El cosmología físico, como rama de la astronomía, es el estudio de la estructura en grande del universo y se trata a preguntas fundamentales sobre su formación y evolución. El cosmología se implica con estudiar los movimientos de los cuerpos celestes y de la causa primero. Para la mayor parte de la historia de la humanidad, ha sido una rama de la metafísica . El cosmología como ciencia origina con el principio Copernican, que implica que los cuerpos celestes obedecen las leyes físicas idéntico a ésas en la tierra, y los mecánicos neutonianos, que primero permitieron que entendiéramos esos movimientos. Esto ahora se llama el los mecánicos celestiales . El cosmología físico, pues ahora se entiende, comenzó con el desarrollo del vigésimo siglo teoría de s de Albert Einstein de 'de la relatividad general y las observaciones astronómicas de un mejor de objetos extremadamente distantes.

El vigésimo siglo avanza permitido especular sobre los orígenes del universo y de los científicos permitidos para establecer el Big Bang como la teoría cosmológica principal, que la mayoría de los cosmólogos ahora aceptan como la base para su teoría y observaciones. Vanishingly pocos investigadores todavía abogan cualquiera de un puñado de los cosmologías alternativos, pero los cosmólogos profesionales convienen generalmente que el mejor grande de la explosión explica observaciones. El cosmología físico, en línea general, trata de los objetos muy más grandes del universo (las galaxias, arraciman y el Superclusters ), de los objetos distintos muy más tempranos para formar (los cuasares ) y del universo muy temprano, cuando era casi el homogéneo (explosión grande caliente, inflación cósmica y la radiación de fondo cósmica de la microonda ).

El cosmología es inusual en la física para dibujar pesadamente en el trabajo de los experimentos de de los físicos de la partícula, y la investigación dentro de la fenomenología e incluso de la teoría de la secuencia; de los astrofísicos ; de la investigación de la relatividad general ; y de la física de plasma . Así, el cosmología une la física de las estructuras más grandes del universo a la física de las estructuras más pequeñas del universo.

Energía del cosmos

Los elementos ligeros, sobre todo hidrógeno y helio, fueron creados en el Big Bang . Estos elementos ligeros eran demasiado rápidos separado y en el proceso de Big Bang (véase el Nucleosynthesis ) para formar demasiado fino los núcleos atómicos de tamaño mediano más estables, como el hierro y el níquel. Este hecho permite lanzamiento posterior de la energía, como tales elementos intermedio-clasificados se forman en nuestra era. La formación de tales átomos acciona las reacciones energy-releasing constantes en las estrellas y también contribuye a los lanzamientos repentinos de la energía, por ejemplo en el derrumbamiento gravitacional de las Novas de la materia en los calabozos también se piensa para accionar los procesos más enérgios, vistos generalmente en los centros de galaxias (véase los cuasares y en general las galaxias activas ).

Los cosmólogos no pueden todavía explicar todos los fenómenos cosmológicos puramente en base de formas convencionales sabidas de la energía, por ejemplo ésos relacionados con la extensión de aceleración del universo, y por lo tanto invocan con todo forma inexplorada de la energía oscura llamada de la energía para considerar ciertas observaciones cosmológicas. Una hipótesis es que la energía oscura es la energía de las partículas virtuales (que deben existir matemáticamente en el vacío debido al principio de incertidumbre ).

No hay manera inequívoca de definir la energía total del universo en la mejor teoría actual de la gravedad, relatividad general . Consecuentemente sigue siendo polémico si uno puede decir significativo que la energía total está conservada en un universo de extensión. Por ejemplo, cada fotón que viaja a través de espacio intergaláctico pierde la energía debido al efecto del desplazamiento hacia el rojo . Esta energía no se transfiere obviamente a ningún otro sistema, parece tan ser perdida permanentemente. Sin embargo algunos cosmólogos insisten que la energía esté conservada en un cierto sentido.

