Physische Kosmologie, als ein Zweig der Astronomie, ist die Studie der Strukturen der größten Skala und Dynamik des Weltalls und ist mit grundsätzlichen Fragen über seine Bildung und Evolution beschäftigt. Für den grössten Teil der menschlichen Geschichte war es ein Zweig der Metaphysik und Religion. Die Kosmologie als eine Wissenschaft ist mit dem kopernikanischen Grundsatz entstanden, der andeutet, dass Himmelskörper identischen physischen Gesetzen denjenigen auf der Erde und Newtonischen Mechanik folgen, die uns zuerst erlaubt hat, jene Gesetze zu verstehen.

Physische Kosmologie, wie es jetzt verstanden wird, hat mit der Entwicklung des zwanzigsten Jahrhunderts der allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein und den besseren astronomischen Beobachtungen von äußerst entfernten Gegenständen begonnen. Diese Fortschritte haben es möglich gemacht, über den Ursprung des Weltalls und die erlaubten Wissenschaftler nachzusinnen, um die Urknall-Theorie als das kosmologische Hauptmodell zu gründen. Einige Forscher verteidigen noch eine Hand voll alternative Kosmologien; jedoch geben Kosmologen allgemein zu, dass die Urknall-Theorie am besten Beobachtungen erklärt, aber sich identifizierende Foton-Effekten verlangen Foton-Struktur-Kenntnisse.

Kosmologie zieht schwer die Arbeit von vielen ungleichen Gebieten der Forschung in der Physik an. Für die Kosmologie wichtige Gebiete schließen Partikel-Physik-Experimente und Theorie, einschließlich der Astrophysik, allgemeinen Relativität und Plasmaphysik ein. So vereinigt Kosmologie die Physik der größten Strukturen im Weltall mit der Physik der kleinsten Strukturen im Weltall.

Geschichte der physischen Kosmologie

Moderne Kosmologie hat sich entlang Tandem-Spuren der Theorie und Beobachtung entwickelt. 1916 hat Albert Einstein seine Theorie der allgemeinen Relativität veröffentlicht, die eine vereinigte Beschreibung des Ernstes als ein geometrisches Eigentum der Zeit und Raums zur Verfügung gestellt hat. Zurzeit hat Einstein an ein statisches Weltall geglaubt, aber hat gefunden, dass seine ursprüngliche Formulierung der Theorie es nicht erlaubt hat. Das ist, weil Massen, die überall im Weltall Gravitations-verteilt sind, anziehen, und sich zu einander mit der Zeit bewegen. Jedoch hat er begriffen, dass seine Gleichungen die Einführung eines unveränderlichen Begriffes erlaubt haben, der der attraktiven Kraft des Ernstes auf der kosmischen Skala entgegenwirken konnte. Einstein hat sein erstes Papier auf der relativistischen Kosmologie 1917 veröffentlicht, in der er diese kosmologische Konstante zu seinen Feldgleichungen hinzugefügt hat, um sie zu zwingen, ein statisches Weltall zu modellieren. Dieses so genannte Modell von Einstein ist jedoch zu kleinen Unruhen, nicht stabil — es wird schließlich anfangen, sich auszubreiten oder sich zusammenzuziehen. Das durch das Modell von Einstein beschriebene Weltall ist statisch; Raum ist begrenzt und unbegrenzt (analog der Oberfläche eines Bereichs, der ein begrenztes Gebiet, aber keine Ränder hat). Es wurde später begriffen, dass das Modell von Einstein gerade einer eines größeren Satzes von Möglichkeiten war, von denen alle mit der allgemeinen Relativität und dem kosmologischen Grundsatz im Einklang stehend waren. Die kosmologischen Lösungen der allgemeinen Relativität wurden von Alexander Friedmann am Anfang der 1920er Jahre gefunden. Seine Gleichungen beschreiben das Weltall von Friedmann Lemaître Robertson Walker, das sich ausbreiten oder sich zusammenziehen kann, und dessen Geometrie offen, flach, oder geschlossen sein kann.

