Физичка космологија

Физичка космологија е гранка на космологијата која се занимава со студии на најголемите структури и динамиката на вселената и со фундаментални прашања за неговото потекло, структура, развој и крајната судбина. Космологија како наука потекнува од Коперниковиот принцип, што значи дека небесните тела ги почитуваат истите физички закони како оние на Земјата, и Њутновата механика, која прва ни овозможи да ги разбереме тие физички закони. Физичката космологија, како што сега е сфатена, започна со развојот на општата теорија за релативноста на Алберт Ајнштајн во 1915 година, по што следеа големите набљудувачки откритија во 1920-тите години: прво, Едвин Хабл откри дека вселената содржи огромен број надворешни галаксии надвор од нашиот Млечен Пат; тогаш, работата на Весто Слајфер и други покажаа дека вселената се шири. Овие напредоци овозможија да се шпекулира за настанокот на вселената и дозволи основање на Теоријата Биг Бенг од Жорж Леметр, како водечки космолошки модел. Неколку истражувачи сè уште се залагаат за неколку алтернативни космологии; сепак, повеќето космолози се согласуваат дека теоријата на Големата експлозија ги објаснува подобро набљудувањата.
Драматичните напредоци во набљудувачката космологија од 1990-тите, вклучувајќи ја и космичката микробранова позадина, далечните супернови и галаксичките преноси на црвено поместување, доведоа до развој на стандардниот модел на космологија. Овој модел бара вселената да содржи големи количества темна материја и темна енергија чија природа во моментов не е добро разбрана, но моделот дава детални предвидувања кои се совпаѓаат со многу различни набљудувања.
Космологијата во голема мера се потпира на работата на многу различни области на истражување во теоретската и практичната физика. Релевантни области за космологијата вклучуваат експерименти и теории од физиката на честичките, астрофизиката, општата релативност, квантната механика и плазма физиката.
1 Историја за темата
Современата космологија се развиваше заедно со тандемските траги на теоријата и набљудувањето. Во 1916 година, Алберт Ајнштајн ја објавил својата теорија на општата релативност, која обезбеди унифициран опис на гравитацијата како геометриска сопственост на просторот и времето. Во тоа време, Ајнштајн верувал во статична вселена, но сфатил дека неговата оригинална формула на теоријата не го дозволува. Ова е затоа што масите што се распоредени низ вселената се привлекуваат од гравитацијата, и со текот на времето се движат едни кон други. Сепак, тој сфатил дека неговите равенки дозволуваат воведување на константен термин кој може да се спротивстави на силата на гравитацијата на космичката скала. Ајнштајн го објавил својот прв труд за релативистичката космологија во 1917 година, во кој ја додал оваа "космолошка константа" во неговите равенки, со цел да моделираат статична вселена. Моделот на Ајнштајн опишува статична вселена; просторот е конечен и неограничен (аналогно на површината на сферата, која има конечна област, но нема рабови). Сепак, овој таканаречен Ајнштајнов модел е нестабилен за мали растројувања - на крајот ќе почне да се проширува или намалува. Подоцна беше сфатено дека Ајнштајновиот модел беше само еден од поголемите можности, од кои сите беа во согласност со општата релативност и космолошкиот принцип. Космолошките решенија на општата релативност биле пронајдени од Александар Фридман во раните 1920-ти. Неговите равенки ја опишуваат вселената, која може да се проширува или да се намалува, а чија геометрија може да биде отворена, рамна или затворена.
