Войти
Физическая космология - это раздел космологии, связанный с изучением космологические модели. космологическая модель, или просто космология, обеспечивает описание крупномасштабных структур и динамики вселенной и позволяет изучить фундаментальные вопросы о ее происхождении, структура, эволюция и окончательная судьба. Космология как наука возникла на основе принципа Коперника, который подразумевает, что небесные тела подчиняются тождественным законы физики тем, кто на Земле, и механика Ньютона, которая впервые позволила понять эти физические законы. Физическая космология, как ее теперь понимают, началась с разработки в 1915 году общей теории относительности Альберта Эйнштейна , за которой последовали крупные наблюдательные открытия в 1920-х годах: во-первых, Эдвин Хаббл обнаружил, что Вселенная содержит огромное количество внешних галактик за пределами Млечного Пути ; затем работа Весто Слайфера и других показала, что вселенная расширяется. Эти достижения позволили предположить происхождение Вселенной и позволили установить теорию Большого взрыва, основанную Жоржем Лемэтром, как ведущую космологическую теорию. модель. Некоторые исследователи по-прежнему отстаивают несколько альтернативных космологий ; однако большинство космологов согласны с тем, что теория Большого взрыва лучше всего объясняет наблюдения.
Драматические достижения в наблюдательной космологии с 1990-х годов, включая космический микроволновый фон, далекие сверхновые и обзоры красного смещения галактик , привели к разработка стандартной модели космологии. Эта модель требует, чтобы Вселенная содержала большое количество темной материи и темной энергии, природа которых в настоящее время недостаточно изучена, но модель дает подробные предсказания, которые превосходно согласуются со многими различными наблюдениями..
Космология в значительной степени опирается на работу многих разрозненных областей исследований в теоретической и прикладной физике. К космологии относятся физика элементарных частиц, эксперименты и теория, теоретическая и наблюдательная астрофизика, общая теория относительности, квантовая механика и физика плазмы.
Современная космология развивалась по тандемному пути теории и наблюдений. В 1916 году Альберт Эйнштейн опубликовал свою теорию общей теории относительности, которая предоставила единое описание гравитации как геометрического свойства пространства и времени. В то время Эйнштейн верил в статическую вселенную, но обнаружил, что его первоначальная формулировка теории этого не допускала. Это связано с тем, что массы, распределенные по всей Вселенной, притягиваются гравитацией и со временем движутся друг к другу. Однако он понял, что его уравнения позволяют ввести постоянный член, который может противодействовать силе притяжения гравитации в космическом масштабе. Эйнштейн опубликовал свою первую статью по релятивистской космологии в 1917 году, в которой он добавил эту космологическую постоянную к своим уравнениям поля, чтобы заставить их моделировать статическую Вселенную. Модель Эйнштейна описывает статичную Вселенную; пространство конечно и неограниченно (аналогично поверхности сферы, которая имеет конечную площадь, но не имеет ребер). Однако эта так называемая модель Эйнштейна неустойчива по отношению к малым возмущениям - она в конечном итоге начнет расширяться или сжиматься. Позже стало ясно, что модель Эйнштейна была лишь одним из более широкого набора возможностей, все из которых согласовывались с общей теорией относительности и космологическим принципом. Космологические решения общей теории относительности были найдены Александром Фридманом в начале 1920-х годов. Его уравнения описывают вселенную Фридмана-Лемэтра-Робертсона-Уокера, которая может расширяться или сжиматься и чья геометрия может быть открытой, плоской или закрытой.
История Вселенной - гравитационные волны предположительно возникают в результате космической инфляции, расширения со скоростью, превышающей скорость света, просто после Большого взрыва В 1910-х годах Весто Слайфер (а позже Карл Вильгельм Вирц ) интерпретировал красное смещение спирали . nebulae в виде доплеровского сдвига, который указывал на их удаление от Земли. Однако определить расстояние до астрономических объектов сложно. Один из способов - сравнить физический размер объекта с его угловым размером, но для этого необходимо принять физический размер. Другой метод состоит в том, чтобы измерить яркость объекта и принять внутреннюю яркость, от которой расстояние может быть определено с использованием закона обратных квадратов. Из-за сложности использования этих методов они не осознавали, что туманности на самом деле являются галактиками за пределами нашего собственного Млечного Пути, и не размышляли о космологических последствиях. В 1927 г. бельгийский римско-католический священник Жорж Леметр независимо вывел уравнения Фридмана-Лемэтра-Робертсона-Уокера и предложил на основе В основе рассеяния спиральных туманностей лежит то, что Вселенная началась с «взрыва» «первобытного атома », который позже был назван Большим взрывом. В 1929 году Эдвин Хаббл предоставил наблюдательную основу теории Лемэтра. Хаббл показал, что спиральные туманности являются галактиками, определив их расстояния, используя измерения яркости звезд переменной цефеиды. Он обнаружил связь между красным смещением галактики и расстоянием до нее. Он интерпретировал это как свидетельство того, что галактики удаляются от Земли во всех направлениях со скоростью, пропорциональной их расстоянию. Этот факт теперь известен как закон Хаббла, хотя числовой коэффициент, найденный Хабблом, связывающий скорость отступления и расстояние, был отклонен в десять раз из-за незнания типов переменных цефеид.
