Физическая космология
Эта статья посвящена разделу физики и астрономии. Для других целей см. Космология.
Физическая космология - это раздел космологии, занимающийся изучением космологических моделей. Космологическая модель, или просто космология, предоставляет описание крупномасштабных структур и динамики Вселенной и позволяет изучать фундаментальные вопросы о ее происхождении, структуре, эволюции и конечной судьбе. Космология как наука возникла на основе принципа Коперника, который подразумевает, что небесные тела подчиняются тем же физическим законам, что и на Земле, и ньютоновской механики, которая впервые позволила понять эти физические законы.
Физическая космология, как ее сейчас понимают, началась с разработки в 1915 году общей теории относительности Альберта Эйнштейна, за которой последовали крупные открытия в области наблюдений в 1920-х годах: сначала Эдвин Хаббл обнаружил, что Вселенная содержит огромное количество внешних галактик за пределами Млечного Пути; затем работы Весто Слайфера и других показали, что Вселенная расширяется. Эти достижения позволили строить предположения о происхождении Вселенной и позволили создать теорию Большого взрыва Жоржа Леметра в качестве ведущей космологической модели. Несколько исследователей все еще выступают за несколько альтернативных космологий; однако большинство космологов согласны с тем, что теория Большого взрыва лучше всего объясняет наблюдения.
Значительные достижения в наблюдательной космологии с 1990-х годов, включая космический микроволновый фон, отдаленные сверхновые и исследования красного смещения галактик, привели к разработке стандартной модели космологии. Эта модель требует, чтобы Вселенная содержала большое количество темной материи и темной энергии, природа которых в настоящее время недостаточно изучена, но модель дает подробные предсказания, которые отлично согласуются со многими различными наблюдениями.
Космология в значительной степени опирается на работу многих разрозненных областей исследований в теоретической и прикладной физике. Области, имеющие отношение к космологии, включают эксперименты и теорию в области физики элементарных частиц, теоретическую и наблюдательную астрофизику, общую теорию относительности, квантовую механику и физику плазмы.
История предмета[править]
Смотрите также: Хронология космологии и список космологов Современная космология развивалась в тандеме теории и наблюдения. В 1916 году Альберт Эйнштейн опубликовал свою общую теорию относительности, которая предоставила унифицированное описание гравитации как геометрического свойства пространства и времени.[4] В то время Эйнштейн верил в статичную вселенную, но обнаружил, что его первоначальная формулировка теории этого не допускает. Это происходит потому, что массы, распределенные по всей Вселенной, гравитационно притягиваются и движутся навстречу друг другу с течением времени. Однако он понял, что его уравнения допускают введение постоянного члена, 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 статическую вселенную; пространство конечно и неограниченно (аналогично поверхности сферы, которая имеет конечную площадь, но не имеет ребер). Однако эта так называемая модель Эйнштейна неустойчива к небольшим возмущениям - в конечном итоге она начнет расширяться или сжиматься. Позже стало понятно, что модель Эйнштейна была лишь одной из большего набора возможностей, все из которых соответствовали общей теории относительности и космологическому принципу. Космологические решения общей теории относительности были найдены Александром Фридманом в начале 1920–х годов. Его уравнения описывают вселенную Фридмана–Леметра–Робертсона-Уокера, которая может расширяться или сжиматься, и геометрия которой может быть открытой, плоской или замкнутой.
В 1910-х годах Весто Слайфер (а позже Карл Вильгельм Вирц) интерпретировали красное смещение спиральных туманностей как доплеровский сдвиг, который указывал на их удаление от Земли.