Во 1910-тите, Весто Слајфер (и подоцна Карл Вилхелм Вирц) го толкуваа црвеното поместување на спиралните маглини како и Доплеровото поместување што укажува дека се оддалечуваат од Земјата. Меѓутоа, тешко е да се одреди растојанието до астрономските објекти. Еден начин е да се спореди физичката големина на објектот со неговата аголна големина, но мора да се претпостави физичка големина за да се направи ова. Друг метод е да се измери осветленоста на некој објект и да се претпостави внатрешна сјајност, од која растојанието може да се определи со помош на законот на инверзен квадрат. Поради тешкотијата да ги користат овие методи, тие не сфатија дека маглините се всушност галаксии надвор од нашиот Млечен Пат, ниту пак шпекулираат за космолошките импликации. Во 1927 година, Белгискиот Римокатолички свештеник Жорж Леметр независно ги издвои равенствата на Фридман-Лематре-Робертсон-Вокер и предложи, врз основа на рецесијата на спиралните маглини, дека вселената започна со "експлозија" на "првобитниот атом"-која подоцна се нарекува Биг Бенг. Во 1929, Едвин Хабл обезбедил опсервациона основа за теоријата на Лематре. Хабл покажал дека спиралните маглини се галаксии со тоа што ги одредуваат нивните растојанија користејќи мерења на светлината на кефеидните променливи ѕвезди. Тој открил врска помеѓу црвеното поместување на галаксијата и неговата далечина. Тој го толкува ова како доказ дека галаксиите се оддалечуваат од Земјата во секоја насока со брзини пропорционални на нивната далечина. Овој факт е сега познат како Хабловиот закон, иако Хабл открил дека поврзаноста на рецесивната брзина и растојание била исклучена со фактор десет, поради тоа што не знаеле за видовите на кефеидните променливи.
Со оглед на космолошкиот принцип, законот на Хабл сугерирал дека вселената се шири. За проширување беа предложени две основни објаснувања. Една од нив беше теоријата на Големата експлозија на Лематре, за која се залагаше и развиваше Џорџ Гамов. Другото објаснување беше моделот на стабилна состојба на Фреј Хојл во кој се создава нова материја кога галаксиите се оддалечуваат едни од други. Во овој модел, вселената е приближно иста во секој момент во времето.
За неколку години, поддршката за овие теории беше рамномерно поделена. Меѓутоа, набљудувачките докази почнаа да ја поддржуваат идејата дека вселената еволуирала од жешка густа состојба. Откривањето на космичката микробранова позадина во 1965 година овозможи силна поддршка на моделот за големата експлозија, и од прецизните мерења на космичката микробранова позадина од страна на сателитот Cosmic background explorer (ЦБЕ) во раните 1990-ти , неколку космолози сериозно предложија други теории за потеклото и развојот на космосот. Една последица на ова е тоа што во стандардната општа релативност, вселената започна со сингуларност, како што покажаа Роџер Пенроуз и Стивен Хокинг во 1960-тите.
Алтернативен поглед за проширување на моделот на Биг Бенг, којшто сугерира дека вселената нема почеток или сингуларност, а староста на вселената е бесконечна, е презентирана.
2 Енергија на космосот
Најлесните хемиски елементи, првенствено водород и хелиум, беа создадени за време на Биг Бенг (Големата експлозија) преку процесот на нуклеосинтеза. Во секвенца на реакции на ѕвездена нуклеосинтеза, помалите атомски јадра потоа се комбинираат во поголеми атомски јадра, формирајќи елементи на стабилната железна група, како што се железо и никел, кои имаат највисоки јадрени врзувачки енергии. Нет процесот резултира со "подоцнежно ослободување на енергија", што значи последователно на Големата експлозија. Таквите реакции на јадрените честички може да доведат до ''ненадејни ослободувања на енергија'' од катаклизмична променлива ѕвезда, како што се суперновите. Гравитацискиот колапс на материјата во црна дупка исто така ги овластува најенергетските процеси, генерално се гледа во јадрените региони на галаксиите, формирајќи "квазар" и "активни галаксии" .
Космолозите не можат точно да ги објаснат сите космички феномени, како оние што се поврзани со забрзаното ширење на вселената, користејќи конвенционални форми на енергија. Наместо тоа, космолозите предлагаат нова форма на енергија наречена темна енергија која го опфаќа целиот простор. Една хипотеза е дека темната енергија е само вакуумската енергија, компонента на празниот простор кој е поврзан со виртуелната честичка и кои постојат, поради принципот на неизвесност.
