само во изобилие на траги. Основната теорија на нуклеосинтезата беше развиена во 1948 година од страна на Џорџ Гамов, Ралф Ашер Алфер и Роберт Херман.[35] Тоа беше користено многу години како сондата на физиката во времето на Биг Бенг, бидејќи теоријата на нуклеосинтезата на Биг Бенг ги поврзува изобилството на исконските светлосни елементи со карактеристиките на раниот универзум.[22] Поточно, може да се користи за тестирање на принципот за еквивалентност,[36] да ја истражи темната материја и да ја тестира физиката на неутрино.[37] Некои космолози предложиле дека нуклеосинтезата на Биг Бенг сугерира дека има четврти "стерилен" вид на неутрино.[38]

Стандарден модел на космологијата на Големата експлозија[уреди | уреди извор]

ΛCDM (Ламбда ладна темна материја) или Lambda-CDM модел е параметризација на Биг бенг космолошкиот модел во кој универзумот содржи космолошка константа означена со Грчка Λ), поврзана со темна енергија, космолошки модел во кој универзумот содржи космолошка константа и студена темна материја (скратено CDM). Често се нарекува "стандарден модел" на космологијата на Биг бенгот.[39][40]

Космичка микробранова позадина[уреди | уреди извор]

Evidence of gravitational waves in the infant universe may have been uncovered by the microscopic examination of the focal plane of the BICEP2 radio telescope.[9][10][11][41]

Космичката микробранова позадина е зрачењето кое е преостанато од почетокот на рекомбинацијата при неутрален атом. Во овој момент, зрачењето произведено во Големата експлозија го прекина Томсон расфрлањето од наелектризирани јони. Зрачењето, прво забележано во 1965 година од страна на Арно Пензиас и Роберт Вудро Вилсон, има совршен спектар на термичко црно тело. Таа има температура од 2,7 Келвини и денес и е изотропна на еден дел во 105. Космолошка теорија на вознемиреност, која ја опишува еволуцијата на мали нехомогености во раниот универзум, им овозможи на космолозите прецизно да го пресметаат аголниот спектрум на зрачењето и тој се мери со неодамнешните сателитски експерименти (COBE и WMAP)[42] и многу експерименти базирани на терен и балон (како интерферометар на аголна скала, космички заден сликач и Бумеранг).[43] Една од целите на овие напори е да се измерат основните параметри на моделот Ламбда-ЦДМ со зголемување на точноста, како и да се тестираат предвидувањата на Големата експлозија модел и барате нова физика. Резултатите од мерењата направени од WMAP, на пример, имаат поставено граници на неутринските маси.[44]

Поновите експерименти, како што се QUIET и Atacama Cosmology Telescope, се обидуваат да измерат поларизација од космичката микробранова позадина.[45] Од овие мерења се очекува да обезбедат дополнителна потврда на теоријата, како и информации за космичката инфлација, и т.н. секундарни анизотропии,[46] како што е ефектот на Суњаев Зелдович и Захс Волф ефектот, кои се предизвикани од интеракцијата помеѓу галаксиите и кластерите на галаксиите со космичката микробранова позадина.[47][48]

На 17 март 2014 година, астрономите на BICEP2 Колаборација најавија очигледна детекција на B мод поларизација од КМБ, кои се сметаат за докази за исконски гравитациски бран кои се предвидени со теоријата на инфлација да се појават за време на најраната фаза на Големата експлозија.[9][10][11][41] Меѓутоа, подоцна истата соработка со Планк овозможи попрецизно мерење на космичката прашина, заклучувајќи дека сигналот од Б-модот од прашина е иста сила како онаа пријавена од BICEP2.[49][50] На 30 јануари 2015 година беше објавена заедничка анализа на BICEP2 и Планк и Европската вселенска агенција објави дека сигналот може целосно да се припише на меѓуѕвездената прашина на Млечниот Пат.[51]

Формација и еволуција на голема структура[уреди | уреди извор]

Разбирање на формирањето и еволуцијата на најголемите и најраните структури (т.е. квазар, галаксии, кластери и суперкластери) најголемите напори во космологијата. Космолозите проучуваат модел на формирање хиерархиска структура во кој структурите формираат од дното нагоре, при што прво се формираат помали предмети, додека најголемите предмети, како што се суперкластери, сè уште се собираат.[52] Еден начин да се проучува структурата во вселената е да се прегледаат видливите галаксии, со цел да се конструира тридимензионална слика на галаксиите во универзумот и да се измери моќниот спектар на материјата . Ова е пристапот на истражувањето на Слоан дигиталниот небесен набљудувач и 2ДФ галаксиско набљудување на црвено поместување.[53][54]