In den 1910er Jahren hat Vesto Slipher (und später Carl Wilhelm Wirtz) die rote Verschiebung von spiralförmigen Nebelflecken interpretiert, als sich Doppler bewegt, der angezeigt hat, dass sie von der Erde zurücktraten. Jedoch ist es schwierig, die Entfernung zu astronomischen Gegenständen zu bestimmen. Ein Weg ist, die physische Größe eines Gegenstands zu seiner winkeligen Größe zu vergleichen, aber, wie man annehmen muss, tut eine physische Größe das. Eine andere Methode ist, die Helligkeit eines Gegenstands zu messen und eine innere Lichtstärke anzunehmen, von der die Entfernung mit dem umgekehrten Quadratgesetz bestimmt werden kann. Wegen der Schwierigkeit, diese Methoden zu verwenden, haben sie nicht begriffen, dass die Nebelflecke wirklich Milchstraßen außerhalb unserer eigenen Milchstraße waren, noch sie über die kosmologischen Implikationen nachgesonnen haben. 1927 hat der belgische Römisch-katholische Priester Georges Lemaître unabhängig die Gleichungen von Friedmann Lemaître Robertson Walker abgeleitet und hat auf der Grundlage vom Zurücktreten von spiralförmigen Nebelflecken vorgeschlagen, dass das Weltall mit der "Explosion" eines "urzeitlichen Atoms" begonnen hat — der später den Urknall genannt wurde. 1929 hat Edwin Hubble eine Beobachtungsgrundlage für die Theorie von Lemaître geschaffen. Hubble hat gezeigt, dass die spiralförmigen Nebelflecke Milchstraßen durch die Bestimmung ihrer Entfernungen mit Maßen der Helligkeit von Variable-Sternen von Cepheid waren. Er hat eine Beziehung zwischen der Rotverschiebung einer Milchstraße und seiner Entfernung entdeckt. Er hat das als Beweise interpretiert, dass die Milchstraßen von der Erde in jeder Richtung mit zu ihrer Entfernung direkt proportionalen Geschwindigkeiten zurücktreten. Diese Tatsache ist jetzt als das Gesetz von Hubble bekannt, obwohl der numerische Faktor Hubble hat sich beziehende Feriengeschwindigkeit und Entfernung gefunden, durch einen Faktor zehn, wegen des nicht Wissens zurzeit über verschiedene Typen von Variablen von Cepheid aus war.

In Anbetracht des kosmologischen Grundsatzes hat das Gesetz von Hubble darauf hingewiesen, dass sich das Weltall ausbreitete. Es gab zwei primäre Erklärungen gestellt hervor für die Vergrößerung des Weltalls. Man war die Urknall-Theorie von Lemaître, die verteidigt und von George Gamow entwickelt ist. Die andere Möglichkeit war das unveränderliche Zustandmodell von Fred Hoyle, in dem neue Sache als die von einander weggeschobenen Milchstraßen geschaffen würde. In diesem Modell ist das Weltall grob dasselbe an jedem Punkt rechtzeitig.

Seit mehreren Jahren wurde die Unterstützung für diese Theorien gleichmäßig geteilt. Jedoch haben die Beobachtungsbeweise begonnen, die Idee zu unterstützen, dass sich das Weltall von einem heißen dichten Staat entwickelt hat. Die Entdeckung des kosmischen Mikrowellenhintergrunds 1965 hat starke Unterstützung zum Urknall-Modell geliehen, und seitdem die genauen Maße des kosmischen Mikrowellenhintergrunds durch den Kosmischen Hintergrundforscher am Anfang der 1990er Jahre wenige Kosmologen andere Theorien des Ursprungs und Evolution des Weltalls ernstlich vorgeschlagen haben. Eine Folge davon ist, dass in der allgemeinen Standardrelativität das Weltall mit einer Eigenartigkeit, wie demonstriert, durch Stephen Hawking und Roger Penrose in den 1960er Jahren begonnen hat.

