|  |
| --- |
| **Основни теми од** |
| физичката космологија |
| ПравселенаИнфлација **·**  НуклеосинтезаГравитацискобранова позадина **·**  Неутринска позадинаВселенска микробранова позадина |
| Ширење на вселенатаЦрвено поместување **·**  Хаблов законШирење на вселенатаФридманови равенкиФЛРВ-метрика |
| Структурно образувањеОблик на вселенатаСтруктурно образувањеПрејонизацијаОбразување на галаксиитеМакроструктураГалактичка нишка |
| Иднина на вселенатаКонечна судбина на вселената |
| Составни деловиМодел Ламбда-CDMТемна енергија **·**  Темна материјаТемна течност **·**  Темен тек |
| ОпитиSDSSCOBE **·**  WMAP **·**  „Планк" |
| НаучнициЊутн **·** Ајнштајн **·** Хокинг **·** Фридман **·** Леметр **·** Хабл **·** Пензијас **·** Барадваџ **·** Толман **·** Вилсон **·** Гамов **·** Дики **·** Зелдович **·** Аронсон **·** Мадер **·** Рубин **·** Пенроуз **·** Алфвен **·** Смут **·** Бардин **·** Елерс **·** Елис **·** Сјуњаев **·** Шмит **·** Сунцев **·** де Ситер **·** Гут |
|  Портал „Астрономија"Категорија |
| * п
* р
* у
 |

**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 генералната теорија на релативитетот 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, генералната релативност, квантната механика и плазма физиката.

Историја за темата
------------------

Времеслед на природатап • р • у-13 —–-12 —–-11 —–-10 —–-9 —–-8 —–-7 —–-6 —–-5 —–-4 —–-3 —–-2 —–-1 —–0 —***ширење на вселената*****Прва светлина*****забрзување на вселената*****Сончев Систем*****вода*****едноклеточни орг.*****фотосинтеза*****повеќеклеточни  
организми****копнен живот****Прва гравитација****темна енергија****темна материја**←наст. вселената (-13,8)←прва галаксија←прв квазар/сцд←настанува Омега Кентаур←настанува Андромеда←Млечен Пат  
образување на спирални краци←NGC 188←настанува Алфа Кентаур←настан. Земјата  
(-4,54)←Абиогенеза←кислород←атмосферски кислород←полово размножување←Камбриумска експлозија←први луѓеж  
и  
в  
о  
т п  
р  
и  
м  
о  
р  
д  
и  
ј  
а  
лРазмер на оската: милијарди години.
Поврзано: Временска линија на космологијата и Список на космологисти
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.

Историјата на вселенатата – се пртпоставува дека гравитационите бранови потекнуваат од космичката инфлација, побрзо од светлината ширење веднаш по Големата експлозија
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 генерална 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.

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. Гравитациониот 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.

Историја на вселената
---------------------

Поврзано: Хронологија на Големата експлозија
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.

### Равенки на движење

Главна статија: Фридман-Леметр-Робертсон-Валкерова метрика
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.

### Физика на честички во космологијата

Главна статија: 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 {\displaystyle 1/H} со {\displaystyle H} што е Хаблов параметар, кој варира со времето. Времетраењето на проширувањето {\displaystyle 1/H} е приближно еднакво на староста на вселената во секоја точка во времето.

### Времеплов на Големата експлозија

Главна статија: Времеслед 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.

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.*

### Многу рана вселена

Раната, топла вселената се чини дека е добро објаснета од Големата експлозија од околу 10−33 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.Предлошка:Vague 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.Предлошка:Speculation inline

### Теорија на големата експлозија

Главна статија: Нуклеосинтеза 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 девтериум,  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.

#### 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.

### Космичка микробранова позадина

Главна статија: Космичка микробранова позадина
Evidence of gravitational waves in the infant universe may have been uncovered by the microscopic examination of the focal plane of the BICEP2 radio telescope.
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 105. 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.

### Формација и развој на голема структура

Главни статии: Голема структура на вселената, Структурна формација, и Формација и развој на галаксијата
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 гравитационата 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 апсорпцијата на светлината од далечните квазари од гасот.
* 21 сантиметар апсорпциона линија на неутрален атомски водород, исто така, обезбедува чувствителен тест за космологија.
* Слаб лежиште, искривување на далечна слика со гравитационо лежиште поради темната материја.

