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.For an overview, see 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.

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.

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.Science 20 June 2003: Vol. 300. no. 5627, pp. 1914–1918 Throwing Light on Dark Energy, Robert P. Kirshner. Retrieved December 2006 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.e.g. This argues cogently "Energy is always, always, always conserved."

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

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

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

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.