Energie des Weltalls

Leichte Elemente, in erster Linie Wasserstoff und Helium, wurden im Urknall geschaffen. Diese leichten Elemente wurden zu schnell und zu dünn im Urknall-Prozess ausgebreitet (sieh nucleosynthesis), die stabilsten mittelgroßen Atomkerne, wie Eisen und Nickel zu bilden. Diese Tatsache hat spätere Energieausgabe berücksichtigt, weil solche vermitt-großen Elemente in unserem Zeitalter gebildet werden. Die Bildung solcher Atome treibt die unveränderlichen energieveröffentlichenden Reaktionen in Sternen an, und trägt auch zu plötzlichen Energieausgaben, solcher als in novae bei. Wie man auch denkt, treibt der Gravitationskollaps der Sache in schwarze Löcher die energischsten Prozesse an, die allgemein an den Zentren von Milchstraßen gesehen sind (sieh Quasare und in allgemeinen aktiven Milchstraßen).

Kosmologen sind noch unfähig, alle kosmologischen Phänomene rein auf der Grundlage von bekannten herkömmlichen Formen der Energie wie diejenigen zu erklären, die mit der beschleunigenden Vergrößerung des Weltalls verbunden sind. Kosmologen rufen deshalb eine noch unerforschte Form der genannten dunklen Energie der Energie an, für bestimmte kosmologische Beobachtungen verantwortlich zu sein. Eine Hypothese ist, dass dunkle Energie die Energie von virtuellen Partikeln ist (der mathematisch im Vakuum wegen des Unklarheitsgrundsatzes bestehen muss).

Es gibt keine eindeutige Weise, die Gesamtenergie des Weltalls in der aktuellen besten Theorie des Ernstes, allgemeiner Relativität zu definieren. Infolgedessen bleibt es umstritten, ob man bedeutungsvoll sagen kann, dass Gesamtenergie in einem dehnbaren Weltall erhalten wird. Zum Beispiel verliert jedes Foton, das durch den intergalaktischen Raum reist, Energie wegen der Rotverschiebungswirkung. Diese Energie wird keinem anderen System offensichtlich übertragen, so scheint, dauerhaft verloren zu werden. Dennoch bestehen einige Kosmologen darauf, dass Energie in einem Sinn erhalten wird; das würde das Gesetz der Bewahrung der Energie bewahren.

Die Thermodynamik des Weltalls ist ein Studienfach, um zu erforschen, welche Form der Energie das Weltall - relativistische Partikeln beherrscht, die Radiation oder nichtrelativistische Partikeln genannt werden, die Sache genannt werden. Der erstere ist Partikeln, deren Rest-Masse Null oder unwesentlich im Vergleich zu ihrer Energie ist, und bewegen Sie sich deshalb mit der Geschwindigkeit des Lichtes oder sehr in der Nähe davon; die Letzteren sind Partikeln, deren kinetische Energie viel niedriger ist als ihre Rest-Masse und bewegen Sie sich deshalb viel langsamer als die Geschwindigkeit des Lichtes.

Als sich das Weltall ausbreitet, werden sowohl Sache als auch Radiation darin verdünnt. Jedoch beruhigt sich das Weltall auch, bedeutend, dass die durchschnittliche Energie pro Partikel kleiner mit der Zeit wird. Deshalb wird die Radiation schwächer, und verdünnt schneller als Sache. So mit der Vergrößerung des Weltalls wird Radiation weniger dominierend als Sache. Im sehr frühen Weltall hat Radiation die Rate der Verlangsamung der Vergrößerung des Weltalls diktiert, und, wie man sagt, ist das Weltall 'beherrschte Radiation' gewesen. Später, weil die durchschnittliche Energie pro Foton ungefähr 10 eV und tiefer wird, diktiert Sache die Rate der Verlangsamung, und, wie man sagt, ist das Weltall 'beherrschte Sache'. Der Zwischenfall wird gut analytisch nicht behandelt. Als die Vergrößerung des Weltalls weitergeht, verdünnt Sache noch weiter, und die kosmologische Konstante wird dominierend, zu einer Beschleunigung in der Vergrößerung des Weltalls führend.