Друга алатка за разбирање на формирањето на структурата е симулацијата, која космолозите ја користат за проучување на гравитационата агрегација на материјата во универзумот, како што се кластерира во галактичките филаменти, суперкластери и празнини. Повеќето симулации содржат само небарионска студена темна материја, што би требало да биде доволно да се разбере универзумот на најголемите скали, бидејќи во универзумот има многу потемна материја од видливата барионска материја. Понапредните симулации почнуваат да вклучуваат бариони и да го проучуваат формирањето на поединечни галаксии. Космолозите ги проучуваат овие симулации за да видат дали се согласуваат со истражувањата на галаксијата и да ги разберат сите несовпаѓања.[55]

Други, комплементарни набљудувања за мерење на распределбата на материјата во далечниот универзум и за испитување на рејонизација вклучуваат:

  • Лиман-алфа шумата, што им овозможува на космолозите да ја мерат распределбата на неутралниот атомски водороден гас во раниот универзум, мерејќи ја апсорпцијата на светлината од далечните квазари од гасот.[56]
  • 21 сантиметар апсорпциона линија на неутрален атомски водород, исто така, обезбедува чувствителен тест за космологија. [57]
  • Слаб лежиште, искривување на далечна слика со гравитационо лежиште поради темната материја. [58]

Темна материја[уреди | уреди извор]

Crystal Clear app xmag.svg Главна статија: „Темна материја.

Доказите од нуклеосинтезата на Биг Бенг, космичката микробранова позадина, формирањето на структурата и кривата на ротација на галаксијата сугерираат дека околу 23% од масата на универзумот се состои од небарионска темна материја, додека само 4% се состои од видлива, барионска материја. Гравитационите ефекти на темната материја се добро разбрани, бидејќи се однесуваат како ладна, течност која создава галактички ореол околу галаксиите. Темната материја никогаш не била откриена во лабораторијата, а природата на физиката на честичките на темната материја останува сосема непозната. Без набљудувачки ограничувања, постојат голем број на кандидати, како што е стабилната суперсиметрична честичка, масивна честичка со слаба интерактивност, гравитационално интерактивна масивна честичка, аксијан и масивен компактен халообјект. Алтернативите на хипотезата на темната материја вклучуваат модификација на гравитацијата при мали забрзувања (MOND) или ефект од димензионалната космологија.[59]

Темна енергија[уреди | уреди извор]

Crystal Clear app xmag.svg Главна статија: „Темна енергија.

Ако универзумот е рамен, мора да има и дополнителна компонента којашто сочинува 73% (покрај 23% темна материја и 4% бариони) на енергетската густина на универзумот. Ова се нарекува темна енергија. За да не се меша со нуклеосинтезата на Биг Бенг и космичката микробранова позадина, таа не смее да се групира во халоа како барионите и темната материја. Постои силен опсервациски доказ за темната енергија, бидејќи вкупната енергетска густина на универзумот е позната преку ограничувањата на плоштината на универзумот, но количината на материја за кластери е цврсто измерена и е многу помала од ова. Случајот за темната енергија беше зајакнат во 1999 година, кога мерењата покажаа дека проширувањето на универзумот почна постепено да се забрзува.[60]

Освен неговата густина и неговите кластери, ништо не е познато за темната енергија. Квантната теорија на поле предвидува космолошка константа (КК) многу слична на темната енергија, но 120 единици на големина поголема од онаа забележана.[61] Стивен Вајнберг и голем број теоретичари за низа "(види стринг пејзаж)" го повикаа 'слабиот антропски принцип': т.е. причината што физичарите го набљудуваат универзумот со толку мала космолошка константа е тоа што ниеден физичар (или било каков живот) не може да постои во универзумот со поголема космолошка константа. Многу космолози сметаат дека тоа е незадоволително објаснување: можеби затоа што иако слабиот антропски принцип е очигледен (со оглед на тоа што постојат живи набљудувачи, мора да постои барем еден универзум со космолошка константа што овозможува живот да постои), тој не се обидува да го објасни контекстот на универзумот.[62] На пример, самиот слаб антропски принцип не прави разлика помеѓу:

  • Само еден универзум некогаш ќе постои и постои основен принцип кој ја ограничува КК на вредноста што ја гледаме.
  • Само еден универзум некогаш ќе постои и иако не постои основен принцип за одредување на КК, добивме среќа.
  • Многу универзуми постојат (истовремено или сериски) со низа вредности на КК, и, се разбира, нашиот е еден од оние што го поддржуваат животот.