### Темна материја

Главна статија: 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. Гравитационите 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, гравитационално 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.

### Темна енергија

Главна статија: 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.

### Гравитациони бранови

Гравитациониот бран е бран во кривата на време-просторот кој се шири како бран со брзината на светлината, создадени при одредени гравитациони заемнодејства кои се шират од самиот извор. Гравитационо-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 гравитационите бранови, кои потекнуваат од пар споени црни дупки со помош на напредните детектори на LIGO. На 15 јуни 2016, беше објавено второто откривање на гравитационите бранови од сударните црни дупки. Покрај LIGO,во изградба се многу други гравитациски бранови опсерватории (детектори) .

### 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 на 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.

Поврзано
--------

* Акреција
* Хаблов закон
* Илустрис проект
* Список на космолози
* Фотон
* Физичка онтологија
* Стринг космологија
* Универзална вртежна крива

Наводи
------

1. ↑  For an overview, see George FR Ellis (2006). „Issues in the Philosophy of Cosmology". Во Jeremy Butterfield & John Earman (уред.). *Philosophy of Physics (Handbook of the Philosophy of Science) 3 volume set*. North Holland. arXiv:astro-ph/0602280. Bibcode:2006astro.ph..2280E. ISBN 978-0-444-51560-5.
2. ↑  „An Open Letter to the Scientific Community as published in New Scientist, May 22, 2004". *cosmologystatement.org*. 2014-04-01. Архивирано од изворникот на 1 April 2014. Посетено на 2017-09-27.
3. ↑  Beringer, J.; et al. (Particle Data Group) (2012). „2013 Review of Particle Physics" (PDF). *Phys. Rev. D*. **86** (1): 010001. Bibcode:2012PhRvD..86a0001B. doi:10.1103/PhysRevD.86.010001.
4. ↑  „Nobel Prize Biography". Nobel Prize. Посетено на 25 February 2011.
5. 1 2  Liddle, A. (May 26, 2003). *An Introduction to Modern Cosmology*. Wiley. стр. 51. ISBN 978-0-470-84835-7.
6. ↑  Vilenkin, Alex (2007). *Many worlds in one : the search for other universes*. New York: Hill and Wang, A division of Farrar, Straus and Giroux. стр. 19. ISBN 978-0-8090-6722-0.
7. ↑  Jones, Mark; Lambourne, Robert (2004). *An introduction to galaxies and cosmology*. Milton Keynes Cambridge, UK; New York: Open University Cambridge University Press. стр. 228. ISBN 978-0-521-54623-2.
8. ↑  Jones, Mark; Lambourne, Robert (2004). *An introduction to galaxies and cosmology*. Milton Keynes Cambridge, UK; New York: Open University Cambridge University Press. стр. 232. ISBN 978-0-521-54623-2.
9. 1 2 3  Staff (March 17, 2014). „BICEP2 2014 Results Release". *National Science Foundation*. Посетено на 18 March 2014.
10. 1 2 3  Clavin, Whitney (March 17, 2014). „NASA Technology Views Birth of the Universe". *NASA*. Посетено на March 17, 2014.
11. 1 2 3  Overbye, Dennis (March 17, 2014). „Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang". *The New York Times*. Посетено на March 17, 2014.
