Физическая космология: Математические модели Вселенной

Введение

Отрасль космологии, изучающая математические модели Вселенной, является частью физики и астрономии. Физическая космология – это раздел космологии, посвященный изучению космологических моделей. Космологическая модель, или просто космология, предоставляет описание крупномасштабной структуры и динамики Вселенной и позволяет исследовать фундаментальные вопросы о ее происхождении, структуре, эволюции и конечной судьбе. Космология как наука возникла с принципом Коперника, который утверждает, что небесные тела подчиняются тем же физическим законам, что и на Земле, и с ньютоновской механикой, которая впервые позволила эти законы понять. Физическая космология в современном понимании началась с разработки общей теории относительности Альберта Эйнштейна в 1915 году, за которой последовали важные наблюдательные открытия в 1920-х годах: во-первых, Эдвин Хаббл обнаружил, что Вселенная содержит огромное количество галактик за пределами Млечного Пути; затем работы Весто Слифера и других показали, что Вселенная расширяется. Эти достижения позволили выдвинуть гипотезы о происхождении Вселенной и заложили основу для теории Большого взрыва, предложенной Жоржем Леметром, как для ведущей космологической модели. Некоторые исследователи по-прежнему поддерживают альтернативные космологии, однако большинство космологов согласны с тем, что теория Большого взрыва наилучшим образом объясняет наблюдаемые данные. Значительный прогресс в наблюдательной космологии, начиная с 1990-х годов, включая изучение космического микроволнового фона, далеких сверхновых и обзоры красного смещения галактик, привели к разработке стандартной космологической модели. Эта модель предполагает, что Вселенная содержит большое количество темной материи и темной энергии, природа которых в настоящее время недостаточно изучена, но модель дает детальные предсказания, которые отлично согласуются с множеством различных наблюдений. Космология в значительной степени опирается на результаты исследований в различных областях теоретической и прикладной физики. К областям, имеющим отношение к космологии, относятся эксперименты и теория физики частиц, теоретическая и наблюдательная астрофизика, общая теория относительности, квантовая механика и физика плазмы.

Branch of cosmology which studies mathematical models of the universe
the branch of physics and astronomy

Physical cosmology is a branch of cosmology concerned with the study of cosmological models. A cosmological model, or simply cosmology, provides a description of the largest scale structures and dynamics of the universe and allows study of fundamental questions about its origin, structure, evolution, and ultimate fate. Cosmology as a science originated with the Copernican principle, which implies that celestial bodies obey identical physical laws to those on Earth, and Newtonian mechanics, which first allowed those physical laws to be understood. Physical cosmology, as it is now understood, began with the development in 1915 of Albert Einstein's general theory of relativity, followed by major observational discoveries in the 1920s: first, Edwin Hubble discovered that the universe contains a huge number of external galaxies beyond the Milky Way; then, work by Vesto Slipher and others showed that the universe is expanding. These advances made it possible to speculate about the origin of the universe, and allowed the establishment of the Big Bang theory, by Georges Lemaître, as the leading cosmological model. A few researchers still advocate a handful of alternative cosmologies; however, most cosmologists agree that the Big Bang theory best explains the observations. Dramatic advances in observational cosmology since the 1990s, including the cosmic microwave background, distant supernovae and galaxy redshift surveys, have led to the development of a standard model of cosmology. This model requires the universe to contain large amounts of dark matter and dark energy whose nature is currently not well understood, but the model gives detailed predictions that are in excellent agreement with many diverse observations. Cosmology draws heavily on the work of many disparate areas of research in theoretical and applied physics. Areas relevant to cosmology include particle physics experiments and theory, theoretical and observational astrophysics, general relativity, quantum mechanics, and plasma physics.