- Однако трудно определить расстояние до астрономических объектов. Один из способов - сравнить физический размер объекта с его угловым размером, но для этого необходимо предположить физический размер. Другой метод заключается в измерении яркости объекта и предположении собственной светимости, из которой расстояние может быть определено с использованием закона обратных квадратов. Из-за сложности использования этих методов они не понимали, что туманности на самом деле были галактиками за пределами нашего Млечного Пути, и не размышляли о космологических последствиях. В 1927 году бельгийский римско–католический священник Жорж Леметр независимо вывел уравнения Фридмана–Леметра–Робертсона—Уокера и предположил, на основе уменьшения спиральных туманностей, что вселенная началась со "взрыва" "первичного атома", который позже был назван Большим взрывом. В 1929 году Эдвин Хаббл предоставил наблюдательную основу для теории Леметра. Хаббл показал, что спиральные туманности являются галактиками, определив их расстояния с использованием измерений яркости переменных звезд-цефеид. Он обнаружил связь между красным смещением галактики и ее расстоянием. 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, который Хаббл обнаружил, связывающий скорость спада и расстояние, был отклонен в десять раз из-за незнания типов переменных цефеид.
Учитывая космологический принцип, закон Хаббла предполагает, что Вселенная расширяется. Для расширения были предложены два основных объяснения. Одной из них была теория Большого взрыва Леметра, которую отстаивал и развивал Джордж Гамов. Другим объяснением была модель стационарного состояния Фреда Хойла, в которой новая материя создается по мере удаления галактик друг от друга. В этой модели Вселенная примерно одинакова в любой момент времени.
В течение ряда лет поддержка этих теорий разделялась поровну. Однако данные наблюдений начали подтверждать идею о том, что Вселенная эволюционировала из горячего плотного состояния. Открытие космического микроволнового фона в 1965 году оказало сильную поддержку модели Большого взрыва, и с момента точных измерений космического микроволнового фона, проведенных Cosmic Background Explorer в начале 1990-х годов, немногие космологи серьезно предложили другие теории происхождения и эволюции космоса. Одним из следствий этого является то, что в стандартной общей теории относительности Вселенная началась с сингулярности, как продемонстрировали Роджер Пенроуз и Стивен Хокинг в 1960-х годах.
Был представлен альтернативный взгляд на расширение модели Большого взрыва, предполагающий, что у вселенной не было начала или сингулярности, а возраст вселенной бесконечен.
Энергия космоса[править]
Самые легкие химические элементы, в первую очередь водород и гелий, были созданы во время Большого взрыва в процессе нуклеосинтеза. В последовательности реакций звездного нуклеосинтеза меньшие атомные ядра затем объединяются в более крупные атомные ядра, в конечном итоге образуя стабильные элементы группы железа, такие как железо и никель, которые имеют самые высокие ядерные энергии связи. Конечный процесс приводит к более позднему выделению энергии, то есть после Большого взрыва. Такие реакции ядерных частиц могут привести к внезапным выбросам энергии от катастрофических переменных звезд, таких какновые. Гравитационный коллапс вещества в черные дыры также приводит к наиболее энергичным процессам, обычно наблюдаемым в ядерных областях галактик, образуя квазары и активные галактики.
Космологи не могут точно объяснить все космические явления, например, связанные с ускоряющимся расширением Вселенной, используя обычные формы энергии. Вместо этого космологи предлагают новую форму энергии, называемую темной энергией, которая пронизывает все пространство. Одна из гипотез заключается в том, что темная энергия - это просто энергия вакуума, компонент пустого пространства, связанный с виртуальными частицами, которые существуют благодаря принципу неопределенности.
Не существует четкого способа определения полной энергии во Вселенной с использованием наиболее широко принятой теории гравитации, общей теории относительности. Поэтому остается спорным, сохраняется ли полная энергия в расширяющейся Вселенной. Например, каждый фотон, проходящий через межгалактическое пространство, теряет энергию из-за эффекта красного смещения. Очевидно, что эта энергия не передается ни в какую другую систему, поэтому, по-видимому, теряется безвозвратно. С другой стороны, некоторые космологи настаивают на том, что энергия в некотором смысле сохраняется; это следует закону сохранения энергии.