Учитывая космологический принцип, закон Хаббла предполагал, что Вселенная расширяется. Было предложено два основных объяснения расширения. Одной из них была теория Большого взрыва Лемэтра, 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.
В течение ряда лет поддержка этих теорий разделилась поровну. Однако данные наблюдений начали поддерживать идею о том, что Вселенная эволюционировала из горячего плотного состояния. Открытие космического микроволнового фона в 1965 году оказало сильную поддержку модели Большого взрыва, и после точных измерений космического микроволнового фона с помощью Cosmic Background Explorer в начале 1990-х, немногие космологи всерьез 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.
Был представлен альтернативный взгляд на расширение модели Большого взрыва, предполагающий, что у Вселенной не было начала или сингулярности, а возраст Вселенной бесконечен.
Легчайшие химические элементы, в первую очередь водород и гелий, были созданы во время Большого взрыва в процессе нуклеосинтеза. В последовательности реакций звездного нуклеосинтеза более мелкие атомные ядра затем объединяются в более крупные атомные ядра, в конечном итоге образуя стабильные элементы группы железа, такие как железо и никель, который имеет самые высокие ядерные энергии связи. Чистый процесс приводит к более позднему высвобождению энергии, то есть после Большого взрыва. Такие реакции ядерных частиц могут привести к внезапному высвобождению энергии от катаклизмических переменных звезд, таких как новые. Гравитационный коллапс вещества в черные дыры также приводит в действие самые энергичные процессы, обычно наблюдаемые в ядерных областях галактик, образуя квазары и активные галактики.
Космологи не могут объяснить все именно космические явления, такие как связанные с ускоряющимся расширением вселенной, с использованием обычных форм энергии. Вместо этого космологи предлагают новую форму энергии, называемую темной энергией, которая пронизывает все пространство. Одна из гипотез состоит в том, что темная энергия - это всего лишь энергия вакуума, компонент пустого пространства, связанный с виртуальными частицами, которые существуют из-за принципа неопределенности.
Там не существует четкого способа определить полную энергию Вселенной с помощью наиболее широко принятой теории гравитации общей теории относительности. Таким образом, остается спорным вопрос о том, сохраняется ли полная энергия в расширяющейся Вселенной. Например, каждый фотон, который путешествует через межгалактическое пространство, теряет энергию из-за эффекта красного смещения. Очевидно, эта энергия не передается ни в какую другую систему, поэтому кажется, что она теряется навсегда. С другой стороны, некоторые космологи настаивают на том, что энергия в некотором смысле сохраняется; это следует закону сохранения энергии.
Термодинамика Вселенной - это область исследований, в которой исследуется, какая форма энергии доминирует в космосе - релятивистские частицы, которые упоминаются как излучение, или нерелятивистские частицы, называемые 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 близко к ней; нерелятивистские частицы имеют гораздо большую массу покоя, чем их энергия, и поэтому движутся намного медленнее скорости света.
По мере расширения Вселенной и материя, и излучение в ней растворяются. Однако плотности энергии излучения и вещества растворяются с разной скоростью. При расширении определенного объема массовая плотность энергии изменяется только за счет увеличения объема, но плотность энергии излучения изменяется как за счет увеличения объема, так и за счет увеличения длины волны элемента фотоны, составляющие его. Таким образом, энергия излучения становится меньшей частью общей энергии Вселенной, чем энергия вещества по мере ее расширения. Говорят, что в очень ранней Вселенной «преобладала радиация», и радиация контролировала замедление расширения. Позже, когда средняя энергия на фотон станет примерно 10 эВ и ниже, материя определяет скорость замедления, и во Вселенной говорят, что «преобладает материя». Промежуточный случай не рассматривается хорошо аналитически. По мере того как расширение Вселенной продолжается, материя еще больше разбавляется, и космологическая постоянная становится доминирующей, что приводит к ускорению расширения Вселенной.