История

Современная космология развивалась параллельно теоретическими и наблюдательными подходами. В 1916 году Альберт Эйнштейн опубликовал свою теорию 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, гравитационно притягиваются и со временем сближаются друг с другом. Однако он понял, что его уравнения позволяют ввести постоянный член, который может противодействовать силе гравитационного притяжения в космическом масштабе. Эйнштейн опубликовал свою первую статью о релятивистской космологии в 1917 году, в которой добавил эту космологическую постоянную к своим уравнениям поля, чтобы заставить их моделировать статическую Вселенную. Модель Эйнштейна описывает статическую вселенную; пространство конечно и безгранично (аналогично поверхности сферы, которая имеет конечную площадь, но не имеет краев). Однако эта так называемая модель Эйнштейна нестабильна к малым возмущениям — она в конечном итоге начнет расширяться или сжиматься. Его уравнения описывают вселенную Фридмана — Лематра — Робертсона — Уокера, которая может расширяться или сжиматься, и чья геометрия может быть открытой, плоской или закрытой. [[Файл:История Вселенной.svg|thumb|left|350px|История Вселенной – гравитационные волны, как предполагается, возникают из космической инфляции, быстрого ускоренного расширения сразу после Большого взрыва]. Однако трудно определить расстояние до астрономических объектов. Один из способов — сравнить физический размер объекта с его угловым размером, но для этого необходимо предположить физический размер. Другой метод — измерить яркость объекта и предположить его внутреннюю светимость, по которой расстояние можно определить, используя закон обратных квадратов. Из-за сложности использования этих методов они не осознали, что туманности на самом деле являются галактиками за пределами нашей галактики Млечный Путь, и не стали рассуждать о космологических последствиях. В 1927 году бельгийский католический священник Жорж Леметр независимо вывел уравнения Фридмана — Лематра — Робертсона — Уокера и предложил, основываясь на рецессии спиральных туманностей, что Вселенная началась с «взрыва» «первобытного атома», который позже был назван Большим взрывом. В 1929 году Эдвин Хаббл предоставил наблюдательную основу для теории Леметра. Хаббл показал, что спиральные туманности были галактиками, определив их расстояния с помощью измерений яркости цефеид. Он обнаружил зависимость между красным смещением галактики и её расстоянием. Он интерпретировал это как доказательство того, что галактики удаляются от Земли во всех направлениях со скоростями, пропорциональными их расстоянию. Этот факт теперь известен как закон Хаббла, хотя числовой коэффициент, который Хаббл обнаружил, связывающий скорость удаления и расстояние, был занижен в десять раз из-за незнания типов цефеид. Учитывая космологический принцип, закон Хаббла предполагал, что Вселенная расширяется. Было предложено два основных объяснения расширения. Одно — теория Большого взрыва Леметра, которую поддерживал и развивал Джордж Гамов. Другое объяснение — стационарная модель 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 нескольких лет поддержка этих теорий была примерно равной. Однако наблюдательные данные стали подтверждать идею о том, что Вселенная эволюционировала из горячего плотного состояния. Открытие космического микроволнового фона в 1965 году оказало сильную поддержку модели Большого взрыва.

Modern cosmology developed along tandem tracks of theory and observation. In 1916, Albert Einstein published his theory of general relativity, which provided a unified description of gravity as a geometric property of space and time. At the time, Einstein believed in a static universe, but found that his original formulation of the theory did not permit it. This is because masses distributed throughout the universe gravitationally attract, and move toward each other over time. However, he realized that his equations permitted the introduction of a constant term which could counteract the attractive force of gravity on the cosmic scale. Einstein published his first paper on relativistic cosmology in 1917, in which he added this cosmological constant to his field equations in order to force them to model a static universe. The Einstein model describes a static universe; space is finite and unbounded (analogous to the surface of a sphere, which has a finite area but no edges). However, this so called Einstein model is unstable to small perturbations—it will eventually start to expand or contract. His equations describe the Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker universe, which may expand or contract, and whose geometry may be open, flat, or closed. [[File:History of the Universe. svg|thumb|left|350px|History of the Universe – gravitational waves are hypothesized to arise from cosmic inflation, a rapidly accelerated expansion just after the Big Bang However, it is difficult to determine the distance to astronomical objects. One way is to compare the physical size of an object to its angular size, but a physical size must be assumed to do this. Another method is to measure the brightness of an object and assume an intrinsic luminosity, from which the distance may be determined using the inverse square law. Due to the difficulty of using these methods, they did not realize that the nebulae were actually galaxies outside our own Milky Way, nor did they speculate about the cosmological implications. In 1927, the Belgian Roman Catholic priest Georges Lemaître independently derived the Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker equations and proposed, on the basis of the recession of spiral nebulae, that the universe began with the "explosion" of a "primeval atom"—which was later called the Big Bang. In 1929, Edwin Hubble provided an observational basis for Lemaître's theory. Hubble showed that the spiral nebulae were galaxies by determining their distances using measurements of the brightness of Cepheid variable stars. He discovered a relationship between the redshift of a galaxy and its distance. He interpreted this as evidence that the galaxies are receding from Earth in every direction at speeds proportional to their distance. This fact is now known as Hubble's law, though the numerical factor Hubble found relating recessional velocity and distance was off by a factor of ten, due to not knowing about the types of Cepheid variables. Given the cosmological principle, Hubble's law suggested that the universe was expanding. Two primary explanations were proposed for the expansion. One was Lemaître's Big Bang theory, advocated and developed by George Gamow. The other explanation was Fred Hoyle's steady state model in which new matter is created as the galaxies move away from each other. In this model, the universe is roughly the same at any point in time. For a number of years, support for these theories was evenly divided. However, the observational evidence began to support the idea that the universe evolved from a hot dense state. The discovery of the cosmic microwave background in 1965 lent strong support to the Big Bang model,