12. ↑  Slipher, V. M. (1922), Fox, Philip; Stebbins, Joel (уред.), „Further Notes on Spectrographic Observations of Nebulae and Clusters", *Publications of the American Astronomical Society*, **4**: 284–286, Bibcode:1922PAAS....4..284S
13. ↑  Seitter, Waltraut C.; Duerbeck, Hilmar W. (1999), Egret, Daniel; Heck, Andre (уред.), „Carl Wilhelm Wirtz – Pioneer in Cosmic Dimensions", *Harmonizing Cosmic Distance Scales in a Post-Hipparcos Era*, ASP Conference Series, **167**: 237–242, Bibcode:1999ASPC..167..237S, ISBN 978-1-886733-88-6
14. ↑  Lemaître, G. (1927), „Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques", *Annales de la Société Scientifique de Bruxelles* (француски), **A47**: 49–59, Bibcode:1927ASSB...47...49L
15. ↑  Hubble, Edwin (March 1929), „A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae", *Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America*, **15** (3): 168–173, Bibcode:1929PNAS...15..168H, doi:10.1073/pnas.15.3.168, PMC 522427, PMID 16577160
16. ↑  Hoyle, F. (1948), „A New Model for the Expanding Universe", *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*, **108** (5): 372–382, Bibcode:1948MNRAS.108..372H, doi:10.1093/mnras/108.5.372
17. 1 2  „Big Bang or Steady State?", *Ideas of Cosmology*, American Institute of Physics, Архивирано од изворникот на 2015-06-12, Посетено на 2015-07-29
18. ↑  Earman, John (1999), Goenner, Hubert; Jürgen; Ritter, Jim; Sauer, Tilman (уред.), „The Penrose-Hawking Singularity Theorems: History and Implications – The expanding worlds of general relativity", *The Expanding Worlds of General Relativity*, Birk presentations of the fourth conference on the and gravitation: 235, Bibcode:1999ewgr.book..235E
19. ↑  Ghose, Tia (26 February 2015). „Big Bang, Deflated? Universe May Have Had No Beginning". *Live Science*. Посетено на 28 February 2015.
20. ↑  Ali, Ahmed Faraq (4 February 2015). „Cosmology from quantum potential". *Physics Letters B*. **741** (2015): 276–279. arXiv:1404.3093. Bibcode:2015PhLB..741..276F. doi:10.1016/j.physletb.2014.12.057. Посетено на 28 February 2015.
21. ↑  Das, Saurya; Bhaduri, Rajat K (May 21, 2015). „Dark matter and dark energy from a Bose–Einstein condensate". *Classical and Quantum Gravity*. **32** (10): 105003. arXiv:1411.0753. Bibcode:2015CQGra..32j5003D. doi:10.1088/0264-9381/32/10/105003.
22. 1 2  Burles, Scott; Nollett, Kenneth M.; Turner, Michael S. (May 2001). „Big Bang Nucleosynthesis Predictions for Precision Cosmology". *The Astrophysical Journal*. **552** (1): L1–L5. arXiv:astro-ph/0010171. Bibcode:2001ApJ...552L...1B. doi:10.1086/320251.
23. ↑  Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Fowler, W. A.; Hoyle, F. (1957). „Synthesis of the Elements in Stars". *Reviews of Modern Physics*. **29** (4): 547–650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.
24. ↑  Frautschi, S. (August 13, 1982). „Entropy in an expanding universe". *Science*. **217** (4560): 593–599. Bibcode:1982Sci...217..593F. doi:10.1126/science.217.4560.593. PMID 17817517.
25. ↑  Science 20 June 2003: Vol. 300. no. 5627, pp. 1914–1918 Throwing Light on Dark Energy, Robert P. Kirshner. Retrieved December 2006