В космосе могут доминировать различные формы энергии – релятивистские частицы, которые называются излучением, 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 они 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 становятся разреженными. Однако плотности энергии излучения и вещества уменьшаются с разной скоростью. По мере расширения определенного объема плотность массы-энергии изменяется только за счет увеличения объема, но плотность энергии излучения изменяется как за счет увеличения объема, так и за счет увеличения длины волны фотонов, которые его составляют. Таким образом, энергия излучения становится меньшей частью общей энергии Вселенной, чем энергия материи по мере ее расширения. Говорят, что в самой ранней вселенной "доминировало излучение", а излучение контролировало замедление расширения. Позже, когда средняя энергия на фотон становится примерно 10 эВ и ниже, материя определяет скорость замедления, и говорят, что во вселенной "доминирует материя". Промежуточный случай плохо рассматривается аналитически. По мере продолжения расширения Вселенной материя еще больше разрежается, и космологическая постоянная становится доминирующей, что приводит к ускорению расширения Вселенной.
История Вселенной[править]
Смотрите также: Хронология Большого взрыва
История Вселенной является центральным вопросом космологии. История Вселенной разделена на различные периоды, называемые эпохами, в соответствии с доминирующими силами и процессами в каждом периоде. Стандартная космологическая модель известна как модель лямбда-CDM.
Уравнения движения[править]
Основная статья: Метрика Фридмана–Леметра–Робертсона–Уокера
В рамках стандартной космологической модели уравнения движения, управляющие Вселенной в целом, получены из общей теории относительности с небольшой положительной космологической постоянной.[28] Решением является расширяющаяся Вселенная; из-за этого расширения излучение и материя во Вселенной остывают и становятся разреженными. Сначала расширение замедляется гравитацией, притягивающей излучение и материю во Вселенной. Однако по мере того, как они размываются, космологическая постоянная становится более доминирующей, и расширение Вселенной начинает ускоряться, а не замедляться. В нашей Вселенной это произошло миллиарды лет назад.
Физика элементарных частиц в космологии[править]
Основная статья: Физика элементарных частиц в космологии
В самые ранние моменты существования Вселенной средняя плотность энергии была очень высокой, что делало знание физики элементарных частиц критически важным для понимания этой среды. Следовательно, процессы рассеяния и распада нестабильных элементарных частиц важны для космологических моделей этого периода.
Как правило, процесс рассеяния или распада является космологически важным в определенную эпоху, если временной масштаб, описывающий этот процесс, меньше или сопоставим с временным масштабом расширения Вселенной.[требуется разъяснение] Временная шкала, описывающая расширение Вселенной, 1/H}1/Ч с H}H является параметром Хаббла, который меняется со временем. Временная шкала расширения 1/H}1/Ч примерно равна возрасту Вселенной в каждый момент времени.
Хронология Большого взрыва[править]
Основная статья: Хронология Большого взрыва
Наблюдения показывают, что Вселенная возникла около 13,8 миллиардов лет назад. С тех пор эволюция Вселенной прошла через три фазы. Самая ранняя Вселенная, которая все еще плохо изучена, была долей секунды, в течение которой Вселенная была настолько горячей, что частицы имели энергии выше, чем те, которые в настоящее время доступны в ускорителях частиц на Земле. Таким образом, хотя основные черты этой эпохи были разработаны в теории Большого взрыва, детали в значительной степени основаны на обоснованных догадках. После этого, в ранней Вселенной, эволюция вселенной протекала в соответствии с известной физикой высоких энергий. Именно тогда образовались первые протоны, электроны и нейтроны, затем ядра и, наконец, атомы. С образованием нейтрального водорода испускался космический микроволновый фон. Наконец, началась эпоха формирования структуры, когда материя начала собираться в первые звезды и квазары и в конечном итоге образовались галактики, скопления галактик и сверхскопления. Будущее Вселенной пока точно не известно, но, согласно модели ΛCDM, она будет расширяться вечно.
Области изучения[править]
Ниже в приблизительном хронологическом порядке описаны некоторые из наиболее активных областей исследования в космологии. Сюда не входит вся космология Большого взрыва, которая представлена в Хронологии Большого взрыва.