Geschichte des Weltalls

Die Geschichte des Weltalls ist ein Hauptproblem in der Kosmologie. Die Geschichte des Weltalls wird in verschiedene Perioden genannt Zeitalter, gemäß den dominierenden Kräften und Prozessen in jeder Periode geteilt. Das kosmologische Standardmodell ist als ΛCDM Modell bekannt.

Gleichungen der Bewegung

Die Gleichungen der Bewegung, das Weltall regelnd, werden als Ganzes aus allgemeiner Relativität mit einer kleinen, positiven kosmologischen Konstante abgeleitet. Die Lösung ist ein dehnbares Weltall; wegen dieser Vergrößerung werden die Radiation und Sache im Weltall abgekühlt und werden verdünnt. Zuerst wird die Vergrößerung durch die Schwerkraft wegen der Radiation und des Sache-Inhalts des Weltalls verlangsamt. Jedoch, da diese verdünnt werden, wird die kosmologische Konstante dominierender, und die Vergrößerung des Weltalls fängt an, sich zu beschleunigen aber nicht sich zu verlangsamen. In unserem Weltall ist das bereits vor Milliarden von Jahre geschehen.

Partikel-Physik in der Kosmologie

Partikel-Physik ist für das Verhalten des frühen Weltalls wichtig, seitdem das frühe Weltall so heiß war, dass die durchschnittliche Energiedichte sehr hoch war. Wegen dessen, Prozesse und Zerfall von nicht stabilen Partikeln streuend, sind in der Kosmologie wichtig.

Als Faustregel sind ein Zerstreuen oder ein Zerfall-Prozess in einem bestimmten kosmologischen Zeitalter kosmologisch wichtig, wenn der zeitliche Rahmen, der diesen Prozess beschreibt, kleiner oder mit dem zeitlichen Rahmen der Vergrößerung des Weltalls vergleichbar ist, das damit ist, Hubble unveränderlich damals zu sein. Das ist dem Alter des Weltalls damals grob gleich.

Zeitachse des Urknalls

Beobachtungen weisen darauf hin, dass das Weltall vor ungefähr 13.7 Milliarden Jahren begonnen hat. Seitdem hat die Evolution des Weltalls drei Phasen durchgeführt. Das sehr frühe Weltall, das noch schlecht verstanden wird, war der Bruchteil einer Sekunde, in dem das Weltall so heiß war, dass Partikeln Energien höher hatten als diejenigen, die in Partikel-Gaspedalen auf der Erde zurzeit zugänglich sind. Deshalb, während die grundlegenden Eigenschaften dieses Zeitalters in der Urknall-Theorie ausgearbeitet worden sind, basieren die Details größtenteils auf gebildeten Annahmen.

Im Anschluss daran, im frühen Weltall, ist die Evolution des Weltalls gemäß der bekannten hohen Energiephysik weitergegangen. Das ist wenn die ersten Protone, Elektronen und Neutronen gebildet, dann Kerne und schließlich Atome. Mit der Bildung von neutralem Wasserstoff wurde der kosmische Mikrowellenhintergrund ausgestrahlt. Schließlich hat das Zeitalter der Struktur-Bildung begonnen, als Sache angefangen hat, in die ersten Sterne und Quasare, und schließlich Milchstraßen, Trauben von Milchstraßen und gebildeten Supertrauben anzusammeln. Die Zukunft des Weltalls ist noch nicht fest bekannt, aber gemäß ΛCDM Modell, das es fortsetzen wird, für immer auszubreiten.

Gebiete der Studie

Unten werden einige der aktivsten Gebiete der Untersuchung in der Kosmologie in grob der zeitlichen Reihenfolge beschrieben. Das schließt die ganze Urknall-Kosmologie nicht ein, die in der Zeitachse des Urknalls präsentiert wird.