Альтернативный взгляд, расширяющий модель Большого взрыва, предполагающий, что у Вселенной не было начала или сингулярности, а возраст Вселенной бесконечен, был представлен. В сентябре 2023 года астрофизики поставили под сомнение общепринятое современное представление о Вселенной в виде Стандартной космологической модели, основанной на последних исследованиях космического телескопа Джеймса Уэбба.

Энергия космоса

Самые легкие химические элементы, в первую очередь водород и гелий, образовались во время Большого взрыва в процессе нуклеосинтеза. Итоговый процесс приводит к последующему высвобождению энергии, то есть после Большого взрыва. Такие реакции ядерных частиц могут вызывать резкие выбросы энергии от катаклизмических переменных звезд, таких как новые. Гравитационный коллапс материи в черные дыры также является источником наиболее мощных процессов, обычно наблюдаемых в ядерных областях галактик, приводящих к образованию квазаров и активных галактик. Космологи не могут полностью объяснить все космические явления, например, связанные с ускоряющимся расширением Вселенной, используя известные формы энергии. Вместо этого они предполагают существование новой формы энергии, называемой темной энергией, которая пронизывает все пространство. Одна из гипотез состоит в том, что темная энергия – это просто энергия вакуума, компонент пустого пространства, связанный с виртуальными частицами, существующими благодаря принципу неопределенности. Не существует однозначного способа определить общую энергию во Вселенной, используя наиболее общепринятую теорию гравитации – общую теорию относительности. Поэтому вопрос о сохранении общей энергии в расширяющейся Вселенной остается дискуссионным. Например, каждый фотон, распространяющийся в межгалактическом пространстве, теряет энергию из-за эффекта красного смещения. Эта энергия не передается другим системам и, по-видимому, безвозвратно теряется. С другой стороны, некоторые космологи утверждают, что энергия сохраняется в определенном смысле, что соответствует закону сохранения энергии. Различные формы энергии могут доминировать во Вселенной – релятивистские частицы, называемые 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 близкой к ней; нерелятивистские частицы имеют значительно большую массу покоя, чем их энергия, и поэтому движутся намного медленнее скорости света. По мере расширения Вселенной как материя, так и излучение становятся менее плотными. Однако плотность энергии излучения и материи уменьшается с разной скоростью. При расширении определенного объема плотность энергии массы изменяется только из-за увеличения объема, в то время как плотность энергии излучения изменяется как из-за увеличения объема, так и из-за увеличения длины волны составляющих его фотонов. Таким образом, энергия излучения становится меньшей долей от общей энергии Вселенной по сравнению с энергией материи по мере ее расширения. Считается, что в самой ранней Вселенной доминировало излучение, и именно оно определяло замедление расширения. Позже, когда средняя энергия на фотон достигает примерно 10 эВ и ниже, материя начинает определять скорость замедления, и Вселенная становится "доминируемой материей". Промежуточный случай аналитически описывается недостаточно хорошо. По мере продолжения расширения Вселенной материя становится еще менее плотной, и космологическая постоянная начинает преобладать, что приводит к ускорению расширения Вселенной.