Очень ранняя Вселенная[править]
Ранняя горячая Вселенная, по-видимому, хорошо объясняется Большим взрывом примерно с 10-33 секунд и далее, но есть несколько проблем. Одна из них заключается в том, что, используя современную физику элементарных частиц, нет убедительной причины для того, чтобы Вселенная была плоской, однородной и изотропной (см. Космологический принцип). Более того, великие объединенные теории физики элементарных частиц предполагают, что во Вселенной должны быть магнитные монополи, которые не были обнаружены. Эти проблемы решаются кратким периодом космической инфляции, которая приводит Вселенную к плоскостности, сглаживает анизотропии и неоднородности до наблюдаемого уровня и экспоненциально разбавляет монополи. Физическая модель, лежащая в основе космической инфляции, чрезвычайно проста, но она еще не подтверждена физикой элементарных частиц, и существуют сложные проблемы, примиряющие инфляцию и квантовую теорию поля.[расплывчато] Некоторые космологи считают, что теория струн и космология бран обеспечат альтернативу инфляции.
Другая серьезная проблема в космологии заключается в том, что Вселенная содержит гораздо больше материи, чем антивещества. Космологи могут на основе наблюдений сделать вывод, что Вселенная не разделена на области материи и антивещества. Если бы это было так, в результате аннигиляции образовались бы рентгеновские и гамма-лучи, но этого не наблюдается. Следовательно, какой-то процесс в ранней Вселенной, должно быть, создал небольшой избыток вещества над антивеществом, и этот (в настоящее время не понятый) процесс называется бариогенезом. Три необходимых условия для бариогенеза были выведены Андрей Сахаров родился в 1967 году и требует нарушения симметрии физики элементарных частиц, называемой CP-симметрией, между веществом и антивеществом.[33] Однако ускорители частиц измеряют слишком малое нарушение СР-симметрии, чтобы учесть барионную асимметрию. Космологи и физики элементарных частиц ищут дополнительные нарушения CP-симметрии в ранней Вселенной, которые могли бы объяснить барионную асимметрию.
Обе проблемы бариогенеза 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.[предположение?]
Теория большого взрыва[править]
Основная статья: Нуклеосинтез Большого взрыва
Нуклеосинтез Большого взрыва - это теория образования элементов в ранней Вселенной. Это закончилось, когда вселенной было около трех минут от роду и ее температура упала ниже той, при которой мог произойти ядерный синтез. 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. Другие элементы были получены лишь в незначительных количествах. Основная теория нуклеосинтеза была разработана в 1948 году Джорджем Гамовым, Ральф Ашер Альфер и Роберт Герман. Она использовалась в течение многих лет как исследование физики во время Большого взрыва, поскольку теория нуклеосинтеза Большого взрыва связывает изобилие первичных легких элементов с особенностями ранней Вселенной. В частности, ее 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.
Стандартная модель космологии Большого взрыва[править]
ΛCDM (лямбда-холодная темная материя) или модель лямбда-CDM - это параметризация космологической модели Большого взрыва, в которой вселенная содержит космологическую постоянную, обозначаемую Лямбда (греческое Λ), связанную с темной энергией и холодной темной материей (сокращенно CDM). Ее часто называют стандартной моделью космологии Большого взрыва.
Космический микроволновый фон[править]
Основная статья: Космический микроволновый фон
Космический микроволновый фон - это излучение, оставшееся после разделения после эпохи рекомбинации, когда впервые образовались нейтральные атомы. В этот момент излучение, возникшее при Большом взрыве, прекратило томсоновское рассеяние на заряженных ионах. Излучение, впервые наблюдаемое в 1965 году Арно Пензиасом и Робертом Вудро Вильсоном, имеет идеальный тепловой спектр черного тела. Сегодня она имеет температуру 2,7 кельвина и изотропна с точностью до одной части из 105. Космологическая теория возмущений, которая описывает эволюцию небольших неоднородностей в ранней Вселенной, позволила космологам точно рассчитать угловой спектр мощности излучения, и он был измерен с помощью недавних спутниковых экспериментов (COBE и WMAP) и многих наземных и аэростатных экспериментов (таких как градусный интерферометр с угловой шкалой, прибор для определения космического фона и Бумеранг). Одной из целей этих усилий является измерение основных параметров Модель лямбда-CDM с возрастающей точностью, а также для проверки предсказаний модели Большого взрыва и поиска новой физики. Результаты измерений, сделанных WMAP, например, установили ограничения на массы нейтрино.