26. ↑  Frieman, Joshua A.; Turner, Michael S.; Huterer, Dragan (2008). „Dark Energy and the Accelerating Universe". *Annual Review of Astronomy & Astrophysics*. **46** (1): 385–432. arXiv:0803.0982. Bibcode:2008ARA&A..46..385F. doi:10.1146/annurev.astro.46.060407.145243.
27. ↑  e.g. Liddle, A. (2003). *An Introduction to Modern Cosmology*. Wiley. ISBN 978-0-470-84835-7. This argues cogently "Energy is always, always, always conserved."
28. ↑  
P. Ojeda; H. Rosu (June 2006). „Supersymmetry of FRW barotropic cosmologies". *Internat. J. Theoret. Phys*. **45** (6): 1191–1196. arXiv:gr-qc/0510004. Bibcode:2006IJTP...45.1152R. doi:10.1007/s10773-006-9123-2.
29. ↑  Springel, Volker; Frenk, Carlos S.; White, Simon D.M. (2006). „The large-scale structure of the Universe". *Nature*. **440** (7088): 1137–1144. arXiv:astro-ph/0604561. Bibcode:2006Natur.440.1137S. CiteSeerX 10.1.1.255.8877. doi:10.1038/nature04805. PMID 16641985.
30. ↑  „Cosmic Detectives". The European Space Agency (ESA). 2013-04-02. Посетено на 2013-04-25.
31. ↑  Guth, Alan H. (January 15, 1981). „Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems". *Physical Review D*. **23** (2): 347–356. Bibcode:1981PhRvD..23..347G. doi:10.1103/PhysRevD.23.347.
32. ↑  Pogosian, Levon; Tye, S.-H. Henry; Wasserman, Ira; Wyman, Mark (2003). „Observational constraints on cosmic string production during brane inflation". *Physical Review D*. **68** (2): 023506. arXiv:hep-th/0304188. Bibcode:2003PhRvD..68b3506P. doi:10.1103/PhysRevD.68.023506.
33. ↑  Canetti, Laurent; и др. (September 2012), „Matter and antimatter in the universe", *New Journal of Physics*, **14** (9): 095012, arXiv:1204.4186, Bibcode:2012NJPh...14i5012C, doi:10.1088/1367-2630/14/9/095012
34. ↑  Pandolfi, Stefania (January 30, 2017). „New source of asymmetry between matter and antimatter". CERN. Посетено на 2018-04-09.
35. ↑  Peebles, Phillip James Edwin (April 2014). „Discovery of the hot Big Bang: What happened in 1948". *The European Physical Journal H*. **39** (2): 205–223. arXiv:1310.2146. Bibcode:2014EPJH...39..205P. doi:10.1140/epjh/e2014-50002-y.
36. 1 2  Boucher, V.; Gérard, J.-M.; Vandergheynst, P.; Wiaux, Y. (November 2004), „Cosmic microwave background constraints on the strong equivalence principle", *Physical Review D*, **70** (10): 103528, arXiv:astro-ph/0407208, Bibcode:2004PhRvD..70j3528B, doi:10.1103/PhysRevD.70.103528
37. ↑  Cyburt, Richard H.; Fields, Brian D.; Olive, Keith A.; Yeh, Tsung-Han (January 2016), „Big bang nucleosynthesis: Present status", *Reviews of Modern Physics*, **88** (1): 015004, arXiv:1505.01076, Bibcode:2016RvMP...88a5004C, doi:10.1103/RevModPhys.88.015004
38. ↑  Lucente, Michele; Abada, Asmaa; Arcadi, Giorgio; Domcke, Valerie (March 2018). "Leptogenesis, dark matter and neutrino masses". arXiv:1803.10826 [hep-ph].
39. ↑  Collaboration, Planck; Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Banday, A. J.; Barreiro, R. B.; Bartlett, J. G.; Bartolo, N.; Battaner, E.; Battye, R.; Benabed, K.; Benoit, A.; Benoit-Levy, A.; Bernard, J. -P.; Bersanelli, M.; Bielewicz, P.; Bonaldi, A.; Bonavera, L.; Bond, J. R.; Borrill, J.; Bouchet, F. R.; Boulanger, F.; Bucher, M.; Burigana, C.; Butler, R. C.; Calabrese, E.; и др. (2015). „Planck 2015 Results. XIII. Cosmological Parameters". *Astronomy & Astrophysics*. **594** (13): A13. arXiv:1502.01589. Bibcode:2016A&A...594A..13P. doi:10.1051/0004-6361/201525830.