The lightest chemical elements, primarily hydrogen and helium, were created during the Big Bang through the process of nucleosynthesis. The net process results in a later energy release, meaning subsequent to the Big Bang. Such reactions of nuclear particles can lead to sudden energy releases from cataclysmic variable stars such as novae. Gravitational collapse of matter into black holes also powers the most energetic processes, generally seen in the nuclear regions of galaxies, forming quasars and active galaxies. Cosmologists cannot explain all cosmic phenomena exactly, such as those related to the accelerating expansion of the universe, using conventional forms of energy. Instead, cosmologists propose a new form of energy called dark energy that permeates all space. One hypothesis is that dark energy is just the vacuum energy, a component of empty space that is associated with the virtual particles that exist due to the uncertainty principle. There is no clear way to define the total energy in the universe using the most widely accepted theory of gravity, general relativity. Therefore, it remains controversial whether the total energy is conserved in an expanding universe. For instance, each photon that travels through intergalactic space loses energy due to the redshift effect. This energy is not transferred to any other system, so seems to be permanently lost. On the other hand, some cosmologists insist that energy is conserved in some sense; this follows the law of conservation of energy. Different forms of energy may dominate the cosmos—relativistic particles which are referred to as radiation, or non relativistic particles referred to as matter. Relativistic particles are particles whose rest mass is zero or negligible compared to their kinetic energy, and so move at the speed of light or very close to it; non relativistic particles have much higher rest mass than their energy and so move much slower than the speed of light. As the universe expands, both matter and radiation become diluted. However, the energy densities of radiation and matter dilute at different rates. As a particular volume expands, mass energy density is changed only by the increase in volume, but the energy density of radiation is changed both by the increase in volume and by the increase in the wavelength of the photons that make it up. Thus the energy of radiation becomes a smaller part of the universe's total energy than that of matter as it expands. The very early universe is said to have been 'radiation dominated' and radiation controlled the deceleration of expansion. Later, as the average energy per photon becomes roughly 10 eV and lower, matter dictates the rate of deceleration and the universe is said to be 'matter dominated'. The intermediate case is not treated well analytically. As the expansion of the universe continues, matter dilutes even further and the cosmological constant becomes dominant, leading to an acceleration in the universe's expansion.

История Вселенной

История Вселенной — центральный вопрос космологии. История Вселенной разделена на различные периоды, называемые эпохами, в зависимости от преобладающих сил и процессов, характерных для каждого периода. Стандартная космологическая модель известна как ΛCDM-модель.

Уравнения движения

В рамках стандартной космологической модели уравнения движения, описывающие Вселенную в целом, выводятся из общей теории относительности с небольшой положительной космологической постоянной. Решением является расширяющаяся Вселенная; вследствие этого расширения излучение и материя во Вселенной охлаждаются и становятся менее плотными. Первоначально расширение замедляется гравитационным притяжением излучения и материи. Однако, по мере уменьшения их плотности, космологическая постоянная начинает преобладать, и расширение Вселенной начинает ускоряться вместо замедления. В нашей Вселенной это произошло миллиарды лет назад.

Физика частиц в космологии

В самые ранние моменты существования Вселенной средняя плотность энергии была очень высокой, что делает знание физики частиц критически важным для понимания этой среды. Следовательно, процессы рассеяния и распад нестабильных элементарных частиц важны для космологических моделей этого периода. В качестве общего правила, процесс рассеяния или распада становится космологически значимым в определенную эпоху, если характерное время этого процесса меньше или сравнимо со временем расширения Вселенной. Время расширения Вселенной описывается величиной 1/H, где H – параметр Хаббла, изменяющийся со временем. Характерное время расширения примерно равно возрасту Вселенной в каждый момент времени.

Временная линия Большого взрыва

Наблюдения показывают, что Вселенная возникла около 13,8 миллиардов лет назад. С тех пор эволюция Вселенной прошла через три фазы. Раннейшая Вселенная, которая до сих пор изучена недостаточно, охватывает мгновение, когда Вселенная была настолько горячей, что энергии частиц превышали те, которые сейчас достижимы в земных ускорителях частиц. Поэтому, хотя основные черты этой эпохи установлены теорией Большого взрыва, детали во многом основаны на обоснованных предположениях. Затем, в ранней Вселенной, эволюция происходила в соответствии с известными законами физики высоких энергий. Именно тогда сформировались первые протоны, электроны и нейтроны, за ними – ядра и, наконец, атомы. С образованием нейтрального водорода был испущен космический микроволновый фон. Наконец, началась эпоха формирования структур, когда материя начала концентрироваться в первые звезды и квазары, а в конечном итоге образовались галактики, скопления галактик и сверхскопления. Будущее Вселенной пока не определено, но согласно ΛCDM-модели, она будет расширяться бесконечно.

Области исследования

Ниже описаны некоторые из наиболее активных областей исследований в космологии, в приблизительно хронологическом порядке. Это не охватывает всю космологию Большого взрыва, которая представлена в статье "Хронология Большого взрыва".