Други можни објаснувања за темната енергија ја вклучуваат квинтисенцијата[63] или модификација на гравитацијата на најголемите скали.[64] Ефектот на космологијата на темната енергија што го опишуваат овие модели е даден со равенството на состојба, што варира во зависност од теоријата. Природата на темната енергија е еден од најпредизвикувачките проблеми во космологијата.

Подоброто разбирање на темната енергија најверојатно ќе го реши проблемот со крајната судбина на универзумот. Во сегашната космолошка епоха, забрзаното проширување поради темната енергија ги спречува структурите поголеми од суперкластерите да се формираат. Не е познато дали забрзувањето ќе продолжи на неодредено време, можеби дури и ќе се зголемува до големото скинување, или дали на крајот ќе се смени, ќе доведе до големо замрзнување или пак ќе следи некое друго сценарио.[65]

Гравитациони бранови[уреди | уреди извор]

Гравитациониот бран е бран во кривата на време-просторот кој се шири како бран со брзината на светлината, создадени при одредени гравитациони заемнодејства кои се шират од самиот извор. Гравитационо-бранова астрономија е нова гранка на опсервационата астрономија која има за цел да ги користи гравитациските бранови за собирање на податоци за набљудување на изворите на мерливи гравитациски бранови како што се бинарните ѕвездени системи составени од бели џуџиња, неутронски ѕвезди и црни дупки; и настани како што се суперновите, и создавањето на раниот универзум кратко време по Големата експлозија.[66]

Во 2016, научната соработка LIGO и екипата за соработка Virgo објавија дека го направиле првото набљудување на гравитационите бранови, кои потекнуваат од пар споени црни дупки со помош на напредните детектори на LIGO.[67][68][69] На 15 јуни, 2016, беше објавено второто откривање на гравитационите бранови од сударните црни дупки.[70] Покрај LIGO,во изградба се многу други гравитациски бранови опсерватории (детектори) .[71]

Други области на истрага[уреди | уреди извор]

Космолозите исто така учат:

Поврзано[уреди | уреди извор]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. For an overview, see George FR Ellis (2006). „Issues in the Philosophy of Cosmology“. Jeremy Butterfield & John Earman. Philosophy of Physics (Handbook of the Philosophy of Science) 3 volume set. North Holland. ISBN 978-0-444-51560-5. Bibcode2006astro.ph..2280E. 
  2. „An Open Letter to the Scientific Community as published in New Scientist, May 22, 2004“. cosmologystatement.org. 2014-04-01. Архивирано од изворникот на 1 April 2014. конс. 2017-09-27. 
  3. Beringer, J.; et al. (Particle Data Group) (2012 г). 2013 Review of Particle Physics. „Phys. Rev. D“ том  86 (1): 010001. doi:10.1103/PhysRevD.86.010001. Bibcode2012PhRvD..86a0001B. http://pdg.ge.infn.it/2011/reviews/rpp2011-rev-cosmological-parameters.pdf. 
  4. „Nobel Prize Biography“. Nobel Prize. конс. 25 February 2011. 
  5. 5,0 5,1 Liddle, A. (May 26, 2003). An Introduction to Modern Cosmology. Wiley. стр. 51. ISBN 978-0-470-84835-7. 
  6. Vilenkin, Alex (2007). Many worlds in one : the search for other universes. New York: Hill and Wang, A division of Farrar, Straus and Giroux. стр. 19. ISBN 978-0-8090-6722-0. 
  7. Jones, Mark; Lambourne, Robert (2004). An introduction to galaxies and cosmology. Milton Keynes Cambridge, UK; New York: Open University Cambridge University Press. стр. 228. ISBN 978-0-521-54623-2. 
  8. Jones, Mark; Lambourne, Robert (2004). An introduction to galaxies and cosmology. Milton Keynes Cambridge, UK; New York: Open University Cambridge University Press. стр. 232. ISBN 978-0-521-54623-2. 
  9. 9,0 9,1 9,2 Staff (March 17, 2014). „BICEP2 2014 Results Release“. National Science Foundation. конс. 18 March 2014. 
  10. 10,0 10,1 10,2 Clavin, Whitney (March 17, 2014). „NASA Technology Views Birth of the Universe“. NASA. конс. March 17, 2014. 
  11. 11,0 11,1 11,2 Overbye, Dennis. „Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang“, „The New York Times“, 17 март 2014 (посет. 17 март 2014 г).
  12. Slipher, V. M. (1922), Fox, Philip; Stebbins, Joel, уред., „Further Notes on Spectrographic Observations of Nebulae and Clusters“, Publications of the American Astronomical Society 4: 284–286, Bibcode:1922PAAS....4..284S 
  13. Seitter, Waltraut C.; Duerbeck, Hilmar W. (1999), Egret, Daniel; Heck, Andre, уред., „Carl Wilhelm Wirtz – Pioneer in Cosmic Dimensions“, Harmonizing Cosmic Distance Scales in a Post-Hipparcos Era, ASP Conference Series 167: 237–242, Bibcode:1999ASPC..167..237S, ISBN 978-1-886733-88-6 
  14. Lemaître, G. (1927), „Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques“, Annales de la Société Scientifique de Bruxelles (French) A47: 49–59, Bibcode:1927ASSB...47...49L 
  15. Hubble, Edwin (March 1929), „A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae“, Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America 15 (3): 168–173, Bibcode:1929PNAS...15..168H, PMC 522427, PMID 16577160, doi:10.1073/pnas.15.3.168 
  16. Hoyle, F. (1948), „A New Model for the Expanding Universe“, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 108 (5): 372–382, Bibcode:1948MNRAS.108..372H, doi:10.1093/mnras/108.5.372 
  17. 17,0 17,1 „Big Bang or Steady State?“, Ideas of Cosmology (American Institute of Physics), конс. 2015-07-29 
  18. Earman, John (1999), Goenner, Hubert; Jürgen; Ritter, Jim и др., уред., „The Penrose-Hawking Singularity Theorems: History and Implications – The expanding worlds of general relativity“, The Expanding Worlds of General Relativity, Birk presentations of the fourth conference on the and gravitation: 235, Bibcode:1999ewgr.book..235E 
  19. Ghose, Tia (26 February 2015). „Big Bang, Deflated? Universe May Have Had No Beginning“. Live Science. конс. 28 February 2015. 
  20. Ali, Ahmed Faraq (4 февруари 2015 г). Cosmology from quantum potential. „Physics Letters B“ том  741 (2015): 276–279. doi:10.1016/j.physletb.2014.12.057. Bibcode2015PhLB..741..276F. http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0370269314009381. посет. 28 февруари 2015 г. 
  21. Das, Saurya; Bhaduri, Rajat K (21 мај 2015 г). Dark matter and dark energy from a Bose–Einstein condensate. „Classical and Quantum Gravity“ том  32 (10): 105003. doi:10.1088/0264-9381/32/10/105003. Bibcode2015CQGra..32j5003D. 