История Вселенной - центральный вопрос в космологии. История Вселенной делится на разные периоды, называемые эпохами, в соответствии с доминирующими силами и процессами в каждый период. Стандартная космологическая модель известна как Лямбда-CDM-модель.
В рамках стандартной космологической модели уравнения движения, определяющие Вселенная в целом выводится из общей теории относительности с небольшой положительной космологической постоянной. Решение - расширяющаяся Вселенная; из-за этого расширения излучение и вещество во Вселенной остывают и растворяются. 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.
В самые ранние моменты существования Вселенной средняя плотность энергии была очень высокой, что позволяет нам знать физика элементарных частиц критически важна для понимания этой среды. Следовательно, процессы рассеяния и распад нестабильных элементарных частиц важны для космологических моделей этого периода.
Как показывает опыт, процесс рассеяния или распада является космологически важным в определенную эпоху, если масштаб времени, описывающий этот процесс, меньше или сопоставим с масштабом времени расширения Вселенной. Шкала времени, описывающая расширение Вселенной, равна 
Наблюдения показывают, что Вселенная возникла около 13,8 миллиарда лет назад. С тех пор эволюция Вселенной прошла три фазы. Очень ранняя Вселенная, которая все еще плохо изучена, была в доли секунды, когда Вселенная была настолько горячей, что частицы имели энергию выше, чем те, которые в настоящее время доступны в ускорителях частиц на Земле. Таким образом, хотя основные черты этой эпохи были разработаны в теории Большого взрыва, детали во многом основаны на обоснованных предположениях. После этого в ранней Вселенной эволюция Вселенной происходила в соответствии с известной физикой высоких энергий. Это когда образовались первые протоны, электроны и нейтроны, затем ядра и, наконец, атомы. С образованием нейтрального водорода испускался космический микроволновый фон . Наконец, началась эпоха структурообразования, когда материя начала собираться в первые звезды и квазары и, наконец, в галактики, скопления галактик и сформировались сверхскопления. Будущее Вселенной еще точно не известно, но согласно модели ΛCDM, она будет продолжать расширяться вечно.
Ниже в примерно хронологическом порядке описаны некоторые из наиболее активных областей исследования в космологии. Это не включает всю космологию Большого взрыва, которая представлена в Хронология Большого взрыва.
Ранняя горячая Вселенная, кажется, хорошо объясняется Большим взрывом из примерно через 10 секунд, но есть несколько проблем. Один из них заключается в том, что, используя современную физику элементарных частиц, нет веских оснований для того, чтобы Вселенная была плоской, однородной и изотропной (см. космологический принцип ). Более того, теории великого объединения физики элементарных частиц предполагают, что во Вселенной должны быть магнитные монополи, которые не были обнаружены. Эти проблемы решаются коротким периодом космической инфляции, который приводит Вселенную к плоскостности, сглаживает анизотропии и неоднородности до наблюдаемого уровня и экспоненциально разбавляет монополи. Физическая модель космической инфляции чрезвычайно проста, но она еще не подтверждена физикой элементарных частиц, и существуют сложные проблемы, связанные с согласованием инфляции и квантовой теории поля. Некоторые космологи считают, что теория струн и космология бран предоставят альтернативу инфляции.
Еще одна серьезная проблема космологии - это то, что заставило Вселенную содержать гораздо больше материи, чем антивещество. Космологи могут на основе наблюдений сделать вывод, что Вселенная не разделена на области материи и антивещества. Если бы это было так, были бы рентгеновские лучи и гамма-лучи, возникающие в результате аннигиляции, но этого не наблюдается. Следовательно, какой-то процесс в ранней Вселенной должен был создать небольшой избыток вещества над антивеществом, и этот (в настоящее время не изученный) процесс называется бариогенезис. Три необходимых условия бариогенеза были выведены Андреем Сахаровым в 1967 году и требуют нарушения физики элементарных частиц симметрии, называемой CP-симметрией, между материей и антивеществом.. Однако ускорители частиц измеряют слишком малое нарушение CP-симметрии, чтобы учесть барионную асимметрию. Космологи и физики элементарных частиц ищут дополнительные нарушения CP-симметрии в ранней Вселенной, которые могут объяснить асимметрию барионов.
И проблемы бариогенезиса, и космической инфляции очень тесно связаны с физикой элементарных частиц, и их решение может исходить из теории высоких энергий и эксперимента, а не из наблюдений за Вселенной.