La termodinámica del universo es un campo del estudio para explorar qué forma de energía domina el cosmos - las partículas relativistas que se refieren como radiación, o las partículas no relativistas que se refieren como materia. El anteriores están las partículas cuya masa de resto cero o es insignificante comparado a su energía, y por lo tanto movimiento a la velocidad de la luz o muy cercanos a él; estes 3ultimo son las partículas cuya energía cinética es mucho más baja que su masa de resto y por lo tanto movimiento mucho más lento que la velocidad de la luz.

Mientras que el universo se amplía, la materia y la radiación en él se diluyen. Sin embargo, el universo también se refresca abajo, significando que la energía media por partícula está consiguiendo más pequeña con tiempo. Por lo tanto la radiación llega a ser más débil, y diluye más rápidamente que materia. Así con la extensión del universo la radiación llega a ser menos dominante que materia. En universo muy temprano la radiación dicta el índice de desaceleración de la extensión del universo, y el universo reputa el dominado radiación. En horas posteriores, cuando la energía media por el fotón es áspero 10 el EV y más bajo, la materia dicta el índice de desaceleración y el universo reputa el dominado materia. El caso intermedio no es el bien tratado analítico . A medida que la extensión del universo continúa, la materia diluye incluso más futuro y el constante cosmológico llega a ser dominante, llevando a una aceleración en la extensión del universo.

Historia del cosmología físico

Cronología del cosmología|Lista de cosmólogos

El cosmología moderno se convirtió a lo largo de pistas de observación y teóricas en tándem. En 1915, Albert Einstein desarrolló su teoría de la relatividad general . Cuando, perjudicaron a los físicos para creer en un universo perfectamente estático sin el principio o el extremo. Einstein agregó un constante cosmológico a su teoría para intentar forzarla para permitir un universo estático con la materia en ella. El universo supuesto de Einstein del es, sin embargo, inestable. Está limitado para comenzar eventual el a ampliar o la contratación. Las soluciones cosmológicas de la relatividad general fueron encontradas por el Alexander Friedmann, cuyas ecuaciones describen el universo del Friedmann-Lemaître-Robertson-Caminante, que puede ampliarse o contratar.

En los años 10, el Vesto Slipher y el posterior Carl Wilhelm Wirtz interpretaron el cambio rojo de las nebulosas espirales como cambio de Doppler que indicado retrocedían de la tierra . Sin embargo, es notorio difícil determinar la distancia a los objetos astronómicos: incluso si es posible medir su tamaño angular es generalmente imposible saber su luminosidad del tamaño real o. No realizaron que las nebulosas eran realmente galaxias fuera de nuestra propia manera lechosa, ni especularon sobre las implicaciones cosmológicas. En 1927, el católico Jorte Lemaître del sacerdote belga derivó independiente las ecuaciones del Friedmann-Lemaître-Robertson-Caminante y las propuso, en base de la recesión de nebulosas espirales, que el universo comenzó con el " explosion" de un " " primitivo del átomo ; — qué más adelante fue llamada la explosión grande. En 1929, el Edwin Hubble proporcionó una base de observación para la teoría de Lemaître. Hubble probó que las nebulosas espirales eran galaxias y midió sus distancias observando las estrellas variables de Cepheid . Él descubrió una relación entre el desplazamiento hacia el rojo de una galaxia y de su luminosidad . Él interpretó esto como evidencia que las galaxias están retrocediendo en cada dirección a las velocidades (concerniente a la tierra) directo proporcionales a su distancia. Este hecho se conoce como ley de Hubble. La relación entre la distancia y la velocidad, sin embargo, fue comprobada exactamente solamente relativamente recientemente: Hubble estaba apagado por un factor de diez.

