Cosmologia física - Physical cosmology

A cosmologia física é um ramo da cosmologia preocupado com o estudo de modelos cosmológicos. Um modelo cosmológico , ou simplesmente cosmologia , fornece uma descrição das estruturas e dinâmicas de maior escala do universo e permite o estudo de questões fundamentais sobre sua origem, estrutura, evolução e destino final. A cosmologia como ciência originou-se do princípio de Copérnico , que implica que os corpos celestes obedecem a leis físicas idênticas às da Terra, e à mecânica newtoniana , que primeiro permitiu que essas leis físicas fossem compreendidas. Cosmologia física, como é agora compreendido, começou com o desenvolvimento em 1915 de Albert Einstein 's teoria da relatividade geral , seguido por grandes descobertas observacionais na década de 1920: em primeiro lugar, Edwin Hubble descobriu que o universo contém um grande número de externas galáxias além a Via Láctea ; então, o trabalho de Vesto Slipher e outros mostrou que o universo está se expandindo . Esses avanços possibilitaram especular sobre a origem do universo e possibilitaram o estabelecimento da teoria do Big Bang , de Georges Lemaître , como o principal modelo cosmológico. Alguns pesquisadores ainda defendem um punhado de cosmologias alternativas ; entretanto, a maioria dos cosmologistas concorda que a teoria do Big Bang explica melhor as observações.

Avanços dramáticos na cosmologia observacional desde a década de 1990, incluindo a radiação cósmica de fundo , supernovas distantes e pesquisas de redshift de galáxias , levaram ao desenvolvimento de um modelo padrão de cosmologia . Este modelo requer que o universo contenha grandes quantidades de matéria escura e energia escura cuja natureza atualmente não é bem compreendida, mas o modelo fornece previsões detalhadas que estão em excelente acordo com muitas observações diversas.

A cosmologia se baseia fortemente no trabalho de muitas áreas díspares de pesquisa em física teórica e aplicada . As áreas relevantes para a cosmologia incluem experimentos e teoria de física de partículas , astrofísica teórica e observacional , relatividade geral , mecânica quântica e física de plasma .

História do assunto

A cosmologia moderna se desenvolveu ao longo de trilhas paralelas de teoria e observação. Em 1916, Albert Einstein publicou sua teoria da relatividade geral , que fornecia uma descrição unificada da gravidade como uma propriedade geométrica do espaço e do tempo. Na época, Einstein acreditava em um universo estático , mas descobriu que sua formulação original da teoria não o permitia. Isso ocorre porque as massas distribuídas por todo o universo se atraem gravitacionalmente e se movem uma em direção à outra ao longo do tempo. No entanto, ele percebeu que suas equações permitiam a introdução de um termo constante que poderia neutralizar a força atrativa da gravidade na escala cósmica. Einstein publicou seu primeiro artigo sobre cosmologia relativística em 1917, no qual acrescentou essa constante cosmológica a suas equações de campo para forçá-las a modelar um universo estático. O modelo de Einstein descreve um universo estático; o espaço é finito e ilimitado (análogo à superfície de uma esfera, que tem uma área finita, mas sem bordas). No entanto, esse chamado modelo de Einstein é instável a pequenas perturbações - ele eventualmente começará a se expandir ou contrair. Mais tarde, percebeu-se que o modelo de Einstein era apenas mais um de um conjunto maior de possibilidades, todas consistentes com a relatividade geral e o princípio cosmológico. As soluções cosmológicas da relatividade geral foram encontradas por Alexander Friedmann no início dos anos 1920. Suas equações descrevem o universo de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker , que pode se expandir ou contrair, e cuja geometria pode ser aberta, plana ou fechada.

História do Universo - supõe-se que as ondas gravitacionais surjam da inflação cósmica , uma expansão mais rápida que a luz logo após o Big Bang

Na década de 1910, Vesto Slipher (e mais tarde Carl Wilhelm Wirtz ) interpretou o desvio para o vermelho das nebulosas espirais como um desvio Doppler que indicava que estavam se afastando da Terra. No entanto, é difícil determinar a distância de objetos astronômicos. Uma maneira é comparar o tamanho físico de um objeto com seu tamanho angular , mas um tamanho físico deve ser assumido para fazer isso. Outro método é medir o brilho de um objeto e assumir uma luminosidade intrínseca , a partir da qual a distância pode ser determinada usando a lei do inverso do quadrado . Devido à dificuldade de usar esses métodos, eles não perceberam que as nebulosas eram na verdade galáxias fora de nossa Via Láctea , nem especularam sobre as implicações cosmológicas. Em 1927, o padre católico romano belga Georges Lemaître derivou independentemente as equações de Friedmann – Lemaître – Robertson – Walker e propôs, com base na recessão das nebulosas espirais, que o universo começou com a "explosão" de um " átomo primordial " - que mais tarde foi chamado de Big Bang . Em 1929, Edwin Hubble forneceu uma base observacional para a teoria de Lemaître. Hubble mostrou que as nebulosas espirais eram galáxias determinando suas distâncias usando medições do brilho de estrelas variáveis ​​Cefeidas . Ele descobriu uma relação entre o desvio para o vermelho de uma galáxia e sua distância. Ele interpretou isso como evidência de que as galáxias estão se afastando da Terra em todas as direções a velocidades proporcionais à distância. Esse fato é agora conhecido como lei de Hubble , embora o fator numérico que Hubble encontrou relacionando a velocidade recessional e a distância estivesse errado por um fator de dez, por não saber sobre os tipos de variáveis ​​Cefeidas.