Не постои јасен начин да се дефинира вкупната енергија во вселената со користење на најшироко прифатената теорија на гравитацијата, општата релативност. Затоа, останува контроверзно дали вкупната енергија е зачувана во вселената што се шири. На пример, секој фотон кој патува низ меѓугалактичкиот простор ја губи енергијата поради ефектот на црвено поместување. Оваа енергија не е очигледно пренесена на било кој друг систем, па изгледа дека е трајно изгубена. Од друга страна, некои космолози инсистираат на тоа дека енергијата е конзервирана во некоја смисла; ова го следи законот за зачувување на енергијата.
Термодинамика на вселената е поле на истражување кое испитува која форма на енергија доминира во космосот - релативистички честички, кои се однесуваат како зрачење, или нерелативистичките честички кои се нарекуваат материи . Релативистичките честички се честички чија маса на мирување е нула или занемарлива во споредба со нивната кинетичка енергија, и така се движи со брзината на светлината или многу блиску до истата; нерелативистичките честички имаат многу повисока маса за одмор од нивната енергија и затоа се движат многу побавно од брзината на светлината.
Како што се проширува вселената, и материјата и зрачењето се разредуваат. Сепак, енергетски густини на зрачењето и материјата се разредуваат со различни стапки. Како што се зголемува одредениот волумен, густината на масовната енергија се менува само со зголемување на волуменот, но густината на енергијата на зрачењето се менува и со зголемување на волуменот и со зголемување на брановата должина на фотоните кои го прават тоа. Така енергијата на зрачењето станува помал дел од вкупната енергија на вселената од онаа на материјата што се шири. Се вели дека многу раната вселената бил „доминација на зрачење“ и зрачењето го контролира забавувањето на експанзијата. Подоцна, со оглед на тоа што просечната енергија по фотон станува приближно 10 електронволти-eV и пониска, материјата ја диктира стапката на забавување и вселената се вели дека е „доминирана материја“. Интермедијалниот случај не се третира добро аналитички. Како што ширењето на вселената продолжува, материјата се разредува уште повеќе и космолошката константа станува доминантна, што доведува до забрзување на ширењето на вселената.
3 Историја на вселената
Историјата на вселената е централно прашање во космологијата. Историјата на вселената е поделена на различни периоди наречени епохи, според доминантните сили и процеси во секој период. Стандардниот космолошки модел е познат како ламбда-CDM модел.
3.1 Равенки на движење
Во стандардниот космолошки модел, равенките на движење кои ја регулираат вселената како целина, се добиваат од општата релативност со мала, позитивна космолошка константа. Решението е проширувачка вселена; поради ова проширување, зрачењето и материјата во вселената се ладат и стануваат разредени. Во почетокот, експанзијата се забавува со гравитација привлекување на зрачењето и материјата во вселената. Меѓутоа, како што се разредуваат, космолошката константа станува доминантна и ширењето на вселената започнува да се забрзува, наместо да забавува. Во нашата вселената ова се случи пред милијарди години.
3.2 Физика на честички во космологијата
За време на најраните моменти од вселената, просечната енергетска густина беше многу висока, со што знаењето на физиката на честички е критично за разбирање на оваа средина. Оттука, процесите и распаѓањето на нестабилните елементарни честички се важни за космолошките модели на овој период.
Како правило, процесот на расејување или распаѓање е космолошки важен во одредена епоха ако временската скала што го опишува тој процес е помала или споредлива со временската скала на ширењето на вселената. Временската скала што ја опишува ширењето на вселената е <math>1/H</math> со <math>H</math> што е Хаблов параметар, кој варира со времето. Времетраењето на проширувањето <math>1/H</math> е приближно еднакво на староста на вселената во секоја точка во времето.
3.3 Времеплов на Големата експлозија
Набљудувањата покажуваат дека вселената започнала пред околу 13,8 милијарди години. Од тогаш, развојот на вселената помина низ три фази. Многу рната вселената, која сè уште е слабо разбрана, беше толку жешко што честичките имаа енергии повисоки од оние што моментално се достапни во забрзувачи на честички на Земјата. Затоа, додека основните одлики на оваа епоха се разработени во теоријата на Биг Бенг, деталите во голема мера се засноваат на образовани претпоставки.