Dado el el principio cosmológico, la ley de Hubble sugirió que el universo se ampliaba. Esta idea permitió dos posibilidades de oposición. Uno era teoría de Big Bang de Lemaître, abogó y se convirtió por George Gamow. La otra posibilidad era el modelo de estado estacionario del de Fred Hoyle en el cual la nueva materia sería creada como las galaxias movidas lejos de uno a. En este modelo, el universo está áspero igual en cualquier momento a tiempo.

Por un número de años la ayuda para estas teorías fue dividida uniformemente. Sin embargo, la evidencia de observación comenzó a apoyar la idea que el universo se desarrolló de un estado denso caliente. Puesto que el descubrimiento del fondo cósmico de la microonda en 1965 que se ha mirado como la mejor teoría del origen y de la evolución del cosmos. Antes del finales de los sesenta, muchos cosmólogos pensaron que la singularidad infinitamente densa en la hora de salida del modelo cosmológico de Friedmann era una sobre-idealización matemática, y que el universo contrataba antes de incorporar el estado denso caliente y de comenzar a ampliarse otra vez. Éste es el universo oscilatorio del de Richard Tolman. En los años 60, el Stephen Hawking y el Rogelio Penrose demostraron que esta idea era irrealizable, y la singularidad es una característica esencial de la gravedad de Einstein. Esto llevó a mayoría de cosmólogos a aceptar Big Bang, en las cuales el universo que observamos comenzó hace un rato finito.

Historia del universo

considera también: Cronología Big Bang La historia del universo es una edición central en cosmología. Según la teoría estándar del cosmología, la historia del universo se divide en diversos períodos llamados las épocas, según las fuerzas y los procesos dominantes en cada período. El modelo cosmológico estándar se conoce como Λ Modelo de CDM .

Ecuaciones del movimiento

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métrico del Friedmann-Lemaître-Robertson-Caminante Las ecuaciones del movimiento que gobierna el universo en conjunto se derivan de la relatividad general con un constante cosmológico pequeño, positivo. La solución es un universo de extensión; debido a esta extensión la radiación y la materia en el universo se enfrían y se diluyen. La extensión es retrasada al principio por la gravitación debido a la radiación y al contenido de la materia del universo. Sin embargo, como éstos diluirse, el constante cosmológico se convierte en más dominante y la extensión del comienzo del universo para acelerar algo que decelera. En nuestro universo esto ha sucedido ya, los mil millones hace de años.

La física de partícula en cosmología

considera también: La física de partícula en

l cosmología La física de partícula, que se ocupa de altas energías, es extremadamente importante en el comportamiento del universo temprano, puesto que era tan caliente que la densidad de energía media era muy alta. Debido a esto, el que dispersa procesos de y el decaimiento de partículas inestables son importantes en cosmología.

Como regla del pulgar, un que dispersa o un proceso del decaimiento es cosmologically importante en cierta época cosmológica si su escala de tiempo relevante es más pequeño o comparable escala de tiempo de la extensión del universo, que es $1/H$ con $H$ que es el Hubble constante en aquel momento. Esto es áspero igual a la edad del universo en aquel momento.

Cronología de Big Bang

considera también: Cronología Big Bang Las observaciones sugieren que el universo como lo sabemos comenzara hace alrededor 13. Desde entonces, la evolución del universo ha pasado con tres fases. El universo muy temprano, que es todavía mal entendido, era el segundo partido en el cual el universo era tan caliente que las partículas tenían energías más arriba que ésos actual accesibles en los aceleradores de partícula en la tierra. Por lo tanto, mientras que las características básicas de esta época se han resuelto en la teoría de explosión grande, los detalles se basan en gran parte en conjeturas educadas. Después de esto, en el universo temprano, la evolución del universo procedió según la física de alta energía sabida . Éste es cuando los primeros protones, los electrones y los neutrones formados, entonces los núcleos y finalmente los átomos. Con la formación de hidrógeno neutral, el fondo cósmico de la microonda fue emitido. Finalmente, la época de la formación de la estructura comenzó, cuando la materia primero comenzada para agregar en las primeras estrellas y los cuasares y en última instancia las galaxias, los racimos de las galaxias y Superclusters formó. El futuro del universo no se sabe todavía firmemente, pero según el Λ Modelo de CDM que continuará ampliándose por siempre.