Новые эксперименты, такие как QUIET и космологический телескоп Атакама, пытаются измерить поляризацию космического микроволнового фона. Ожидается, что эти измерения обеспечат дальнейшее подтверждение теории, а также информацию о космической инфляции и так называемых вторичных анизотропиях,[45] таких как эффект Сюняева-Зельдовича и эффект Сакса-Вулфа, которые вызваны взаимодействием галактик и скоплений с космическим микроволновым фоном.
17 марта 2014 года астрономы из коллаборации BICEP2 объявили о явном обнаружении поляризации реликтового излучения, что считается свидетельством первичных гравитационных волн, которые, как предсказывает теория инфляции, произошли во время самой ранней фазы Большого взрыва. Однако позже в том же году сотрудничество с Planck обеспечило более точное измерение космической пыли, сделав вывод, что сигнал В-моды от пыли имеет ту же силу, что и сигнал, полученный от BICEP2. 30 января 2015 года совместный анализ BICEP2 и Planck были опубликованы данные, и Европейское космическое агентство объявило, что сигнал может быть полностью отнесен к межзвездной пыли в Млечном Пути.
Формирование и эволюция крупномасштабной структуры[править]
Основные статьи: Крупномасштабная структура космоса, Формирование структуры, и Формирование и эволюция галактик Понимание формирования и эволюции крупнейших и самых ранних структур (т.е. квазаров, галактик, скоплений и сверхскоплений) является одним из крупнейших усилий в космологии. Космологи изучают модель формирования иерархической структуры, в которой структуры формируются снизу вверх, причем сначала формируются объекты меньшего размера, в то время как самые крупные объекты, такие как сверхскопления, все еще собираются. Одним из способов изучения структуры во Вселенной является обзор видимых галактик, чтобы построить трехмерную картину галактик во Вселенной и измерить материю спектр мощности. Таков подход Sloan Digital Sky Survey и 2dF Galaxy Redshift Survey.
Другим инструментом для понимания формирования структуры является моделирование, которое космологи используют для изучения гравитационной агрегации материи во Вселенной, когда она группируется в нити, 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 намного больше темной материи, чем видимой, барионной материи. Более продвинутые модели начинают включать барионы и изучать формирование отдельных галактик. Космологи изучают эти симуляции, чтобы увидеть, согласуются ли они с обзорами галактик, и понять любое несоответствие.
Другие, дополнительные наблюдения для измерения распределения вещества в отдаленной Вселенной и для исследования реионизации включают:
Лес Лайман-альфа, который позволяет космологам измерять распределение нейтрального атомарного водорода в ранней Вселенной путем измерения поглощения света от далеких квазаров газом.[56] 21-сантиметровая поглощения нейтрального атомарного водорода также обеспечивает чувствительный тест космологии. Слабое линзирование, искажение изображения на расстоянии гравитационным линзированием из-за темной материи. Они помогут космологам решить вопрос о том, когда и как во Вселенной сформировалась структура.
Темная материя[править]
Основная статья: Темная материя
Данные нуклеосинтеза Большого взрыва, космического микроволнового фона, формирования структуры и кривых вращения галактик свидетельствуют о том, 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, нерадиационная жидкость, которая образует ореолы вокруг галактик. Темная материя никогда не была обнаружена в лаборатории, и физическая природа темной материи остается совершенно неизвестной. Без ограничений наблюдения существует ряд кандидатов, таких как стабильная суперсимметричная частица, слабо взаимодействующая массивная частица, гравитационно взаимодействующая массивная частица, аксион и массивный компактный объект гало. Альтернативы гипотезе темной материи включают модификацию гравитации при малых ускорениях (MOND) или эффект от космологии бран. TeVeS - это версия MOND, которая может объяснить гравитационное линзирование.