  22. 22,0 22,1 Burles, Scott; Nollett, Kenneth M.; Turner, Michael S. (мај 2001 г). Big Bang Nucleosynthesis Predictions for Precision Cosmology. „The Astrophysical Journal“ том  552 (1): L1–L5. doi:10.1086/320251. Bibcode2001ApJ...552L...1B. 
  23. Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Fowler, W. A.; Hoyle, F.. Synthesis of the Elements in Stars. „Reviews of Modern Physics“ том  29 (4): 547–650. doi:10.1103/RevModPhys.29.547. Bibcode1957RvMP...29..547B. 
  24. Frautschi, S. (13 август 1982 г). Entropy in an expanding universe. „Science“ том  217 (4560): 593–599. doi:10.1126/science.217.4560.593. PMID 17817517. Bibcode1982Sci...217..593F. 
  25. Science 20 June 2003: Vol. 300. no. 5627, pp. 1914–1918 Throwing Light on Dark Energy, Robert P. Kirshner. Retrieved December 2006
  26. Frieman, Joshua A.; Turner, Michael S.; Huterer, Dragan. Dark Energy and the Accelerating Universe. „Annual Review of Astronomy & Astrophysics“ том  46 (1): 385–432. doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145243. Bibcode2008ARA&A..46..385F. 
  27. e.g. Liddle, A. (2003). An Introduction to Modern Cosmology. Wiley. ISBN 978-0-470-84835-7.  This argues cogently "Energy is always, always, always conserved."
  28. P. Ojeda; H. Rosu (јуни 2006 г). Supersymmetry of FRW barotropic cosmologies. „Internat. J. Theoret. Phys.“ том  45 (6): 1191–1196. doi:10.1007/s10773-006-9123-2. Bibcode2006IJTP...45.1152R. 
  29. Springel, Volker; Frenk, Carlos S.; White, Simon D.M.. The large-scale structure of the Universe. „Nature“ том  440 (7088): 1137–1144. doi:10.1038/nature04805. PMID 16641985. Bibcode2006Natur.440.1137S. 
  30. „Cosmic Detectives“. The European Space Agency (ESA). 2013-04-02. конс. 2013-04-25. 
  31. Guth, Alan H. (15 јануари 1981 г). Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems. „Physical Review D“ том  23 (2): 347–356. doi:10.1103/PhysRevD.23.347. Bibcode1981PhRvD..23..347G. 
  32. Pogosian, Levon; Tye, S.-H. Henry; Wasserman, Ira; Wyman, Mark. Observational constraints on cosmic string production during brane inflation. „Physical Review D“ том  68 (2): 023506. doi:10.1103/PhysRevD.68.023506. Bibcode2003PhRvD..68b3506P. 
  33. Canetti, Laurent и др. (September 2012), „Matter and antimatter in the universe“, New Journal of Physics 14 (9): 095012, Bibcode:2012NJPh...14i5012C, arXiv:1204.4186, doi:10.1088/1367-2630/14/9/095012 
  34. Pandolfi, Stefania (January 30, 2017). „New source of asymmetry between matter and antimatter“. CERN. конс. 2018-04-09. 
  35. Peebles, Phillip James Edwin (април 2014 г). Discovery of the hot Big Bang: What happened in 1948. „The European Physical Journal H“ том  39 (2): 205–223. doi:10.1140/epjh/e2014-50002-y. Bibcode2014EPJH...39..205P. 
  36. 36,0 36,1 Boucher, V.; Gérard, J.-M.; Vandergheynst, P.; Wiaux, Y. (November 2004), „Cosmic microwave background constraints on the strong equivalence principle“, Physical Review D 70 (10): 103528, Bibcode:2004PhRvD..70j3528B, arXiv:astro-ph/0407208, doi:10.1103/PhysRevD.70.103528 
  37. Cyburt, Richard H.; Fields, Brian D.; Olive, Keith A.; Yeh, Tsung-Han (January 2016), „Big bang nucleosynthesis: Present status“, Reviews of Modern Physics 88 (1): 015004, Bibcode:2016RvMP...88a5004C, arXiv:1505.01076, doi:10.1103/RevModPhys.88.015004 
  38. Lucente, Michele; Abada, Asmaa; Arcadi, Giorgio; Domcke, Valerie (March 2018). Leptogenesis, dark matter and neutrino masses. „arXiv:1803.10826 [hep-ph]“. 
  39. Collaboration, Planck; Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Banday, A. J.; и др.. Planck 2015 Results. XIII. Cosmological Parameters. „Astronomy & Astrophysics“ том  594 (13): A13. doi:10.1051/0004-6361/201525830. Bibcode2016A&A...594A..13P. 
  40. Carlisle, Camille M. (10 февруари 2015 г). Planck Upholds Standard Cosmology. Sky & Telescope Media. http://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/planck-upholds-standard-cosmology-0210201523/. посет. 9 април 2018 г. 
  41. 41,0 41,1 Overbye, Dennis. „Ripples From the Big Bang“, „The New York Times“, 25 март 2014 (посет. 24 март 2014 г).
  42. Lamarre, Jean-Michel (2010). „The Cosmic Microwave Background“. Huber, M. C. E.; Pauluhn, A.; Culhane, J. L. и др.. Observing Photons in Space. ISSI Scientific Reports Series. 9. стр. 149–162. Bibcode2010ISSIR...9..149L. 