Нуклеосинтез Большого взрыва - это теория образования элементов в ранней вселенной. Он закончился, когда Вселенной было около трех минут, и ее температура упала ниже той, при которой ядерный синтез мог произойти. У нуклеосинтеза Большого взрыва был короткий период, в течение которого он мог работать, поэтому были произведены только самые легкие элементы. Начиная с ионов водорода (протонов ), он в основном производил дейтерий, гелий-4 и литий. Остальные элементы были произведены только в следовых количествах. Основная теория нуклеосинтеза была разработана в 1948 году Джорджем Гамоу, Ральфом Ашером Альфером и Робертом Херманом. Он использовался в течение многих лет как физический зонд во время Большого взрыва, поскольку теория нуклеосинтеза Большого взрыва связывает изобилие первичных легких элементов с особенностями ранней Вселенной. В частности, его можно использовать для проверки принципа эквивалентности, для исследования темной материи и проверки физики нейтрино. Некоторые космологи предположили, что нуклеосинтез Большого взрыва предполагает существование четвертого «стерильного» вида нейтрино.
ΛCDM (Лямбда-холодная темная материя ) или Лямбда-CDM модель - это параметризация космологической модели Большого взрыва, в которой Вселенная содержит космологическую константу, обозначенную лямбда (греч. Λ), связанную с темной энергией и холодной темной материей (сокращенно CDM ). Ее часто называют стандартной моделью космологии Большого взрыва.
Свидетельства гравитационных волн в младенческая вселенная могла быть обнаружена при микроскопическом исследовании фокальной плоскости радиотелескопа BICEP2 .Космический микроволновый фон оставлен радиацией от развязки после эпохи рекомбинации, когда впервые образовались нейтральные атомы. В этот момент излучение, возникшее в результате Большого взрыва, остановило томсоновское рассеяние на заряженных ионах. Излучение, впервые обнаруженное в 1965 году Арно Пензиасом и Робертом Вудро Вильсоном, имеет идеальный тепловой спектр черного тела. Сегодня она имеет температуру 2,7 кельвина и изотропна до одной десятой. Теория космологических возмущений, которая описывает эволюцию небольших неоднородностей в ранней Вселенной, позволила космологам точно определить рассчитать угловой спектр мощности излучения, который был измерен в недавних спутниковых экспериментах (COBE и WMAP ) и во многих наземных и аэростатных экспериментах (например, интерферометр угловой шкалы градусов, формирователь изображения космического фона и бумеранг ). Одна из целей этих усилий - измерить основные параметры модели Лямбда-CDM с возрастающей точностью, а также проверить предсказания модели Большого взрыва и найти новую физику. Результаты измерений, проведенных WMAP, например, наложили ограничения на массы нейтрино.
Новые эксперименты, такие как QUIET и Космологический телескоп Атакама, являются пытаясь измерить поляризацию космического микроволнового фона. Ожидается, что эти измерения предоставят дальнейшее подтверждение теории, а также информацию о космической инфляции и так называемых вторичных анизотропиях, таких как эффект Сюняева-Зельдовича и эффект Сакса-Вульфа., которые вызваны взаимодействием между галактиками и скоплениями с космическим микроволновым фоном.
17 марта 2014 года астрономы коллаборации BICEP2 объявил об очевидном обнаружении B- моды поляризации реликтового излучения, что считается свидетельством первичных гравитационных волн, которые предсказываются теорией инфляция на самой ранней стадии Большого взрыва. Однако позже в том же году коллаборация Planck предоставила более точное измерение космической пыли, сделав вывод, что сигнал от пыли в B-режиме имеет такую же силу, как и сигнал, полученный от BICEP2. 30 января 2015 года был опубликован совместный анализ данных BICEP2 и Planck, и Европейское космическое агентство объявило, что сигнал полностью связан с межзвездной пылью в Млечном Пути.
Понимание образования и эволюции самых больших и самых ранних структур (например, квазаров, галактик, скопления и сверхскопления ) - одно из крупнейших исследований в космологии. Космологи изучают модель формирования иерархической структуры, в которой структуры формируются снизу вверх, причем сначала формируются более мелкие объекты, а самые большие объекты, такие как сверхскопления, все еще собираются. Один из способов изучения структуры Вселенной - это обзор 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.
Еще один инструмент для понимания образования структур - моделирование, которое космологи используют для изучения гравитационного скопления материи во Вселенной., поскольку он группируется в волокна, сверхскопления и пустоты. Большинство симуляций содержат только небарионную холодную темную материю, которой должно быть достаточно для понимания Вселенной в самых больших масштабах, поскольку во Вселенной гораздо больше темной материи, чем видимой барионной материи. Более продвинутое моделирование начинает включать барионы и изучать образование отдельных галактик. Космологи изучают эти модели, чтобы увидеть, согласны ли они с обзорами галактик, и понять любые расхождения.