По ова, во раната вселената, развојот на вселената се одвиваше според позната високоенергетска физика. Ова е кога првите протони, електрони и неутрони се формираат, потоа јадра и конечно атоми. Со формирањето на неутрален водород, беше емитирана космичка микробранова позадина. Конечно, започнува епохата на формирање на структурата, кога материјата почнала да се агрегира во првите ѕвезди и квазарите, а на крајот и галаксиите, кластерите на галаксиите и суперкластерите . Иднината на вселената сè уште не е позната, но според моделот ΛCDM таа ќе продолжи да се шири засекогаш.
4 Области на изучување
Подолу се опишани некои од најактивните области на истражување во космологијата, во приближно хронолошки редослед. Ова не ја вклучува целата космологија на Биг Бенг, која е претставена во ''Хронологија на Биг Бенг.''
4.1 Многу рана вселена
Раната, топла вселената се чини дека е добро објаснета од Големата експлозија од околу 10<sup>−33</sup> секунди па наваму, но има неколку проблеми со Биг Бенг. Една од нив е дека не постои релевантна причина, со користење на тековната физика на честички, за вселената да е рамна, хомогена и изотропна ''(космолошки принцип)''. Покрај тоа, големите унифицирани теории на физиката на честички сугерираат дека треба да има магнетен монопол во вселената, кои не се пронајдени. Овие проблеми се решаваат со краток период на космичка инфлација, што ја тера вселената да се израмни, ги изедначува анизотропиите и нехомогеноста на опсервативното ниво и експоненцијално ги разредува монополите. Физичкиот модел на космичката инфлација е многу едноставен но сè уште не е потврден од физиката на честичките, и постојат тешки проблеми во врска со инфлацијата и квантната просторна теорија. Некои космологисти мислат дека теоријата на стрингови и брановата космологија ќе донесат алтернатива на инфлацијата.
Друг голем проблем во космологијата е причината што вселената содржи многу повеќе материја отколку антиматерија. Космолозите може да забележат дека вселената не е поделена на материи и антиматерии. Ако е, ќе има Х-зраци и гама-зраци произведени како резултат на уништување, но ова не е забележано. Затоа, некој процес во раната вселената мора да создаде мал вишок на материјата над антиматеријата, а овој (во моментов неразбран) процес се нарекува "бариогенеза". Три од бараните услови за бариогенеза биле изведени од Андреј Сахаров во 1967 година и бара прекршок во законите на физиката на честички симетрија, наречена ЦП-симетрија, помеѓу материјата и антиматеријата. Како и да е, забрзувачите на честички мерат мерат премногу слабо пореметување на ЦП честички за да се земе предвид барионската асиметрија. Космологистите и физичарите на честички бараат дополнителни пореметувања на ЦП симетријата во раната вселената кои можат да ја предвидат барионската асиметрија.
И проблемите на бариогенезата и космичката инфлација се тесно поврзани со физиката на честички, а нивната резолуција може да дојде од теоријата за висока енергија и експериментот за забрзување на честички, а не преку опсервации на вселената.
4.2 Теорија на големата експлозија
Нуклеосинтезата на Биг Бенг е теоријата на формирање на елементите во раната вселена. Тоа заврши кога вселената била стара околу три минути и нејзината температура падна под онаа во која може да се случи јадрено соединување. Нуклеосинтезата на Биг Бенг имаше краток период во која би можела да функционира, па затоа биле произведени само најлесните елементи. Почнувајќи од водород јони протони, тој главно произведувал деутериум, хелиум-4 и литиум. Други елементи беа произведени само во изобилие на траги. Основната теорија на нуклеосинтезата беше развиена во 1948 година од страна на Џорџ Гамов, Ралф Ашер Алфер и Роберт Херман. Тоа беше користено многу години како сондата на физиката во времето на Биг Бенг, бидејќи теоријата на нуклеосинтезата на Биг Бенг ги поврзува изобилството на исконските светлосни елементи со одликите на раната вселена. Поточно, може да се користи за тестирање на принципот за еквивалентност, да ја истражи темната материја и да ја тестира физиката на неутрино. Некои космолози предложиле дека нуклеосинтезата на Биг Бенг сугерира дека има четврти "стерилен" вид на неутрино.