  43. Sievers, J. L.; Bond, J. R.; Cartwright, J. K.; Contaldi, C. R.; Mason, B. S.; Myers, S. T.; Padin, S.; Pearson, T. J.; и др.. Cosmological Parameters from Cosmic Background Imager Observations and Comparisons with BOOMERANG, DASI, and MAXIMA. „The Astrophysical Journal“ том  591 (2): 599–622. doi:10.1086/375510. Bibcode2003ApJ...591..599S. 
  44. Hinshaw, G.; Larson, D.; Komatsu, E.; Spergel, D. N.; Bennett, C. L.; Dunkley, J.; Nolta, M. R.; Halpern, M.; и др. (октомври 2013 г). Nine-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Parameter Results. „The Astrophysical Journal Supplement“ том  208 (2): 19. doi:10.1088/0067-0049/208/2/19. Bibcode2013ApJS..208...19H. 
  45. Naess, Sigurd; Hasselfield, Matthew; McMahon, Jeff; Niemack, Michael D.; Addison, Graeme E.; Ade, Peter A. R.; Allison, Rupert; Amiri, Mandana; и др. (октомври 2014 г). The Atacama Cosmology Telescope: CMB polarization at 200 < l < 9000. „Journal of Cosmology and Astroparticle Physics“ том  2014 (10): 007. doi:10.1088/1475-7516/2014/10/007. Bibcode2014JCAP...10..007N. 
  46. Baumann, Daniel и др. (2009). „Probing Inflation with CMB Polarization“. CMB Polarization Workshop: Theory and Foregrounds: CMBPol Mission Concept Study. American Institute of Physics Conference Series. AIP Conference Proceedings 1141: 10–120. Bibcode:2009AIPC.1141...10B. arXiv:0811.3919. doi:10.1063/1.3160885. 
  47. Scranton, R.; Connolly, A. J.; Nichol, R. C.; Stebbins, A.; Szapudi, I.; Eisenstein, D. J.; Afshordi, N.; Budavari, T.; и др. (July 2003). Physical Evidence for Dark Energy. „arXiv:astro-ph/0307335“. 
  48. Refregier, A. (1999). „Overview of Secondary Anisotropies of the CMB“. de Oliveira-Costa, A.; Tegmark, M.. Microwave Foregrounds. ASP Conference Series. 181. 219. ISBN 978-1-58381-006-4. Bibcode1999ASPC..181..219R. 
  49. Planck Collaboration (19 септември 2014 г). Planck intermediate results. XXX. The angular power spectrum of polarized dust emission at intermediate and high Galactic latitudes. „Astronomy & Astrophysics“ том  586 (133): A133. doi:10.1051/0004-6361/201425034. Bibcode2016A&A...586A.133P. 
  50. Overbye, D.. „Study Confirms Criticism of Big Bang Finding“, „The New York Times“, 22 септември 2014 (посет. 22 септември 2014 г).
  51. Cowen, Ron. „Gravitational waves discovery now officially dead“, 30 јануари 2015.
  52. Heß, Steffen; Kitaura, Francisco-Shu; Gottlöber, Stefan (ноември 2013 г). Simulating structure formation of the Local Universe. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society“ том  435 (3): 2065–2076. doi:10.1093/mnras/stt1428. Bibcode2013MNRAS.435.2065H. 
  53. Cole, Shaun; Percival, Will J.; Peacock, John A.; Norberg, Peder; Baugh, Carlton M.; Frenk, Carlos S.; Baldry, Ivan; Bland-Hawthorn, Joss; и др.. The 2dF Galaxy Redshift Survey: power-spectrum analysis of the final data set and cosmological implications. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society“ том  362 (2): 505–534. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09318.x. Bibcode2005MNRAS.362..505C. 
  54. Percival, Will J.; Nichol, Robert C.; Eisenstein, Daniel J.; Frieman, Joshua A.; Fukugita, Masataka; Loveday, Jon; Pope, Adrian C.; Schneider, Donald P.; и др.. The Shape of the Sloan Digital Sky Survey Data Release 5 Galaxy Power Spectrum. „The Astrophysical Journal“ том  657 (2): 645–663. doi:10.1086/510615. Bibcode2007ApJ...657..645P. 
  55. Kuhlen, Michael; Vogelsberger, Mark; Angulo, Raul (ноември 2012 г). Numerical simulations of the dark universe: State of the art and the next decade. „Physics of the Dark Universe“ том  1 (1–2): 50–93. doi:10.1016/j.dark.2012.10.002. Bibcode2012PDU.....1...50K. 
  56. Weinberg, David H.; Davé, Romeel; Katz, Neal; Kollmeier, Juna A. (May 2003). „The Lyman-α Forest as a Cosmological Tool“. Holt, S.H.; Reynolds, C. S.. The Lyman-α Forest as a Cosmological Tool. AIP Conference Series. 666. стр. 157–169. doi:10.1063/1.1581786. Bibcode2003AIPC..666..157W. 
  57. Furlanetto, Steven R.; Oh, S. Peng; Briggs, Frank H. (октомври 2006 г). Cosmology at low frequencies: The 21 cm transition and the high-redshift Universe. „Physics Reports“ том  433 (4–6): 181–301. doi:10.1016/j.physrep.2006.08.002. Bibcode2006PhR...433..181F. 