Campos de estudio

Debajo, algunas de las áreas más activas de la investigación en cosmología se describen, en orden áspero cronológica. Esto no incluye todo el cosmología grande de la explosión, que se presenta en la cronología cosmológica .

El universo muy temprano

Mientras que el universo temprano, caliente aparece ser explicado bien por la explosión grande a partir áspero de los segundos 10^-33 hacia adelante, hay varios problemas . Uno es que no hay razón de peso, usar la física de partícula actual, para esperar que el universo sea el plano, homogéneo y el isotrópico (véase el principio cosmológico ). Por otra parte, las teorías unificadas magníficas de la física de partícula sugieren que allí sea los monopoles magnéticos en el universo, que no se han encontrado. Estos problemas se resuelven por un breve período de inflación cósmica del, que conduce el universo a la llanura; allana anisotropías e inhomogeneidades al nivel observado; y exponencial diluye los monopoles. El modelo físico detrás de la inflación cósmica es extremadamente simple, no obstante todavía no ha sido confirmado por la física de partícula, y hay problemas difíciles que reconcilian la teoría de campo de Quantum de la inflación y . Algunos cosmólogos piensan que la teoría de la secuencia y el cosmología de Brane proporcionarán una alternativa a la inflación.

Otro problema grave en cosmología es qué ha hecho el universo contener más partículas que las antipartículas . Los cosmólogos pueden utilizar observaciones de la radiografía para deducir que el universo no está partido en regiones de materia y de antimateria, pero se hacen algo predominante de materia. Este problema se llama la asimetría del baryon, y la teoría para describir la resolución se llama Baryogenesis del . La teoría del baryogenesis fue resuelta por el Andrei Sakharov en 1967, y requiere una violación de la simetría de la física de partícula, llamada la CP-simetría, entre la materia y la antimateria. Los aceleradores de partícula, sin embargo, miden una violación demasiado pequeña de la CP-simetría para explicar la asimetría del baryon. Los cosmólogos y los físicos de la partícula están intentando encontrar las violaciones adicionales de la CP-simetría en el universo temprano que pudo explicar la asimetría del baryon.

Los problemas del baryogenesis y la inflación cósmica de estos problemas son muy estrechamente vinculados a la física de partícula, y su resolución pudo venir de la teoría y del experimento de la alta energía, algo que con las observaciones del universo.

Nucleosynthesis grande de la explosión

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grande del nucleosynthesis de la explosión

El Big Bang Nucleosynthesis es la teoría de la formación de los elementos en el universo temprano. Acabó cuando el universo era cerca de tres minutos de viejo y su temperatura cayó bastante que la fusión nuclear cesó. Porque el tiempo en el cual el nucleosynthesis grande de la explosión ocurrió era tan corto, sólo los elementos muy más ligeros fueron producidos, desemejante en del nucleosynthesis estelar . A partir de los iones (protones, del hidrógeno produjo principalmente el deuterio, el helium-4 y el litio . Otros elementos fueron producidos en solamente abundancia del rastro. Mientras que la teoría básica del nucleosynthesis se ha entendido por las décadas (fue desarrollada en 1948 por el George Gamow, el Rafael Asher Alpher y el Roberto Herman ) que es una punta de prueba extremadamente sensible de la física a la hora de la explosión grande, pues la teoría del nucleosynthesis grande de la explosión conecta la abundancia de elementos ligeros primordiales con las características del universo temprano. Específicamente, puede ser utilizada para probar el principio de equivalencia, para sondar la materia oscura y para probar la física del neutrino . Algunos cosmólogos han propuesto que el nucleosynthesis grande de la explosión sugiere que haya un cuarto " sterile" especie de neutrino.