Другие дополнительные наблюдения для измерения распределения материи в далекой вселенной и исследования реионизации включают:
Это поможет космологам решить вопрос о том, когда и как сформировалась структура во Вселенной.
Данные из нуклеосинтеза Большого взрыва, космический микроволновый фон, формирование структуры и кривые вращения галактики предполагает, что около 23% массы Вселенной состоит из небарионной темной материи, тогда как только 4% состоит из видимой 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 лаборатории, и физическая природа темной материи остается полностью неизвестной. Без ограничений для наблюдения существует ряд кандидатов, таких как стабильная суперсимметричная частица, слабовзаимодействующая массивная частица, гравитационно взаимодействующая массивная частица, аксион и массивный компактный гало-объект. Альтернативы гипотезе темной материи включают изменение силы тяжести при малых ускорениях (MOND ) или эффект из космологии бран.
Если Вселенная плоский, должна быть дополнительная составляющая, составляющая 73% (помимо 23% темной материи и 4% барионов) плотности энергии Вселенной. Это называется темной энергией. Чтобы не мешать нуклеосинтезу Большого взрыва и космическому микроволновому фону, он не должен группироваться в гало, таких как барионы и темная материя. Существуют убедительные данные наблюдений за темной энергией, поскольку полная плотность энергии Вселенной известна через ограничения на плоскостность Вселенной, но количество кластеризованной материи точно измерено и намного меньше этого. Доводы в пользу темной энергии были усилены в 1999 году, когда измерения показали, что расширение Вселенной начало постепенно ускоряться.
Кроме ее плотности и свойств кластеризации, о темной энергии ничего не известно. Квантовая теория поля предсказывает космологическую постоянную (CC) во многом схожую с темной энергией, но на 120 порядков больше наблюдаемой. Стивен Вайнберг и ряд теоретиков струн (см. струнный ландшафт ) использовали «слабый антропный принцип »: то есть причина того, что физики наблюдают Вселенную с такой маленькой космологической постоянной, заключается в том, что нет физики (или любая другая жизнь) могут существовать во вселенной с большей космологической постоянной. Многие космологи находят это неудовлетворительным объяснением: возможно, потому что, хотя слабый антропный принцип самоочевиден (учитывая, что существуют живые наблюдатели, должна быть по крайней мере одна вселенная с космологической постоянной, которая позволяет жизни существовать), он не пытается объяснить контекст этой вселенной. Например, слабый антропный принцип сам по себе не делает различия между:
Другие возможные объяснения темной энергии включают квинтэссенцию или модификацию гравитации в самых больших масштабах. Влияние темной энергии на космологию, описываемое этими моделями, определяется уравнением состояния темной энергии, которое варьируется в зависимости от теории. Природа темной энергии - одна из самых сложных проблем космологии.
Лучшее понимание темной энергии, вероятно, решит проблему окончательной судьбы вселенной. В нынешнюю космологическую эпоху ускоренное расширение из-за темной энергии препятствует образованию структур размером более сверхскоплений. Неизвестно, будет ли ускорение продолжаться бесконечно, возможно, даже увеличиваясь до большого разрыва, или оно в конечном итоге обратится, приведет к большому зависанию, или пойдет по другому сценарию.
Гравитационные волны - это рябь в кривизне пространства-времени, которая распространяется как волны со скоростью света, порождаемые определенными гравитационными взаимодействиями, распространяющимися наружу от своего источника. Гравитационно-волновая астрономия - это развивающаяся ветвь наблюдательной астрономии, целью которой является использование гравитационных волн для сбора данных наблюдений об источниках обнаруживаемых гравитационных волн, таких как системы двойных звезд состоит из белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр ; и такие события, как сверхновые, и формирование ранней вселенной вскоре после Большого взрыва.
В 2016 г. LIGO Научное сотрудничество и Дева Команды сотрудничества объявили, что они сделали первое наблюдение гравитационных волн, происходящих от пары из сливающихся черных дыр с помощью Advanced Детекторы LIGO. 15 июня 2016 года было объявлено о втором обнаружении гравитационных волн от сливающихся черных дыр. Помимо LIGO, многие другие гравитационно-волновые обсерватории (детекторы) находятся в стадии строительства.
Космологи также изучают:
(подзаголовок) Может ли космическая инфляция быть признаком того, что наша Вселенная заключена в гораздо более обширном царстве?