  58. Munshi, Dipak; Valageas, Patrick; van Waerbeke, Ludovic; Heavens, Alan. Cosmology with weak lensing surveys. „Physics Reports“ том  462 (3): 67–121. doi:10.1016/j.physrep.2008.02.003. Bibcode2008PhR...462...67M. 
  59. Klasen, M.; Pohl, M.; Sigl, G. (ноември 2015 г). Indirect and direct search for dark matter. „Progress in Particle and Nuclear Physics“ том  85: 1–32. doi:10.1016/j.ppnp.2015.07.001. Bibcode2015PrPNP..85....1K. 
  60. Perlmutter, Saul; Turner, Michael S.; White, Martin. Constraining Dark Energy with Type Ia Supernovae and Large-Scale Structure. „Physical Review Letters“ том  83 (4): 670–673. doi:10.1103/PhysRevLett.83.670. Bibcode1999PhRvL..83..670P. https://zenodo.org/record/1233929. 
  61. Adler, Ronald J.; Casey, Brendan; Jacob, Ovid C. (јули 1995 г). Vacuum catastrophe: An elementary exposition of the cosmological constant problem. „American Journal of Physics“ том  63 (7): 620–626. doi:10.1119/1.17850. Bibcode1995AmJPh..63..620A. 
  62. Siegfried, Tom (11 август 2006 г). A 'Landscape' Too Far?. „Science“ том  313 (5788): 750–753. doi:10.1126/science.313.5788.750. PMID 16902104. 
  63. Sahni, Varun. The cosmological constant problem and quintessence. „Classical and Quantum Gravity“ том  19 (13): 3435–3448. doi:10.1088/0264-9381/19/13/304. Bibcode2002CQGra..19.3435S. 
  64. Nojiri, S.; Odintsov, S. D.. Introduction to Modified Gravity and Gravitational Alternative for Dark Energy. „International Journal of Geometric Methods in Modern Physics“ том  04 (1): 115–146. doi:10.1142/S0219887807001928. Bibcode2006hep.th....1213N. 
  65. Fernández-Jambrina, L. (септември 2014 г). Grand rip and grand bang/crunch cosmological singularities. „Physical Review D“ том  90 (6): 064014. doi:10.1103/PhysRevD.90.064014. Bibcode2014PhRvD..90f4014F. 
  66. Colpi, Monica; Sesana, Alberto (2017). „Gravitational Wave Sources in the Era of Multi-Band Gravitational Wave Astronomy“. Gerard, Augar; Eric, Plagnol. An Overview of Gravitational Waves: Theory, Sources and Detection. 43–140. doi:10.1142/9789813141766_0002. ISBN 978-981-314-176-6. Bibcode2017ogw..book...43C. 
  67. Castelvecchi, Davide; Witze, Witze (11 февруари 2016 г). Einstein's gravitational waves found at last. „Nature News“. doi:10.1038/nature.2016.19361. http://www.nature.com/news/einstein-s-gravitational-waves-found-at-last-1.19361. посет. 11 февруари 2016 г. 
  68. B. P. Abbott (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration). Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger. „Physical Review Letters“ том  116 (6): 061102. doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102. PMID 26918975. Bibcode2016PhRvL.116f1102A. 
  69. „Gravitational waves detected 100 years after Einstein's prediction“. www.nsf.gov. National Science Foundation. конс. 2016-02-11. 
  70. Overbye, Dennis. „Scientists Hear a Second Chirp From Colliding Black Holes“, „The New York Times“, 15 јуни 2016 (посет. 15 јуни 2016 г).
  71. „The Newest Search for Gravitational Waves has Begun“. LIGO Caltech. LIGO. 18 September 2015. конс. 29 November 2015. 
  72. Kovetz, Ely D.. Probing Primordial Black Hole Dark Matter with Gravitational Waves. „Physical Review Letters“ том  119 (13): 131301. doi:10.1103/PhysRevLett.119.131301. PMID 29341709. Bibcode2017PhRvL.119m1301K. 
  73. Takeda, M.; Hayashida, N.; Honda, K.; Inoue, N.; Kadota, K.; Kakimoto, F.; Kamata, K.; Kawaguchi, S.; и др. (10 август 1998 г). Extension of the Cosmic-Ray Energy Spectrum beyond the Predicted Greisen-Zatsepin-Kuz'min Cutoff. „Physical Review Letters“ том  81 (6): 1163–1166. doi:10.1103/PhysRevLett.81.1163. Bibcode1998PhRvL..81.1163T. 
  74. Turyshev, Slava G.. Experimental Tests of General Relativity. „Annual Review of Nuclear and Particle Science“ том  58 (1): 207–248. doi:10.1146/annurev.nucl.58.020807.111839. Bibcode2008ARNPS..58..207T. 
  75. Uzan, Jean-Philippe (март 2011 г). Varying Constants, Gravitation and Cosmology. „Living Reviews in Relativity“ том  14 (1): 2. doi:10.12942/lrr-2011-2. PMID 28179829. Bibcode2011LRR....14....2U. 
  76. Chaisson, Eric (1 јануари 1987 г). The life ERA: cosmic selection and conscious evolution. „Faculty Publications“. Bibcode1987lecs.book.....C. 