Очень ранняя Вселенная

Ранняя, горячая Вселенная, по-видимому, хорошо объясняется Большим взрывом начиная примерно с 10−33 секунд, но существует несколько проблем. Одна из них заключается в отсутствии убедительных оснований, основанных на современной физике частиц, для того, чтобы Вселенная была плоской, однородной и изотропной (см. космологический принцип). Более того, великие объединяющие теории физики частиц предполагают, что во Вселенной должны существовать магнитные монополи, которые до сих пор не обнаружены. Эти проблемы разрешаются кратким периодом космической инфляции, которая приводит Вселенную к плоскостности, сглаживает анизотропии и неоднородности до наблюдаемого уровня и экспоненциально разбавляет концентрацию монополей. Физическая модель космической инфляции чрезвычайно проста, но пока не подтверждена физикой частиц, и существуют серьезные трудности в согласовании инфляции с квантовой теорией поля. Некоторые космологи полагают, что теория струн и космология бран могут предложить альтернативу инфляции. Другая важная проблема в космологии заключается в том, что вызвало преобладание материи над антиматерией во Вселенной. Космологи могут на основе наблюдений заключить, что Вселенная не разделена на области, состоящие из материи и антиматерии. Если бы это было так, то в результате аннигиляции возникали бы рентгеновские и гамма-лучи, но их не наблюдается. Следовательно, в ранней Вселенной должен был произойти процесс, создавший небольшой избыток материи над антиматерией, и этот (в настоящее время не понятый) процесс называется бариогенезом. Три необходимых условия для бариогенеза были сформулированы Андреем Сахаровым в 1967 году, и они требуют нарушения симметрии в физике частиц, называемой CP-симметрией, между материей и антиматерией. Однако ускорители частиц измеряют слишком малое нарушение CP-симметрии, чтобы объяснить барионную асимметрию. Космологи и физики частиц ищут дополнительные нарушения CP-симметрии в ранней Вселенной, которые могли бы объяснить барионную асимметрию. Проблемы бариогенеза и космической инфляции тесно связаны с физикой частиц, и их решение, возможно, будет найдено в рамках теории высоких энергий и эксперимента, а не посредством наблюдений Вселенной.

The early, hot universe appears to be well explained by the Big Bang from roughly 10−33 seconds onwards, but there are several problems. One is that there is no compelling reason, using current particle physics, for the universe to be flat, homogeneous, and isotropic (see the cosmological principle). Moreover, grand unified theories of particle physics suggest that there should be magnetic monopoles in the universe, which have not been found. These problems are resolved by a brief period of cosmic inflation, which drives the universe to flatness, smooths out anisotropies and inhomogeneities to the observed level, and exponentially dilutes the monopoles. The physical model behind cosmic inflation is extremely simple, but it has not yet been confirmed by particle physics, and there are difficult problems reconciling inflation and quantum field theory. Some cosmologists think that string theory and brane cosmology will provide an alternative to inflation. Another major problem in cosmology is what caused the universe to contain far more matter than antimatter. Cosmologists can observationally deduce that the universe is not split into regions of matter and antimatter. If it were, there would be X rays and gamma rays produced as a result of annihilation, but this is not observed. Therefore, some process in the early universe must have created a small excess of matter over antimatter, and this (currently not understood) process is called baryogenesis. Three required conditions for baryogenesis were derived by Andrei Sakharov in 1967, and requires a violation of the particle physics symmetry, called CP symmetry, between matter and antimatter. However, particle accelerators measure too small a violation of CP symmetry to account for the baryon asymmetry. Cosmologists and particle physicists look for additional violations of the CP symmetry in the early universe that might account for the baryon asymmetry. Both the problems of baryogenesis and cosmic inflation are very closely related to particle physics, and their resolution might come from high energy theory and experiment, rather than through observations of the universe.

Теория Большого взрыва

Нуклеосинтез Большого взрыва – это теория формирования элементов в ранней Вселенной. Он завершился, когда Вселенной было около трёх минут, и её температура опустилась ниже той, при которой мог происходить ядерный синтез. У нуклеосинтеза Большого взрыва был короткий период активности, поэтому образовались только самые лёгкие элементы. Начиная с ионов водорода (протонов), он в основном произвёл дейтерий, гелий-4 и литий. Другие элементы образовались лишь в незначительных количествах. Базовая теория нуклеосинтеза была разработана в 1948 году Джорджем Гамоу, Ральфом Ашером Альфером и Робертом Германом. В течение многих лет она использовалась для изучения физики на момент Большого взрыва, поскольку теория нуклеосинтеза Большого взрыва связывает распространённость первичных лёгких элементов с характеристиками ранней Вселенной. В частности, её можно использовать для проверки принципа эквивалентности, изучения тёмной материи и исследования физики нейтрино. Некоторые космологи предположили, что нуклеосинтез Большого взрыва указывает на существование четвёртого «стерильного» типа нейтрино.