Fondo cósmico de la microonda

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cósmico del fondo de la microonda

El fondo cósmico de la microonda es radiación dejada encima que desempareja, cuando los átomos primero formados, y la radiación producida en la explosión grande pararon el Thomson que dispersaba de los iones cargados. La radiación, primero observada en 1965 por el Arno Penzias y el Roberto Woodrow Wilson, tiene un espectro termal perfecto del cuerpo negro . Tiene una temperatura 2.7 Kelvins hoy y es isotrópica a una porción en 10⁵. El que la teoría de perturbación cosmológica, que describe la evolución de inhomogeneidades leves en el universo temprano, ha permitido que los cosmólogos calculen exacto el espectro de energía angular de la radiación, y ella ha sido medido por los experimentos basados en los satélites recientes ( COBE y WMAP ) y muchos molió y globo-basó experimentos (tales como interferómetro angular de la escala del grado, toner cósmico del fondo, y bumerang ). Una de las metas de estos esfuerzos es medir los parámetros básicos de la Lambda-CDM modelo con el aumento de exactitud, tan bien como probar las predicciones del modelo grande de la explosión y buscar la nueva física. Las medidas recientes hechas por WMAP, por ejemplo, han puesto límites en las masas del neutrino.

Más nuevos experimentos, tales como el telescopio del cosmología de Atacama, están intentando medir la polarización del fondo cósmico de la microonda, que proporcionará la confirmación adicional de la teoría así como la información sobre la inflación cósmica, y de las anisotropías secundarias supuestas, tales como el efecto de Sunyaev-Zel'dovich y efecto de Sachs-Wolfe, que son causadas por la interacción entre las galaxias y los racimos con el fondo cósmico de la microonda.

Formación y evolución de la estructura en grande

considera también: Estructura en grande del cosmos, de la formación de la estructura, de la formación de la galaxia y del

la evolución

Comprensión de la formación y de la evolución de las estructuras más grandes y más tempranas (el IE, galaxias, de los cuasares arracima y el Superclusters es uno de los esfuerzos más grandes del cosmología. Los cosmólogos estudian un modelo de la formación de la estructura jerárquica del en el cual las estructuras formen de la parte inferior para arriba, con objetos más pequeños formando primero, mientras que los objetos más grandes, tales como superclusters, todavía están montando. La manera más directa de estudiar la estructura en el universo es examinar las galaxias visibles, para construir un cuadro tridimensional de las galaxias en el universo y medir el espectro de energía de la materia . Éste es el acercamiento de la encuesta sobre el cielo de Sloan Digital y de la encuesta sobre el desplazamiento hacia el rojo de la galaxia 2dF.

Una herramienta importante para entender la formación de la estructura es las simulaciones, que los cosmólogos utilizan para estudiar la agregación gravitacional de la materia en el universo, como ella arracima en los filamentos, los superclusters y los vacíos . La mayoría de las simulaciones contienen solamente la materia oscura fría non-baryonic, que debe ser suficiente entender el universo en las escalas más grandes, pues hay una materia mucho más oscura en el universo que materia visible, baryonic. Simulaciones más avanzadas están comenzando a incluir baryons y a estudiar la formación de galaxias individuales. Los cosmólogos estudian estas simulaciones para ver si convienen con las encuestas sobre la galaxia, y para entender cualquier discrepancia.

Otro, las técnicas complementarias permitirá que los cosmólogos midan la distribución de la materia en el universo distante y que sonden el Reionization . Éstos incluyen:
El bosque alfa de Lyman, que permite que los cosmólogos midan la distribución del gas neutral del hidrógeno activo en el universo temprano, midiendo la absorción de la luz de los cuasares distantes por el gas.
21 la línea de la absorción del centímetro de hidrógeno activo neutral también proporciona una prueba sensible del cosmología
El lensing débil, la distorsión de una imagen distante por el lensing gravitacional debido a la materia oscura. Éstos ayudarán a cosmólogos a resolver la cuestión de cuando los primeros cuasares formaron.