Дополнителна литература[уреди | уреди извор]

Познати[уреди | уреди извор]

  • Brian Greene (2005). The Fabric of the Cosmos. Penguin Books Ltd. ISBN 978-0-14-101111-0. 
  • Alan Guth (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). A Brief History of Time: From the Big Bang to Black Holes. Bantam Books, Inc. ISBN 978-0-553-38016-3. 
  • Hawking, Stephen W. (2001). The Universe in a Nutshell. Bantam Books, Inc. ISBN 978-0-553-80202-3. 
  • Ostriker, Jeremiah P.; Mitton, Simon (2013). Heart of Darkness: Unraveling the mysteries of the invisible Universe. Princeton, NJ: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-13430-7. 
  • Simon Singh (2005). Big Bang: The Origin of the Universe. Fourth Estate. ISBN 978-0-00-716221-5. 
  • Steven Weinberg (1993) [First published 1978]. The First Three Minutes. Basic Books. ISBN 978-0-465-02437-7. 

Учебници[уреди | уреди извор]

  • Cheng, Ta-Pei (2005). Relativity, Gravitation and Cosmology: a Basic Introduction. Oxford and New York: Oxford University Press. ISBN 978-0-19-852957-6.  Introductory cosmology and general relativity without the full tensor apparatus, deferred until the last part of the book.
  • Dodelson, Scott (2003). Modern Cosmology. Academic Press. ISBN 978-0-12-219141-1.  An introductory text, released slightly before the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe results.
  • Grøn, Øyvind; Hervik, Sigbjørn (2007). Einstein's General Theory of Relativity with Modern Applications in Cosmology. New York: Springer. ISBN 978-0-387-69199-2. 
  • Harrison, Edward (2000). Cosmology: the science of the universe. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-66148-5.  For undergraduates; mathematically gentle with a strong historical focus.
  • Kutner, Marc (2003). Astronomy: A Physical Perspective. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-52927-3.  An introductory astronomy text.
  • Kolb, Edward; Michael Turner (1988). The Early Universe. Addison-Wesley. ISBN 978-0-201-11604-5.  The classic reference for researchers.
  • Liddle, Andrew (2003). An Introduction to Modern Cosmology. John Wiley. ISBN 978-0-470-84835-7.  Cosmology without general relativity.
  • Liddle, Andrew; David Lyth (2000). Cosmological Inflation and Large-Scale Structure. Cambridge. ISBN 978-0-521-57598-0.  An introduction to cosmology with a thorough discussion of inflation.
  • Mukhanov, Viatcheslav (2005). Physical Foundations of Cosmology. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-56398-7. 
  • Padmanabhan, T. (1993). Structure formation in the universe. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-42486-8.  Discusses the formation of large-scale structures in detail.
  • Peacock, John (1998). Cosmological Physics. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-42270-3.  An introduction including more on general relativity and quantum field theory than most.
  • Peebles, P. J. E. (1993). Principles of Physical Cosmology. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-01933-8.  Strong historical focus.
  • Peebles, P. J. E. (1980). The Large-Scale Structure of the Universe. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08240-0.  The classic work on large-scale structure of the Universe and correlation functions.
  • Rees, Martin (2002). New Perspectives in Astrophysical Cosmology. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-64544-7. 
  • Weinberg, Steven (1971). Gravitation and Cosmology. John Wiley. ISBN 978-0-471-92567-5.  A standard reference for the mathematical formalism.
  • Weinberg, Steven (2008). Cosmology. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-852682-7. 
  • Benjamin Gal-Or, "Cosmology, Physics and Philosophy", Springer Verlag, 1981, 1983, 1987, .

Надворешни врски[уреди | уреди извор]

Групни[уреди | уреди извор]

Индивидуални[уреди | уреди извор]

  • Gale, George, "Cosmology: Methodological Debates in the 1930s and 1940s", The Stanford Encyclopedia of Philosophy, Edward N. Zalta (ed.)
  • Madore, Barry F., "Level 5 : A Knowledgebase for Extragalactic Astronomy and Cosmology". Caltech and Carnegie. Pasadena, California, USA.
  • Tyler, Pat, and Phil Newman "Beyond Einstein". Laboratory for High Energy Astrophysics (LHEA) NASA Goddard Space Flight Center.
  • Edward L. Wright "Cosmology tutorial and FAQ". Division of Astronomy & Astrophysics, UCLA.
  • George Musser. „Four Keys to Cosmology“, „Scientific American“, Scientific American, февруари 2004 (посет. 22 март 2015 г).
  • Cliff Burgess. „The Great Cosmic Roller-Coaster Ride“, „Scientific American“, ноември 2007, стр. 52–59. „(subtitle) Could cosmic inflation be a sign that our universe is embedded in a far vaster realm?“

Шаблон:Astronomy navbox Шаблон:Cosmology topics

Шаблон:Big History