Das sehr frühe Weltall

Während das frühe, heiße Weltall scheint, durch den Urknall von ungefähr 10 Sekunden vorwärts gut erklärt zu werden, gibt es mehrere Probleme. Man ist das es gibt keinen zwingenden Grund mit der aktuellen Partikel-Physik, um anzunehmen, dass das Weltall flach, homogen und isotropisch ist (sieh den kosmologischen Grundsatz). Außerdem weisen großartige vereinigte Theorien der Partikel-Physik darauf hin, dass es magnetische Monopole im Weltall geben sollte, die nicht gefunden worden sind. Diese Probleme werden durch eine kurze Periode der kosmischen Inflation aufgelöst, die das Weltall zur Flachheit steuert, anisotropies und Inhomogenitäten zum beobachteten Niveau wegräumt, und exponential die Monopole verdünnt. Das physische Modell hinter der kosmischen Inflation ist äußerst einfach, jedoch ist es durch die Partikel-Physik noch nicht bestätigt worden, und es gibt schwierige Probleme, die Inflation und Quant-Feldtheorie beilegen. Einige Kosmologen denken, dass Schnur-Theorie und brane Kosmologie eine Alternative zur Inflation zur Verfügung stellen werden.

Ein anderes Hauptproblem in der Kosmologie ist, was das Weltall veranlasst hat, mehr Partikeln zu enthalten, als Antiteilchen. Kosmologen können Beobachtungs-ableiten, dass das Weltall in Gebiete der Sache und Antimaterie nicht gespalten wird. Wenn es wäre, würde es Röntgenstrahlen und infolge der Vernichtung erzeugte Gammastrahlung geben, aber das wird nicht beobachtet. Dieses Problem wird die baryon Asymmetrie genannt, und die Theorie, die Entschlossenheit zu beschreiben, wird baryogenesis genannt. Die Theorie von baryogenesis wurde von Andrei Sakharov 1967 ausgearbeitet, und verlangt eine Übertretung der Partikel-Physik-Symmetrie, genannt BEDIENUNGSFELD-SYMMETRIE, zwischen Sache und Antimaterie. Partikel-Gaspedale messen jedoch eine zu kleine Übertretung der BEDIENUNGSFELD-SYMMETRIE, um für die baryon Asymmetrie verantwortlich zu sein. Kosmologen und Partikel-Physiker versuchen, zusätzliche Übertretungen der BEDIENUNGSFELD-SYMMETRIE im frühen Weltall zu finden, das für die baryon Asymmetrie verantwortlich sein könnte.

Sowohl die Probleme von baryogenesis als auch kosmische Inflation sind sehr nah mit der Partikel-Physik verbunden, und ihre Entschlossenheit könnte aus der hohen Energietheorie und dem Experiment, aber nicht durch Beobachtungen des Weltalls kommen.

Urknall nucleosynthesis

Urknall Nucleosynthesis ist die Theorie der Bildung der Elemente im frühen Weltall. Es ist fertig gewesen, als das Weltall ungefähr drei Minuten alt und seine Temperatur war, die darunter fallen gelassen ist, an dem Kernfusion vorkommen konnte. Urknall nucleosynthesis hatte eine kurze Periode, während deren er so funktionieren konnte, wurden nur die sehr leichtesten Elemente erzeugt. Von Wasserstoffionen (Protone) anfangend, hat es hauptsächlich schweren Wasserstoff, Helium 4 und Lithium erzeugt. Andere Elemente wurden in nur dem Spur-Überfluss erzeugt. Die grundlegende Theorie von nucleosynthesis wurde 1948 von George Gamow, Ralph Asher Alpher und Robert Herman entwickelt. Es wurde viele Jahre lang als eine Untersuchung der Physik zur Zeit des Urknalls verwendet, weil die Theorie des Urknalls nucleosynthesis den Überfluss an primordialen leichten Elementen mit den Eigenschaften des frühen Weltalls verbindet. Spezifisch kann es verwendet werden, um den Gleichwertigkeitsgrundsatz zu prüfen, dunkle Sache und Testneutrino-Physik zu untersuchen. Einige Kosmologen haben vorgeschlagen, dass Urknall nucleosynthesis darauf hinweist, dass es eine vierte "sterile" Art des Neutrinos gibt.