40. ↑  Carlisle, Camille M. (February 10, 2015). „Planck Upholds Standard Cosmology". Sky & Telescope Media. Посетено на 2018-04-09. Наводот journal бара `|journal=` (help)
41. 1 2  Overbye, Dennis (March 25, 2014). „Ripples From the Big Bang". *The New York Times*. Посетено на March 24, 2014.
42. ↑  Lamarre, Jean-Michel (2010). „The Cosmic Microwave Background". Во Huber, M. C. E.; Pauluhn, A.; Culhane, J. L.; Timothy, J. G.; Wilhelm, K.; Zehnder, A. (уред.). *Observing Photons in Space*. ISSI Scientific Reports Series. **9**. стр. 149–162. Bibcode:2010ISSIR...9..149L.
43. ↑  Sievers, J. L.; и др. (2003). „Cosmological Parameters from Cosmic Background Imager Observations and Comparisons with BOOMERANG, DASI, and MAXIMA". *The Astrophysical Journal*. **591** (2): 599–622. arXiv:astro-ph/0205387. Bibcode:2003ApJ...591..599S. doi:10.1086/375510.
44. ↑  Hinshaw, G.; и др. (October 2013). „Nine-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Parameter Results". *The Astrophysical Journal Supplement*. **208** (2): 19. arXiv:1212.5226. Bibcode:2013ApJS..208...19H. doi:10.1088/0067-0049/208/2/19.
45. ↑  Naess, Sigurd; Hasselfield, Matthew; McMahon, Jeff; Niemack, Michael D.; и др. (October 2014). „The Atacama Cosmology Telescope: CMB polarization at 200 < l < 9000". *Journal of Cosmology and Astroparticle Physics*. **2014** (10): 007. arXiv:1405.5524. Bibcode:2014JCAP...10..007N. doi:10.1088/1475-7516/2014/10/007.
46. ↑  Baumann, Daniel; и др. (2009). „Probing Inflation with CMB Polarization". *CMB Polarization Workshop: Theory and Foregrounds: CMBPol Mission Concept Study*. *American Institute of Physics Conference Series*. AIP Conference Proceedings. **1141**. стр. 10–120. arXiv:0811.3919. Bibcode:2009AIPC.1141...10B. doi:10.1063/1.3160885.
47. ↑  Scranton, R.; Connolly, A. J.; Nichol, R. C.; Stebbins, A.; Szapudi, I.; Eisenstein, D. J.; Afshordi, N.; Budavari, T. et al. (July 2003). "Physical Evidence for Dark Energy". arXiv:astro-ph/0307335.
48. ↑  Refregier, A. (1999). „Overview of Secondary Anisotropies of the CMB". Во de Oliveira-Costa, A.; Tegmark, M. (уред.). *Microwave Foregrounds*. *Microwave Foregrounds*. ASP Conference Series. **181**. стр. 219. arXiv:astro-ph/9904235. Bibcode:1999ASPC..181..219R. ISBN 978-1-58381-006-4.
49. ↑  Planck Collaboration (September 19, 2014). „Planck intermediate results. XXX. The angular power spectrum of polarized dust emission at intermediate and high Galactic latitudes". *Astronomy & Astrophysics*. **586** (133): A133. arXiv:1409.5738. Bibcode:2016A&A...586A.133P. doi:10.1051/0004-6361/201425034.
50. ↑  Overbye, D. (September 22, 2014). „Study Confirms Criticism of Big Bang Finding". *The New York Times*. Посетено на 2014-09-22.
51. ↑  Cowen, Ron (January 30, 2015). „Gravitational waves discovery now officially dead". *nature*. doi:10.1038/nature.2015.16830.