Стандартная модель космологии Большого взрыва

Ламбда-CDM (Lambda cold dark matter) или модель ΛCDM – параметризация космологической модели Большого взрыва, в которой Вселенная содержит космологическую постоянную, обозначаемую греческой буквой Λ (лямбда), связанную с тёмной энергией, и холодную тёмную материю (сокращённо CDM). Она часто называется стандартной моделью космологии Большого взрыва.

Космический микроволновой фон

Космический микроволновой фон — это излучение, оставшееся со времен рекомбинации, когда впервые образовались нейтральные атомы. В этот момент излучение, порожденное в Большом взрыве, прекратило томсоновское рассеяние на заряженных ионах. Впервые обнаруженное в 1965 году Арно Пензиасом и Робертом Вудро Вильсоном, это излучение имеет идеальный спектр абсолютно черного тела. Его температура сегодня составляет 2,7 кельвина, а изотропность — одна часть на 10<sup>5</sup>. Теория космологических возмущений, описывающая эволюцию небольших неоднородностей в ранней Вселенной, позволила космологам точно рассчитать угловой спектр мощности излучения, который был измерен в ходе недавних спутниковых экспериментов (COBE и WMAP), а также многочисленных наземных и стратосферных экспериментов (таких как интерферометр Degree Angular Scale Interferometer, Cosmic Background Imager и Boomerang). Одной из целей этих исследований является измерение основных параметров ΛCDM-модели с возрастающей точностью, проверка предсказаний модели Большого взрыва и поиск новой физики. Например, результаты измерений, полученных с помощью WMAP, позволили установить ограничения на массы нейтрино. Новые эксперименты, такие как QUIET и Atacama Cosmology Telescope, стремятся измерить поляризацию космического микроволнового фона. Ожидается, что эти измерения дадут дальнейшее подтверждение теории, а также информацию о космической инфляции и так называемых вторичных анизотропиях, таких как эффект Сюняева — Зельдовича и эффект Сакса — Вольфа, возникающих в результате взаимодействия галактик и скоплений с космическим микроволновым фоном. 17 марта 2014 года астрономы коллаборации BICEP2 объявили об обнаружении поляризации B-моды космического микроволнового фона, рассматриваемой как свидетельство первичных гравитационных волн, которые, согласно теории инфляции, должны были возникнуть на самой ранней стадии Большого взрыва. Однако позднее в том же году коллаборация Planck представила более точные измерения космической пыли и пришла к выводу, что сигнал B-моды от пыли имеет ту же амплитуду, что и сигнал, зарегистрированный BICEP2. 30 января 2015 года был опубликован совместный анализ данных BICEP2 и Planck, и Европейское космическое агентство заявило, что сигнал полностью объясняется межзвездной пылью в Млечном Пути.

The cosmic microwave background is radiation left over from decoupling after the epoch of recombination when neutral atoms first formed. At this point, radiation produced in the Big Bang stopped Thomson scattering from charged ions. The radiation, first observed in 1965 by Arno Penzias and Robert Woodrow Wilson, has a perfect thermal black body spectrum. It has a temperature of 2.7 kelvins today and is isotropic to one part in 105. Cosmological perturbation theory, which describes the evolution of slight inhomogeneities in the early universe, has allowed cosmologists to precisely calculate the angular power spectrum of the radiation, and it has been measured by the recent satellite experiments (COBE and WMAP) and many ground and balloon based experiments (such as Degree Angular Scale Interferometer, Cosmic Background Imager, and Boomerang). One of the goals of these efforts is to measure the basic parameters of the Lambda CDM model with increasing accuracy, as well as to test the predictions of the Big Bang model and look for new physics. The results of measurements made by WMAP, for example, have placed limits on the neutrino masses. Newer experiments, such as QUIET and the Atacama Cosmology Telescope, are trying to measure the polarization of the cosmic microwave background. These measurements are expected to provide further confirmation of the theory as well as information about cosmic inflation, and the so called secondary anisotropies, such as the Sunyaev Zel'dovich effect and Sachs Wolfe effect, which are caused by interaction between galaxies and clusters with the cosmic microwave background. On 17 March 2014, astronomers of the BICEP2 Collaboration announced the apparent detection of B mode polarization of the CMB, considered to be evidence of primordial gravitational waves that are predicted by the theory of inflation to occur during the earliest phase of the Big Bang. However, later that year the Planck collaboration provided a more accurate measurement of cosmic dust, concluding that the B mode signal from dust is the same strength as that reported from BICEP2. On 30 January 2015, a joint analysis of BICEP2 and Planck data was published and the European Space Agency announced that the signal can be entirely attributed to interstellar dust in the Milky Way.