Kosmischer Mikrowellenhintergrund

Der kosmische Mikrowellenhintergrund ist Radiation verlassen zu Ende vom Entkoppeln nach dem Zeitalter der Wiederkombination, als sich neutrale Atome zuerst geformt haben. An diesem Punkt hat im Urknall erzeugte Radiation Thomson aufgehört, der sich von beladenen Ionen zerstreut. Die Radiation, zuerst beobachtet 1965 von Arno Penzias und Robert Woodrow Wilson, hat ein vollkommenes Thermalspektrum des schwarzen Körpers. Es hat eine Temperatur von 2.7 kelvins heute und ist zu einem Teil in 10 isotropisch. Kosmologische Unruhe-Theorie, die die Evolution von geringen Inhomogenitäten im frühen Weltall beschreibt, hat Kosmologen erlaubt, das winkelige Macht-Spektrum der Radiation genau zu berechnen, und es ist durch die neuen Satellitenexperimente gemessen worden (COBE und WMAP), und viele gründen sich und Ballon-basierte Experimente (wie Grad Winkelige Skala Interferometer, Kosmischer Hintergrundimager und Bumerang). Eine der Absichten dieser Anstrengungen ist, die grundlegenden Rahmen des Modells des Lambdas-CDM mit der zunehmenden Genauigkeit zu messen, sowie die Vorhersagen des Urknall-Modells zu prüfen und nach neuer Physik zu suchen. Die neuen Maße, die durch WMAP zum Beispiel gemacht sind, haben Grenzen auf den Neutrino-Massen gelegt.

Neuere Experimente, solcher als RUHIG und das Atacama Kosmologie-Fernrohr, versuchen, die Polarisation des kosmischen Mikrowellenhintergrunds zu messen. Wie man erwartet, stellen diese Maße weitere Bestätigung der Theorie sowie Information über die kosmische Inflation und des so genannten sekundären anisotropies, wie die Wirkung von Sunyaev-Zel'dovich und Wirkung von Sachs-Wolfe zur Verfügung, die durch die Wechselwirkung zwischen Milchstraßen und Trauben mit dem kosmischen Mikrowellenhintergrund verursacht werden.

Bildung und Evolution der groß angelegten Struktur

Das Verstehen der Bildung und Evolution der größten und frühsten Strukturen (d. h., Quasare, Milchstraßen, Trauben und Supertrauben) ist eine der größten Anstrengungen in der Kosmologie. Kosmologen studieren ein Modell der hierarchischen Struktur-Bildung, in der sich Strukturen von von unten nach oben mit kleineren Gegenständen formen, die sich zuerst formen, während sich die größten Gegenstände, wie Supertrauben, noch versammeln. Eine Weise, Struktur im Weltall zu studieren, soll die sichtbaren Milchstraßen überblicken, um ein dreidimensionales Bild der Milchstraßen im Weltall zu bauen und das Sache-Macht-Spektrum zu messen. Das ist die Annäherung des Sloans Digitalhimmel-Überblick und 2dF Milchstraße-Rotverschiebungsüberblick.

Ein anderes Werkzeug, um Struktur-Bildung zu verstehen, ist Simulationen, die Kosmologen verwenden, um die Gravitationsansammlung der Sache im Weltall zu studieren, weil es sich in Glühfäden, Supertrauben und Leere sammelt. Die meisten Simulationen enthalten nur non-baryonic kalte dunkle Sache, die genügen sollte, um das Weltall auf den größten Skalen zu verstehen, weil es viel dunklere Sache im Weltall gibt als sichtbar, baryonic Sache. Fortgeschrittenere Simulationen fangen an, baryons einzuschließen und die Bildung von individuellen Milchstraßen zu studieren. Kosmologen studieren diese Simulationen, um zu sehen, ob sie mit den Milchstraße-Überblicken übereinstimmen, und eine Diskrepanz zu verstehen.