52. ↑  Heß, Steffen; Kitaura, Francisco-Shu; Gottlöber, Stefan (November 2013). „Simulating structure formation of the Local Universe". *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*. **435** (3): 2065–2076. arXiv:1304.6565. Bibcode:2013MNRAS.435.2065H. doi:10.1093/mnras/stt1428.
53. ↑  Cole, Shaun; Percival, Will J.; Peacock, John A.; Norberg, Peder; Baugh, Carlton M.; Frenk, Carlos S.; и др. (2005). „The 2dF Galaxy Redshift Survey: power-spectrum analysis of the final data set and cosmological implications". *Monthly Notices of the Royal Astronomical Society*. **362** (2): 505–534. arXiv:astro-ph/0501174. Bibcode:2005MNRAS.362..505C. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09318.x.
54. ↑  Percival, Will J.; и др. (2007). „The Shape of the Sloan Digital Sky Survey Data Release 5 Galaxy Power Spectrum". *The Astrophysical Journal*. **657** (2): 645–663. arXiv:astro-ph/0608636. Bibcode:2007ApJ...657..645P. doi:10.1086/510615.
55. ↑  Kuhlen, Michael; Vogelsberger, Mark; Angulo, Raul (November 2012). „Numerical simulations of the dark universe: State of the art and the next decade". *Physics of the Dark Universe*. **1** (1–2): 50–93. arXiv:1209.5745. Bibcode:2012PDU.....1...50K. doi:10.1016/j.dark.2012.10.002.
56. ↑  Weinberg, David H.; Davé, Romeel; Katz, Neal; Kollmeier, Juna A. (May 2003). „The Lyman-α Forest as a Cosmological Tool". Во Holt, S.H.; Reynolds, C. S. (уред.). *The Lyman-α Forest as a Cosmological Tool*. AIP Conference Series. **666**. стр. 157–169. arXiv:astro-ph/0301186. Bibcode:2003AIPC..666..157W. CiteSeerX 10.1.1.256.1928. doi:10.1063/1.1581786.
57. ↑  Furlanetto, Steven R.; Oh, S. Peng; Briggs, Frank H. (October 2006). „Cosmology at low frequencies: The 21 cm transition and the high-redshift Universe". *Physics Reports*. **433** (4–6): 181–301. arXiv:astro-ph/0608032. Bibcode:2006PhR...433..181F. CiteSeerX 10.1.1.256.8319. doi:10.1016/j.physrep.2006.08.002.
58. ↑  Munshi, Dipak; Valageas, Patrick; van Waerbeke, Ludovic; Heavens, Alan (2008). „Cosmology with weak lensing surveys". *Physics Reports*. **462** (3): 67–121. arXiv:astro-ph/0612667. Bibcode:2008PhR...462...67M. CiteSeerX 10.1.1.337.3760. doi:10.1016/j.physrep.2008.02.003.
59. ↑  Klasen, M.; Pohl, M.; Sigl, G. (November 2015). „Indirect and direct search for dark matter". *Progress in Particle and Nuclear Physics*. **85**: 1–32. arXiv:1507.03800. Bibcode:2015PrPNP..85....1K. doi:10.1016/j.ppnp.2015.07.001.
60. ↑  Perlmutter, Saul; Turner, Michael S.; White, Martin (1999). „Constraining Dark Energy with Type Ia Supernovae and Large-Scale Structure". *Physical Review Letters*. **83** (4): 670–673. arXiv:astro-ph/9901052. Bibcode:1999PhRvL..83..670P. doi:10.1103/PhysRevLett.83.670.
61. ↑  Adler, Ronald J.; Casey, Brendan; Jacob, Ovid C. (July 1995). „Vacuum catastrophe: An elementary exposition of the cosmological constant problem". *American Journal of Physics*. **63** (7): 620–626. Bibcode:1995AmJPh..63..620A. doi:10.1119/1.17850.
62. ↑  Siegfried, Tom (August 11, 2006). „A 'Landscape' Too Far?". *Science*. **313** (5788): 750–753. doi:10.1126/science.313.5788.750. PMID 16902104.