Темная материя

Доказательства, полученные из нуклеосинтеза Большого взрыва, космического микроволнового фона, формирования структуры и кривых вращения галактик, указывают на то, что около 23% массы Вселенной состоит из небарионной темной материи, в то время как лишь 4% – из видимой барионной материи. Гравитационные эффекты темной материи хорошо изучены, поскольку она ведет себя как холодная, не излучающая жидкость, формирующая гало вокруг галактик. Темная материя никогда не была зарегистрирована в лабораторных условиях, и природа темной материи в рамках физики частиц остается полностью неизвестной. При отсутствии наблюдательных ограничений существует ряд кандидатов, таких как стабильная суперсимметричная частица, слабо взаимодействующая массивная частица, массивная частица, взаимодействующая посредством гравитации, аксион и массивный компактный объект в гало. Альтернативы гипотезе о темной материи включают модификацию гравитации при малых ускорениях (MOND) или эффект, возникающий в бранной космологии. TeVeS – это вариант MOND, способный объяснить гравитационное линзирование.

Темная энергия

Если Вселенная плоская, то должна существовать дополнительная составляющая, составляющая 73% (в дополнение к 23% темной материи и 4% барионов) плотности энергии Вселенной. Это называется темной энергией. Чтобы не нарушать нуклеосинтез Большого взрыва и свойства космического микроволнового фона, она не должна концентрироваться в гало, как барионы и темная материя. Существуют веские наблюдательные доказательства существования темной энергии, поскольку общая плотность энергии Вселенной известна благодаря ограничениям на ее плоскостность, а количество сгруппированной материи измерено точно и значительно меньше этого значения. Подтверждение существования темной энергии стало еще более убедительным в 1999 году, когда измерения показали, что расширение Вселенной начало постепенно ускоряться. Помимо ее плотности и свойств группировки, ничего о темной энергии неизвестно. Квантовая теория поля предсказывает космологическую постоянную (CC), аналогичную темной энергии, но в 120 порядков большую, чем наблюдаемая. Стивен Вайнберг и ряд теоретиков струн (см. ландшафт струн) обратились к «слабому антропному принципу»: то есть, причина, по которой физики наблюдают Вселенную с такой малой космологической постоянной, заключается в том, что во Вселенной с большей космологической постоянной не могло бы существовать ни физиков, ни какой-либо жизни. Многие космологи считают это неудовлетворительным объяснением: возможно, потому, что, хотя слабый антропный принцип является самоочевидным (учитывая существование живых наблюдателей, должна существовать хотя бы одна Вселенная с космологической постоянной, допускающей существование жизни), он не пытается объяснить контекст этой Вселенной. Например, один лишь слабый антропный принцип не различает: существует только одна Вселенная, и существует некий фундаментальный принцип, ограничивающий CC наблюдаемым значением; существует только одна Вселенная, и, хотя нет никакого фундаментального принципа, определяющего CC, нам просто повезло; существует множество вселенных (одновременно или последовательно) с различными значениями CC, и, конечно, наша – одна из поддерживающих жизнь. Другие возможные объяснения темной энергии включают квинтэссенцию или модификацию гравитации на самых больших масштабах. Влияние на космологию темной энергии, описываемой этими моделями, определяется уравнением состояния темной энергии, которое меняется в зависимости от теории. Природа темной энергии – одна из самых сложных проблем в космологии. Более глубокое понимание темной энергии, вероятно, позволит решить проблему конечной судьбы Вселенной. В нынешнюю космологическую эпоху ускоренное расширение, вызванное темной энергией, препятствует формированию структур, превышающих по размеру суперскопления. Неизвестно, будет ли ускорение продолжаться бесконечно, возможно, даже усиливаясь до Большого Разрыва, или же оно в конечном итоге сменится направлением, приведет к Большому Замерзанию, или реализуется какой-либо другой сценарий.