Anderer schließen Ergänzungsbeobachtungen, um den Vertrieb der Sache im entfernten Weltall zu messen und Wiederionisation zu untersuchen, ein:

• Der Alpha-Wald von Lyman, der Kosmologen erlaubt, den Vertrieb von neutralem Atomwasserstoffbenzin im frühen Weltall, durch das Messen der Absorption des Lichtes von entfernten Quasaren durch das Benzin zu messen.
• Die 21-Zentimeter-Absorptionslinie von neutralem Atomwasserstoff stellt auch einen empfindlichen Test der Kosmologie zur Verfügung
• Schwacher lensing, die Verzerrung eines entfernten Images durch den Gravitations-lensing wegen der dunklen Sache.

Diese werden Kosmologen helfen, die Frage dessen zu setzen, wenn, und wie sich Struktur im Weltall geformt hat.

Dunkle Sache

Beweise vom Urknall nucleosynthesis, dem kosmischen Mikrowellenhintergrund und der Struktur-Bildung weisen darauf hin, dass ungefähr 23 % der Masse des Weltalls aus der non-baryonic dunklen Sache bestehen, wohingegen nur 4 % aus sichtbaren, baryonic Sache bestehen. Die Gravitationseffekten der dunklen Sache werden gut verstanden, weil sie sich wie eine kalte Nichtstrahlungsflüssigkeit benimmt, die Ringe um Milchstraßen bildet. Dunkle Sache ist im Laboratorium nie entdeckt worden, und die Partikel-Physik-Natur der dunklen Sache bleibt völlig unbekannt. Ohne Beobachtungseinschränkungen gibt es mehrere Kandidaten, wie eine stabile supersymmetrische Partikel, eine schwach aufeinander wirkende massive Partikel, ein axion und ein massiver Kompaktring-Gegenstand. Alternativen zur dunklen Sache-Hypothese schließen eine Modifizierung des Ernstes bei kleinen Beschleunigungen (MOND) oder einer Wirkung von der brane Kosmologie ein.

Dunkle Energie

Wenn das Weltall flach ist, muss es einen zusätzlichen Bestandteil geben, der 73 % (zusätzlich zur dunklen 23-%-Sache und 4 % baryons) von der Energiedichte des Weltalls zusammensetzt. Das wird dunkle Energie genannt. Um Urknall nucleosynthesis und den kosmischen Mikrowellenhintergrund nicht zu stören, muss er sich nicht in Ringen wie baryons und dunkle Sache sammeln. Es gibt starke Beobachtungsbeweise für die dunkle Energie, wie die Gesamtenergie-Dichte des Weltalls durch Einschränkungen auf die Flachheit des Weltalls bekannt ist, aber der Betrag der sich sammelnden Sache wird dicht gemessen, und ist viel weniger als das. Der Fall für die dunkle Energie wurde 1999 gestärkt, als Maße demonstriert haben, dass die Vergrößerung des Weltalls begonnen hat sich allmählich zu beschleunigen.

Abgesondert von seiner Dichte und seinen sich sammelnden Eigenschaften ist nichts über die dunkle Energie bekannt. Quant-Feldtheorie sagt eine kosmologische Konstante viel wie dunkle Energie, aber 120 Größenordnungen voraus, die größer sind als das, beobachtet. Steven Weinberg und mehrere Schnur-Theoretiker (sieh Schnur-Landschaft), haben das als Beweise für den anthropic Grundsatz verwendet, der darauf hinweist, dass die kosmologische Konstante so klein ist, weil Leben (und so Physiker, um Beobachtungen zu machen), in einem Weltall mit einer großen kosmologischen Konstante nicht bestehen kann, aber viele Menschen finden das eine unbefriedigende Erklärung. Andere mögliche Erklärungen für die dunkle Energie schließen Quintessenz oder eine Modifizierung des Ernstes auf den größten Skalen ein. Die Wirkung auf die Kosmologie der dunklen Energie, die diese Modelle beschreiben, wird durch die Gleichung der dunklen Energie des Staates gegeben, der sich abhängig von Theorie ändert. Die Natur der dunklen Energie ist eines der schwierigsten Probleme in der Kosmologie.