63. ↑  Sahni, Varun (2002). „The cosmological constant problem and quintessence". *Classical and Quantum Gravity*. **19** (13): 3435–3448. arXiv:astro-ph/0202076. Bibcode:2002CQGra..19.3435S. doi:10.1088/0264-9381/19/13/304.
64. ↑  Nojiri, S.; Odintsov, S. D. (2006). „Introduction to Modified Gravity and Gravitational Alternative for Dark Energy". *International Journal of Geometric Methods in Modern Physics*. **04** (1): 115–146. arXiv:hep-th/0601213. Bibcode:2006hep.th....1213N. doi:10.1142/S0219887807001928.
65. ↑  Fernández-Jambrina, L. (September 2014). „Grand rip and grand bang/crunch cosmological singularities". *Physical Review D*. **90** (6): 064014. arXiv:1408.6997. Bibcode:2014PhRvD..90f4014F. doi:10.1103/PhysRevD.90.064014.
66. ↑  Colpi, Monica; Sesana, Alberto (2017). „Gravitational Wave Sources in the Era of Multi-Band Gravitational Wave Astronomy". Во Gerard, Augar; Eric, Plagnol (уред.). *An Overview of Gravitational Waves: Theory, Sources and Detection*. *An Overview of Gravitational Waves: Theory*. стр. 43–140. arXiv:1610.05309. Bibcode:2017ogw..book...43C. doi:10.1142/9789813141766\_0002. ISBN 978-981-314-176-6.
67. ↑  Castelvecchi, Davide; Witze, Witze (February 11, 2016). „Einstein's gravitational waves found at last". *Nature News*. doi:10.1038/nature.2016.19361. Посетено на 2016-02-11.
68. ↑  B. P. Abbott (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration); и др. (2016). „Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger". *Physical Review Letters*. **116** (6): 061102. arXiv:1602.03837. Bibcode:2016PhRvL.116f1102A. doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102. PMID 26918975.
69. ↑  „Gravitational waves detected 100 years after Einstein's prediction". *www.nsf.gov*. National Science Foundation. Посетено на 2016-02-11.
70. ↑  Overbye, Dennis (June 15, 2016). „Scientists Hear a Second Chirp From Colliding Black Holes". *The New York Times*. Посетено на June 15, 2016.
71. ↑  „The Newest Search for Gravitational Waves has Begun". *LIGO Caltech*. LIGO. 18 September 2015. Посетено на 29 November 2015.
72. ↑  Kovetz, Ely D. (2017). „Probing Primordial Black Hole Dark Matter with Gravitational Waves". *Physical Review Letters*. **119** (13): 131301. arXiv:1705.09182. Bibcode:2017PhRvL.119m1301K. doi:10.1103/PhysRevLett.119.131301. PMID 29341709.
73. ↑  Takeda, M.; и др. (August 10, 1998). „Extension of the Cosmic-Ray Energy Spectrum beyond the Predicted Greisen-Zatsepin-Kuz'min Cutoff". *Physical Review Letters*. **81** (6): 1163–1166. arXiv:astro-ph/9807193. Bibcode:1998PhRvL..81.1163T. doi:10.1103/PhysRevLett.81.1163.
74. ↑  Turyshev, Slava G. (2008). „Experimental Tests of General Relativity". *Annual Review of Nuclear and Particle Science*. **58** (1): 207–248. arXiv:0806.1731. Bibcode:2008ARNPS..58..207T. doi:10.1146/annurev.nucl.58.020807.111839.
75. ↑  Uzan, Jean-Philippe (March 2011). „Varying Constants, Gravitation and Cosmology". *Living Reviews in Relativity*. **14** (1): 2. arXiv:1009.5514. Bibcode:2011LRR....14....2U. doi:10.12942/lrr-2011-2. PMC 5256069. PMID 28179829.
76. ↑  Chaisson, Eric (1987-01-01). „The life ERA: cosmic selection and conscious evolution". *Faculty Publications*. Bibcode:1987lecs.book.....C.