4.2.1 Стандарден модел на космологијата на Големата експлозија
ΛCDM (Ламбда ладна темна материја) или Lambda-CDM модел е параметризација на Биг бенг космолошкиот модел во кој вселената содржи космолошка константа означена со Грчка Λ), поврзана со темна енергија, космолошки модел во кој вселената содржи космолошка константа и студена темна материја (скратено CDM). Често се нарекува "стандарден модел" на космологијата на Биг бенгот.
4.3 Космичка микробранова позадина
Космичката микробранова позадина е зрачењето кое е преостанато од почетокот на рекомбинацијата при неутрален атом. Во овој момент, зрачењето произведено во Големата експлозија го прекина Томсон расфрлањето од наелектризирани јони. Зрачењето, прво забележано во 1965 година од страна на Арно Пензиас и Роберт Вудро Вилсон, има совршен спектар на топлинско црно тело. Таа има температура од 2,7 Келвини и денес и е изотропна на еден дел во 10<sup>5</sup>. Космолошка теорија на вознемиреност, која го опишува развојот на мали нехомогености во раната вселената, им овозможи на космолозите прецизно да го пресметаат аголниот спектрум на зрачењето и тој се мери со неодамнешните сателитски експерименти (COBE и WMAP) и многу експерименти засновани на терен и балон (како интерферометар на аголна скала, космички заден сликач и Бумеранг). Една од целите на овие напори е да се измерат основните параметри на моделот Ламбда-ЦДМ со зголемување на точноста, како и да се тестираат предвидувањата на Големата експлозија модел и барате нова физика. Резултатите од мерењата направени од WMAP, на пример, имаат поставено граници на неутринските маси.
Поновите експерименти, како што се QUIET и Atacama Cosmology Telescope, се обидуваат да измерат поларизација од космичката микробранова позадина. Од овие мерења се очекува да обезбедат дополнителна потврда на теоријата, како и информации за космичката инфлација, итн. секундарни анизотропии, како што е ефектот на Суњаев Зелдович и Захс Волф ефектот, кои се предизвикани од интеракцијата помеѓу галаксиите и кластерите на галаксиите со космичката микробранова позадина.
На 17 март 2014 година, астрономите на BICEP2 Колаборација најавија очигледна детекција на ''B'' мод поларизација од КМБ, кои се сметаат за докази за исконски гравитациски бран кои се предвидени со теоријата на инфлација да се појават за време на најраната фаза на Големата експлозија. Меѓутоа, подоцна истата соработка со Планк овозможи попрецизно мерење на космичката прашина, заклучувајќи дека сигналот од Б-модот од прашина е иста сила како онаа пријавена од BICEP2. На 30 јануари 2015 година беше објавена заедничка анализа на BICEP2 и Планк и Европската вселенска агенција објави дека сигналот може целосно да се припише на меѓуѕвездената прашина на Млечниот Пат.
4.4 Формација и развој на голема структура
Разбирање на формирањето и развојот на најголемите и најраните структури (т.е. квазар, галаксии, кластери и суперкластери) најголемите напори во космологијата. Космолозите проучуваат модел на формирање хиерархиска структура во кој структурите формираат од дното нагоре, при што прво се формираат помали предмети, додека најголемите предмети, како што се суперкластери, сè уште се собираат. Еден начин да се проучува структурата во вселената е да се прегледаат видливите галаксии, со цел да се конструира тридимензионална слика на галаксиите во вселената и да се измери моќниот спектар на материјата . Ова е пристапот на истражувањето на Слоан дигиталниот небесен набљудувач и 2ДФ галаксиско набљудување на црвено поместување.