Ein besseres Verstehen der dunklen Energie wird wahrscheinlich das Problem des äußersten Schicksals des Weltalls beheben. Im aktuellen kosmologischen Zeitalter verhindert die beschleunigte Vergrößerung wegen der dunklen Energie Strukturen, die größer sind als Supertrauben vom Formen. Es ist nicht bekannt, ob die Beschleunigung unbestimmt weitergehen wird, vielleicht sogar bis zu einem großen Riss zunehmend, oder ob es schließlich umkehren wird.

Andere Gebiete der Untersuchung

Kosmologen studieren auch:

• ob primordiale schwarze Löcher in unserem Weltall gebildet wurden, und was mit ihnen geschehen ist.
• die GZK Abkürzung für energiereiche kosmische Strahlen, und ob es einem Misserfolg der speziellen Relativität an hohen Energien Zeichen gibt
• der Gleichwertigkeitsgrundsatz, ob die allgemeine Relativitätstheorie von Einstein die richtige Gravitationstheorie ist, und wenn die grundsätzlichen Gesetze der Physik dasselbe überall im Weltall sind.

Siehe auch

• Schnur-Kosmologie
• Physische Ontologie
• Liste von Kosmologen
• Das Gesetz von Hubble
• Foton

Weiterführende Literatur

Populär

Lehrbücher

• Einleitende Kosmologie und allgemeine Relativität ohne den vollen Tensor-Apparat, aufgeschoben bis zum letzten Teil des Buches.

• Ein einleitender Text, veröffentlicht ein bisschen vor den WMAP-Ergebnissen.

• Für Studenten; mathematisch sanft mit einem starken historischen Fokus.

• Ein einleitender Astronomie-Text.

• Die klassische Verweisung für Forscher.

• Kosmologie ohne allgemeine Relativität.

• Eine Einführung in die Kosmologie mit einer gründlichen Diskussion der Inflation.

• Bespricht die Bildung von groß angelegten Strukturen im Detail.

• Eine Einführung einschließlich mehr auf der allgemeinen Relativität und Quant-Feldtheorie als die meisten.

• Starker historischer Fokus.

• Die klassische Arbeit an der groß angelegten Struktur und den Korrelationsfunktionen.

• Ein normativer Verweis für den mathematischen Formalismus.
• Benjamin Gal - Oder, "Kosmologie, Physik und Philosophie", Springer Verlag, 1981, 1983, 1987, internationale Standardbuchnummer 0-387-90581-2, internationale Standardbuchnummer 0387965262.

Links

Von Gruppen

• Kosmologie von Cambridge - von der Universität von Cambridge (öffentliche Hausseite)
• Kosmologie 101 - von der NASA WMAP Gruppe
• Zentrum für die kosmologische Physik. Universität Chicagos, Chicagos, Illinois.
• Ursprünge, Nova online - zur Verfügung gestellt durch PBS.

Von Personen

• Carroll, Sean. "Kosmologie-Zündvorrichtung". Institut von Kalifornien für die Technologie.

• Sturm, George, "Kosmologie: Methodologische Debatten in den 1930er Jahren und 1940er Jahren", Die Enzyklopädie von Stanford der Philosophie, Edward N. Zalta (Hrsg.).
• Madore, Barry F., "Niveau 5: Ein Knowledgebase für die Extragalactic Astronomie und Kosmologie". Caltech und Carnegie. Pasadena, Kalifornien, die USA.
• Tyler, Pat und Phil Newman "außer Einstein". Laboratorium für die hohe Energieastrophysik (LHEA) NASA Raumflugzentrum von Goddard.

• Wright, Ned. "Kosmologie-Tutorenkurs und häufig gestellte Fragen". Abteilung der Astronomie & Astrophysik, UCLA.