If the universe is flat, there must be an additional component making up 73% (in addition to the 23% dark matter and 4% baryons) of the energy density of the universe. This is called dark energy. In order not to interfere with Big Bang nucleosynthesis and the cosmic microwave background, it must not cluster in haloes like baryons and dark matter. There is strong observational evidence for dark energy, as the total energy density of the universe is known through constraints on the flatness of the universe, but the amount of clustering matter is tightly measured, and is much less than this. The case for dark energy was strengthened in 1999, when measurements demonstrated that the expansion of the universe has begun to gradually accelerate. Apart from its density and its clustering properties, nothing is known about dark energy. Quantum field theory predicts a cosmological constant (CC) much like dark energy, but 120 orders of magnitude larger than that observed. Steven Weinberg and a number of string theorists (see string landscape) have invoked the 'weak anthropic principle': i. e. the reason that physicists observe a universe with such a small cosmological constant is that no physicists (or any life) could exist in a universe with a larger cosmological constant. Many cosmologists find this an unsatisfying explanation: perhaps because while the weak anthropic principle is self evident (given that living observers exist, there must be at least one universe with a cosmological constant which allows for life to exist) it does not attempt to explain the context of that universe. For example, the weak anthropic principle alone does not distinguish between:
Only one universe will ever exist and there is some underlying principle that constrains the CC to the value we observe. Only one universe will ever exist and although there is no underlying principle fixing the CC, we got lucky. Lots of universes exist (simultaneously or serially) with a range of CC values, and of course ours is one of the life supporting ones. Other possible explanations for dark energy include quintessence or a modification of gravity on the largest scales. The effect on cosmology of the dark energy that these models describe is given by the dark energy's equation of state, which varies depending upon the theory. The nature of dark energy is one of the most challenging problems in cosmology. A better understanding of dark energy is likely to solve the problem of the ultimate fate of the universe. In the current cosmological epoch, the accelerated expansion due to dark energy is preventing structures larger than superclusters from forming. It is not known whether the acceleration will continue indefinitely, perhaps even increasing until a big rip, or whether it will eventually reverse, lead to a Big Freeze, or follow some other scenario.

Гравитационные волны

Гравитационные волны — это рябь в искривлении пространства-времени, распространяющаяся как волны со скоростью света и возникающая в определенных гравитационных взаимодействиях, исходящих от их источника. Гравитационно-волновая астрономия — это развивающаяся область наблюдательной астрономии, целью которой является использование гравитационных волн для сбора данных об источниках, генерирующих обнаружимые гравитационные волны, таких как двойные звездные системы, состоящие из белых карликов, нейтронных звезд и черных дыр, а также события, такие как сверхновые и формирование ранней Вселенной вскоре после Большого взрыва. В 2016 году коллаборации LIGO Scientific Collaboration и Virgo Collaboration объявили о первом зарегистрированном наблюдении гравитационных волн, возникших при слиянии пары черных дыр, с использованием детекторов Advanced LIGO. 15 июня 2016 года было объявлено о втором обнаружении гравитационных волн от слияния черных дыр. Помимо LIGO, ведется строительство множества других гравитационно-волновых обсерваторий (детекторов).

Учебники

Введение в космологию и общую теорию относительности без полного тензорного аппарата, рассмотрение которого отложено до последней части книги. Современное введение в космологию, охватывающее однородную и неоднородную Вселенную, а также инфляцию и космическое микроволновое излучение (CMB). Вводный учебник, вышедший незадолго до публикации результатов WMAP. Предназначен для студентов бакалавриата, с мягким математическим подходом и сильным акцентом на исторический контекст. Вводный учебник по астрономии. Классический справочник для научных работников. Космология без использования общей теории относительности. Введение в космологию с углубжденным обсуждением инфляции. Подробно рассматривается формирование крупномасштабных структур. Введение, содержащее больше материала по общей теории относительности и квантовой теории поля, чем большинство аналогичных учебников. Сильный исторический акцент. Классическая работа по крупномасштабной структуре и корреляционным функциям. Стандартный справочник по математическому формализму.

От отдельных лиц

Гейл, Джордж, "Космология: методологические дебаты 1930-х и 1940-х годов", Стэнфордская философская энциклопедия, под редакцией Эдварда Н. Зальты. Мадор, Барри Ф., "Уровень 5: база знаний по внегалактической астрономии и космологии". Калтех и Карнеги. Пасадена, Калифорния. Тайлер, Пэт и Фил Ньюман "За пределами Эйнштейна". Лаборатория высокоэнергетической астрофизики (LHEA) Космического центра имени Годдарда NASA. Райт, Нед. "Учебное пособие по космологии и часто задаваемые вопросы". Отдел астрономии и астрофизики, Калифорнийский университет в Лос-Анджелесе (UCLA).