Друга алатка за разбирање на формирањето на структурата е симулацијата, која космолозите ја користат за проучување на гравитациската агрегација на материјата во вселената, како што се згрутчува во галактичките филаменти, суперкластери и празнини. Повеќето симулации содржат само небарионска студена темна материја, што би требало да биде доволно да се разбере вселената на најголемите размери, бидејќи во вселената има многу потемна материја од видливата барионска материја. Понапредните симулации почнуваат да вклучуваат бариони и да го проучуваат формирањето на поединечни галаксии. Космолозите ги проучуваат овие симулации за да видат дали се согласуваат со истражувањата на галаксијата и да ги разберат сите несовпаѓања.
Други, комплементарни набљудувања за мерење на распределбата на материјата во далечната вселената и за испитување на рејонизација вклучуваат:
* Лајман-алфа шумата, што им овозможува на космолозите да ја мерат распределбата на неутралниот атомски водороден гас во раната вселената, мерејќи ја впивањето на светлината од далечните квазари од гасот.* 21 сантиметар впивна линија на неутрален атомски водород, исто така, обезбедува чувствителен тест за космологија.* Слаб лежиште, искривување на далечна слика со гравитациско лежиште поради темната материја.
4.5 Темна материја
Доказите од нуклеосинтезата на Биг Бенг, космичката микробранова позадина, формирањето на структурата и кривата на ротација на галаксијата сугерираат дека околу 23% од масата на вселената се состои од небарионска темна материја, додека само 4% се состои од видлива, барионска материја. Гравитациските ефекти на темната материја се добро разбрани, бидејќи се однесуваат како ладна, течност која создава галактички ореол околу галаксиите. Темната материја никогаш не била откриена во лабораторијата, а природата на физиката на честичките на темната материја останува сосема непозната. Без набљудувачки ограничувања, постојат голем број на кандидати, како што е стабилната суперсиметрична честичка, масивна честичка со слаба интерактивност, гравитациски интерактивна масивна честичка, аксијан и масивен компактен халообјект. Алтернативите на хипотезата на темната материја вклучуваат модификација на гравитацијата при мали забрзувања (MOND) или ефект од димензионалната космологија.
4.6 Темна енергија
Ако вселената е рамна, мора да има и дополнителна компонента којашто сочинува 73% (покрај 23% темна материја и 4% бариони) на енергетската густина на вселената. Ова се нарекува темна енергија. За да не се меша со нуклеосинтезата на Биг Бенг и космичката микробранова позадина, таа не смее да се групира во халоа како барионите и темната материја. Постои силен опсервациски доказ за темната енергија, бидејќи вкупната енергетска густина на вселената е позната преку ограничувањата на плоштината на вселената, но количината на материја за кластери е цврсто измерена и е многу помала од ова. Случајот за темната енергија беше зајакнат во 1999 година, кога мерењата покажаа дека ширењето на вселената почна постепено да се забрзува.
Освен неговата густина и неговите кластери, ништо не е познато за темната енергија. ''Квантната теорија на поле'' предвидува космолошка константа (КК) многу слична на темната енергија, но 120 единици на големина поголема од онаа забележана. Стивен Вајнберг и голем број теоретичари за низа "(види стринг пејзаж)" го повикаа 'слабиот антропски принцип': т.е. причината што физичарите ја набљудуваат вселената со толку мала космолошка константа е тоа што ниеден физичар (или каков било живот) не може да постои во вселената со поголема космолошка константа. Многу космолози сметаат дека тоа е незадоволително објаснување: можеби затоа што иако слабиот антропски принцип е очигледен (со оглед на тоа што постојат живи набљудувачи, мора да постои барем една вселена со космолошка константа што овозможува живот да постои), тој не се обидува да го објасни контекстот на вселената. На пример, самиот слаб антропски принцип не прави разлика помеѓу:
* Само една вселена некогаш ќе постои и постои основен принцип кој ја ограничува КК на вредноста што ја гледаме.
* Само една вселена некогаш ќе постои и иако не постои основен принцип за одредување на КК, добивме среќа.
* Многу вселени постојат (истовремено или сериски) со низа вредности на КК, и, се разбира, нашиот е еден од оние што го поддржуваат животот.