Materia oscura

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la materia oscura

Evidencia del nucleosynthesis grande de la explosión, el fondo cósmico de la microonda y la formación de la estructura sugiere que eso el cerca de 25% de la masa del universo consista en la materia oscura non-baryonic, mientras que el solamente 4% consiste en visible, la materia de Baryonic. Los efectos gravitacionales de la materia oscura se entienden bien, como se comporta como frío, el polvo non-radiative que forma alrededor de los halos alrededor de galaxias. La materia oscura nunca se ha detectado en el laboratorio: la naturaleza de la física de partícula de la materia oscura es totalmente desconocida. Sin embargo, hay un número de candidatos, tales como una partícula supersymmetric estable, una partícula masiva débil que obra recíprocamente, un Axion, y un objeto compacto masivo del halo. Las alternativas a la hipótesis de la materia oscura incluyen una modificación de la gravedad en las pequeñas aceleraciones ( MOND ) o un efecto del cosmología de Brane.

La física en el centro de galaxias (véase los núcleos galácticos activos, el calabozo de Supermassive) puede dar algunas pistas sobre la naturaleza de la materia oscura.

Energía oscura

considera también:

oscuro de la energía

Si el universo es ser plano, debe haber un componente adicional que compone el 71% (además de la materia oscura del 25% y de los baryons del 4%) de la densidad del universo. Esto se llama energía oscura. Para no interferir con nucleosynthesis grande de la explosión y el fondo cósmico de la microonda, no debe arracimar en halos como baryons y materia oscura. Hay evidencia de observación fuerte de la energía oscura, pues la masa total del universo se sabe, puesto que se mide para ser plano, solamente la cantidad de materia de agrupamiento se mide firmemente, y es mucho menos que esto. El caso para la energía oscura fue consolidado en 1999, cuando las medidas demostraron que la extensión del universo ha comenzado a acelerar gradualmente.

Sin embargo, aparte de su densidad y sus características de agrupamiento, no se sabe nada sobre energía oscura. La teoría de campo de Quantum predice un constante cosmológico como energía oscura, pero 120 órdenes de la magnitud demasiado grande. El Steven Weinberg y un número de teóricos de la secuencia (véase el encadenar el paisaje ) ha utilizado esto como evidencia para el principio Anthropic, que sugiere que el constante cosmológico es tan pequeño porque la vida (y así los físicos, para hacer observaciones) no pueden existir en un universo con un constante cosmológico grande, pero mucha gente encuentra esto una explicación unsatisfying. Otras explicaciones posibles para la energía oscura incluyen la quintaesencia o una modificación de la gravedad en las escalas más grandes. El efecto sobre el cosmología de la energía oscura que estos modelos describen es dado por la ecuación de la energía oscura estado, que varía dependiendo de la teoría. La naturaleza de la energía oscura es uno de los problemas más desafiadores del cosmología.

Una mejor comprensión de la energía oscura es probable solucionar el problema del último sino del universo . En la época cosmológica actual, la extensión acelerada debido a la energía oscura está evitando que las estructuras más grandes que superclusters formaran. No se sabe si la aceleración continuará indefinidamente, quizás incluso aumentando hasta un rasgón grande, o si invertirá eventual.

Otras áreas de la investigación

Los cosmólogos también estudian:
si los calabozos primordiales fueron formados en nuestro universo, y qué les sucedió.
el atajo GZK para los rayos cósmicos de gran energía, y si señala una falta de la relatividad especial en las altas energías
el principio de equivalencia, y si la teoría general de Einstein de la relatividad es la teoría correcta de la gravitación, y si las leyes fundamentales de la física son iguales por todas partes en el universo.

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