Дополнителна литература
-----------------------

### Познати

* Brian Greene (2005). *The Fabric of the Cosmos*. Penguin Books Ltd. ISBN 978-0-14-101111-0.
* Alan Guth (1997). *The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins*. Random House. ISBN 978-0-224-04448-6.
* Hawking, Stephen W. (1988). *A Brief History of Time: From the Big Bang to Black Holes*. Bantam Books, Inc. ISBN 978-0-553-38016-3.
* Hawking, Stephen W. (2001). *The Universe in a Nutshell*. Bantam Books, Inc. ISBN 978-0-553-80202-3.
* Ostriker, Jeremiah P.; Mitton, Simon (2013). *Heart of Darkness: Unraveling the mysteries of the invisible Universe*. Princeton, NJ: Princeton University Press. ISBN 978-0-691-13430-7.
* Simon Singh (2005). *Big Bang: The Origin of the Universe*. Fourth Estate. ISBN 978-0-00-716221-5.
* Steven Weinberg (1993) [First published 1978]. *The First Three Minutes*. Basic Books. ISBN 978-0-465-02437-7.

### Учебници

* Cheng, Ta-Pei (2005). *Relativity, Gravitation and Cosmology: a Basic Introduction*. Oxford and New York: Oxford University Press. ISBN 978-0-19-852957-6. Introductory cosmology and general relativity without the full tensor apparatus, deferred until the last part of the book.
* Dodelson, Scott (2003). *Modern Cosmology*. Academic Press. ISBN 978-0-12-219141-1. An introductory text, released slightly before the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe results.
* Grøn, Øyvind; Hervik, Sigbjørn (2007). *Einstein's General Theory of Relativity with Modern Applications in Cosmology*. New York: Springer. ISBN 978-0-387-69199-2.
* Harrison, Edward (2000). *Cosmology: the science of the universe*. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-66148-5. For undergraduates; mathematically gentle with a strong historical focus.
* Kutner, Marc (2003). *Astronomy: A Physical Perspective*. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-52927-3. An introductory astronomy text.
* Kolb, Edward; Michael Turner (1988). *The Early Universe*. Addison-Wesley. ISBN 978-0-201-11604-5. The classic reference for researchers.
* Liddle, Andrew (2003). *An Introduction to Modern Cosmology*. John Wiley. ISBN 978-0-470-84835-7. Cosmology without general relativity.
* Liddle, Andrew; David Lyth (2000). *Cosmological Inflation and Large-Scale Structure*. Cambridge. ISBN 978-0-521-57598-0. An introduction to cosmology with a thorough discussion of inflation.
* Mukhanov, Viatcheslav (2005). *Physical Foundations of Cosmology*. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-56398-7.
* Padmanabhan, T. (1993). *Structure formation in the universe*. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-42486-8. Discusses the formation of large-scale structures in detail.
* Peacock, John (1998). *Cosmological Physics*. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-42270-3. An introduction including more on general relativity and quantum field theory than most.
* Peebles, P. J. E. (1993). *Principles of Physical Cosmology*. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-01933-8. Strong historical focus.
* Peebles, P. J. E. (1980). *The Large-Scale Structure of the Universe*. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08240-0. The classic work on large-scale structure of the Universe and correlation functions.
* Rees, Martin (2002). *New Perspectives in Astrophysical Cosmology*. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-64544-7.
* Weinberg, Steven (1971). *Gravitation and Cosmology*. John Wiley. ISBN 978-0-471-92567-5. A standard reference for the mathematical formalism.
* Weinberg, Steven (2008). *Cosmology*. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-852682-7.
* Benjamin Gal-Or, "Cosmology, Physics and Philosophy", Springer Verlag, 1981, 1983, 1987, ISBN 0-387-90581-2, 0-387-96526-2.

Надворешни врски
----------------

### Групни

* Cambridge Cosmology- from Cambridge University (public home page)
* Cosmology 101 – from the NASA WMAP group
* Center for Cosmological Physics. University of Chicago, Chicago.
* Origins, Nova Online – Provided by *Public Broadcasting Service*.

### Поединечни

* Gale, George, "Cosmology: Methodological Debates in the 1930s and 1940s", *The Stanford Encyclopedia of Philosophy*, Edward N. Zalta (ed.)
* Madore, Barry F. "*Level 5 : A Knowledgebase for Extragalactic Astronomy and Cosmology*". Caltech and Carnegie. Pasadena, California, USA.
* Tyler, Pat, and Phil Newman "*Beyond Einstein*". Laboratory for High Energy Astrophysics (LHEA) NASA Goddard Space Flight Center.
* Edward L. Wright "*Cosmology tutorial and FAQ*". Division of Astronomy & Astrophysics, UCLA.
* George Musser (February 2004). „Four Keys to Cosmology". *Scientific American*. Scientific American. Посетено на 22 March 2015.
* Cliff Burgess; Fernando Quevedo (November 2007). „The Great Cosmic Roller-Coaster Ride". *Scientific American* (print). стр. 52–59. (subtitle) Could cosmic inflation be a sign that our universe is embedded in a far vaster realm?

Предлошка:Astronomy navbox
Предлошка:Cosmology topics

|  |  |  |  |
| --- | --- | --- | --- |
| 

| * п
* р
* у
Гранки на астрономијата |
| --- |
|  |
| 
* Астробиологија
* Астрометрија
* Астрофизика
* Астрохемија
* Вонгалактичка астрономија
* Галактичка астрономија
* Ѕвездена астрономија
* Космологија
* Космохемија
* Орбитална механика
* Планетарна геологија
* Планетологија
* Сончева астрономија
* Физичка космологија

 |

 |

Предлошка:Big History

|  |  |  |
| --- | --- | --- |
| 

|  |  |
| --- | --- |
| Нормативна контрола | 
* NKC: ph260612

 |

 |