Други можни објаснувања за темната енергија ја вклучуваат квинтисенцијата или модификација на гравитацијата на најголемите скали. Ефектот на космологијата на темната енергија што го опишуваат овие модели е даден со равенството на состојба, што варира во зависност од теоријата. Природата на темната енергија е еден од најпредизвикувачките проблеми во космологијата.
Подоброто разбирање на темната енергија најверојатно ќе го реши проблемот со крајната судбина на вселената. Во сегашната космолошка епоха, забрзаното проширување поради темната енергија ги спречува структурите поголеми од суперкластерите да се формираат. Не е познато дали забрзувањето ќе продолжи на неодредено време, можеби дури и ќе се зголемува до големото скинување, или дали на крајот ќе се смени, ќе доведе до големо замрзнување или пак ќе следи некое друго сценарио.
4.7 Гравитациски бранови
Гравитацискиот бран е бран во кривата на време-просторот кој се шири како бран со брзината на светлината, создадени при одредени гравитациски заемодејства кои се шират од самиот извор. Гравитациско-бранова астрономија е нова гранка на опсервационата астрономија која има за цел да ги користи гравитациските бранови за собирање на податоци за набљудување на изворите на мерливи гравитациски бранови како што се бинарните ѕвездени системи составени од бели џуџиња, неутронски ѕвезди и црни дупки; и настани како што се суперновите, и создавањето на раната вселена кратко време по Големата експлозија.
Во 2016, научната соработка LIGO и екипата за соработка Virgo објавија дека го направиле првото набљудување на гравитациските бранови, кои потекнуваат од пар споени црни дупки со помош на напредните детектори на LIGO. На 15 јуни 2016, беше објавено второто откривање на гравитациските бранови од сударните црни дупки. Покрај LIGO,во изградба се многу други гравитациски бранови опсерватории (детектори) .
4.8 Други области на истрага
Космолозите исто така учат:
* Дали во нашата вселена се создале првите црни дупки и што се случило понатаму.* Детекција на космички зраци со енергии над GZK границата, и дали ќе даде потврда за неуспех на специјалната релативност при високи енергии.
*Принципот на еквивалентност, односно дали Ајнштајновата општа теорија за релативноста е правилната теорија за гравитацијата, во зависност од основните закони на физиката кои треба да се исти насекаде во вселената.* Зголемената сложеност на вселенските структури, е пример за прогресивно поголемата промена на густината на енергијата.
5 Поврзано
* Акреција
* Хаблов закон
* Илустрис проект
* Список на космолози
* Фотон
* Физичка онтологија
* Стринг космологија
* Универзална вртежна крива
6 Дополнителна литература
6.1 Познати
*******
6.2 Учебници
* Introductory cosmology and general relativity without the full tensor apparatus, deferred until the last part of the book.
* An introductory text, released slightly before the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe results.
** For undergraduates; mathematically gentle with a strong historical focus.
* An introductory astronomy text.
* The classic reference for researchers.
* Cosmology without general relativity.
* An introduction to cosmology with a thorough discussion of inflation.
** Discusses the formation of large-scale structures in detail.
* An introduction including more on general relativity and quantum field theory than most.
* Strong historical focus.
* The classic work on large-scale structure of the Universe and correlation functions.
** A standard reference for the mathematical formalism.
** Benjamin Gal-Or, "Cosmology, Physics and Philosophy", Springer Verlag, 1981, 1983, 1987, .
6.3 Групни
* - from Cambridge University (public home page)
* – from the NASA WMAP group
* . University of Chicago, Chicago.
* – Provided by ''Public Broadcasting Service''.
6.4 Поединечни
* Gale, George, "", ''The Stanford Encyclopedia of Philosophy'', Edward N. Zalta (ed.)
* Madore, Barry F., "'' : A Knowledgebase for Extragalactic Astronomy and Cosmology''". Caltech and Carnegie. Pasadena, California, USA.
* Tyler, Pat, and Phil Newman "'' ''". Laboratory for High Energy Astrophysics (LHEA) NASA Goddard Space Flight Center.
* Edward L. Wright "''''". Division of Astronomy & Astrophysics, UCLA.
**