Темная энергия[править]
Основная статья: Темная энергия
Если Вселенная плоская, то должен существовать дополнительный компонент, составляющий 73% (в дополнение к 23% темной материи и 4% барионов) плотности энергии Вселенной. Это называется темной энергией. Чтобы не мешать нуклеосинтезу Большого взрыва и космическому микроволновому фону, он не должен группироваться в ореолах, подобных барионам и темной материи. Существуют убедительные данные наблюдений за темной энергией, поскольку полная плотность энергии Вселенной известна благодаря ограничениям на плоскостность Вселенной, но количество кластеризующейся материи строго измерено и намного меньше этого. Аргументы в пользу темной энергии укрепились в 1999 году, когда измерения показали, что расширение Вселенной начало постепенно ускоряться.[60]
Кроме ее плотности и свойств кластеризации, о темной энергии ничего не известно. Квантовая теория поля предсказывает космологическую постоянную (CC), очень похожую на темную энергию, но на 120 порядков величины больше наблюдаемой. Стивен Вайнберг и ряд теоретиков струн (см. струнный ландшафт) ссылались на "слабый антропный принцип": i.e. причина, по которой физики наблюдают вселенную с такой малой космологической постоянной, заключается в том, что никакие физики (или какая-либо жизнь) не могли бы существовать во вселенной с большей космологической постоянной. Многие космологи считают это неудовлетворительным объяснением: возможно, потому, что, хотя слабый антропный принцип самоочевиден (учитывая, что существуют живые наблюдатели, должна существовать по крайней мере одна вселенная с космологической постоянной, которая допускает существование жизни), он не пытается объяснить контекст этой вселенной. Например, слабый антропный принцип сам по себе не различает:
Когда-либо будет существовать только одна вселенная, и существует некий основополагающий принцип, который ограничивает CC значением, которое мы наблюдаем.
- Когда-либо будет существовать только одна вселенная, и хотя нет основополагающего принципа, фиксирующего CC, нам повезло.
- Существует множество вселенных (одновременно или последовательно) с диапазоном значений CC, и, конечно, наша является одной из поддерживающих жизнь.
- Другие возможные объяснения темной энергии включают квинтэссенцию или модификацию гравитации в самых больших масштабах. Влияние темной энергии на космологию, которое описывают эти модели, определяется уравнением состояния темной энергии, которое варьируется в зависимости от теории. Природа темной энергии является одной из самых сложных проблем в космологии.
Лучшее понимание темной энергии, вероятно, решит проблему окончательной судьбы Вселенной. В текущую космологическую эпоху ускоренное расширение из-за темной энергии препятствует образованию структур, превышающих сверхскопления. Неизвестно, будет ли ускорение продолжаться бесконечно, возможно, даже увеличиваясь до большого разрыва, или же оно в конечном итоге обратится вспять, приведет к большому замораживанию или последует какому-либо другому сценарию.
Гравитационные волны[править]
Гравитационные волны - это рябь на кривизне пространства-времени, распространяющаяся в виде волн со скоростью света, генерируемых определенными гравитационными взаимодействиями, которые распространяются наружу от их источника. Гравитационно-волновая астрономия - это развивающаяся отрасль наблюдательной астрономии, целью которой является использование гравитационных волн для сбора данных наблюдений об источниках обнаруживаемых гравитационных волн, таких как двойные звездные системы, состоящие из белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр; и такие события, как сверхновые и формирование ранней Вселенной вскоре после Большого взрыва.
В 2016 году команды научного сотрудничества LIGO и сотрудничества Virgo объявили, что они сделали первое наблюдение гравитационных волн, исходящих от пары сливающихся черных дыр, используя передовые детекторы LIGO. 15 июня 2016 года было объявлено о втором обнаружении гравитационных волн от сливающихся черных дыр.[70] Помимо LIGO, в стадии строительства находится множество других гравитационно-волновых обсерваторий (детекторов).
Другие области исследования[править]
Космологи также изучают:
Были ли первичные черные дыры сформированы в нашей Вселенной, и что с ними произошло. Обнаружение космических лучей с энергиями выше границы GZK, и сигнализирует ли это о провале специальной теории относительности при высоких энергиях. Принцип эквивалентности, является ли общая теория относительности Эйнштейна правильной теорией гравитации и одинаковы ли фундаментальные законы физики повсюду во Вселенной.
Смотрите также[править]
- Закон Хаббла
- Проект Illustris
- Список космологов
- Фотон
- Физическая онтология
- Квантовая космология
- Струнная космология
- Кривая универсального вращения