Dado o princípio cosmológico , a lei de Hubble sugeria que o universo estava se expandindo. Duas explicações principais foram propostas para a expansão. Uma era a teoria do Big Bang de Lemaître, defendida e desenvolvida por George Gamow. A outra explicação foi o modelo de estado estacionário de Fred Hoyle , no qual nova matéria é criada à medida que as galáxias se afastam umas das outras. Nesse modelo, o universo é praticamente o mesmo em qualquer ponto do tempo.

Por vários anos, o apoio a essas teorias foi dividido igualmente. No entanto, a evidência observacional começou a apoiar a ideia de que o universo evoluiu de um estado denso quente. A descoberta da radiação cósmica de fundo em 1965 deu um forte apoio ao modelo do Big Bang, e desde as medições precisas da radiação cósmica de fundo pelo Cosmic Background Explorer no início de 1990, poucos cosmologistas propuseram seriamente outras teorias da origem e evolução do cosmos. Uma consequência disso é que na relatividade geral padrão, o universo começou com uma singularidade , como demonstrado por Roger Penrose e Stephen Hawking na década de 1960.

Uma visão alternativa para estender o modelo do Big Bang, sugerindo que o universo não teve início ou singularidade e a idade do universo é infinita, foi apresentada.

Energia do cosmos

Os elementos químicos mais leves , principalmente hidrogênio e hélio , foram criados durante o Big Bang por meio do processo de nucleossíntese . Em uma sequência de reações de nucleossíntese estelar , núcleos atômicos menores são então combinados em núcleos atômicos maiores, formando finalmente elementos do grupo ferro estável , como ferro e níquel , que têm as energias de ligação nuclear mais altas . O processo líquido resulta em uma liberação de energia posterior , ou seja, subsequente ao Big Bang. Essas reações de partículas nucleares podem levar à liberação repentina de energia de estrelas variáveis ​​cataclísmicas , como as novas . O colapso gravitacional da matéria em buracos negros também alimenta os processos mais energéticos, geralmente vistos nas regiões nucleares das galáxias, formando quasares e galáxias ativas .

Os cosmólogos não podem explicar todos os fenômenos cósmicos exatamente, como aqueles relacionados à expansão acelerada do universo , usando formas convencionais de energia . Em vez disso, os cosmologistas propõem uma nova forma de energia chamada energia escura que permeia todo o espaço. Uma hipótese é que a energia escura é apenas a energia do vácuo , um componente do espaço vazio que está associado às partículas virtuais que existem devido ao princípio da incerteza .

Não há uma maneira clara de definir a energia total do universo usando a teoria da gravidade mais amplamente aceita, a relatividade geral . Portanto, permanece controverso se a energia total é conservada em um universo em expansão. Por exemplo, cada fóton que viaja pelo espaço intergaláctico perde energia devido ao efeito de deslocamento para o vermelho . Esta energia não é obviamente transferida para nenhum outro sistema, então parece estar permanentemente perdida. Por outro lado, alguns cosmologistas insistem que a energia é conservada em algum sentido; isso segue a lei da conservação de energia .

Diferentes formas de energia podem dominar o cosmos - partículas relativísticas chamadas de radiação ou partículas não relativísticas chamadas de matéria. Partículas relativísticas são partículas cuja massa de repouso é zero ou desprezível em comparação com sua energia cinética e, portanto, movem-se à velocidade da luz ou muito perto dela; as partículas não relativísticas têm massa em repouso muito maior do que sua energia e, portanto, movem-se muito mais devagar do que a velocidade da luz.

À medida que o universo se expande, tanto a matéria quanto a radiação se diluem. No entanto, as densidades de energia da radiação e da matéria diluem-se em taxas diferentes. À medida que um determinado volume se expande, a densidade da massa-energia é alterada apenas pelo aumento do volume, mas a densidade da energia da radiação é alterada tanto pelo aumento do volume quanto pelo aumento do comprimento de onda dos fótons que a compõem. Assim, a energia da radiação torna-se uma parte menor da energia total do universo do que a da matéria à medida que ela se expande. Diz-se que o universo inicial foi "dominado pela radiação" e a radiação controlou a desaceleração da expansão. Mais tarde, como a energia média por fóton torna-se aproximadamente 10 eV e menos, a matéria dita a taxa de desaceleração e diz-se que o universo é "dominado pela matéria". O caso intermediário não é bem tratado analiticamente . Conforme a expansão do universo continua, a matéria se dilui ainda mais e a constante cosmológica torna-se dominante, levando a uma aceleração na expansão do universo.

História do universo

A história do universo é uma questão central na cosmologia. A história do universo é dividida em diferentes períodos chamados épocas, de acordo com as forças e processos dominantes em cada período. O modelo cosmológico padrão é conhecido como modelo Lambda-CDM .

Equações de movimento

Dentro do modelo cosmológico padrão , as equações de movimento que governam o universo como um todo são derivadas da relatividade geral com uma constante cosmológica pequena e positiva . A solução é um universo em expansão; devido a essa expansão, a radiação e a matéria no universo se resfriam e se diluem. No início, a expansão é desacelerada pela gravidade, atraindo a radiação e a matéria do universo. No entanto, à medida que eles se diluem, a constante cosmológica se torna mais dominante e a expansão do universo começa a acelerar em vez de desacelerar. Em nosso universo, isso aconteceu bilhões de anos atrás.

Física de partículas em cosmologia

Durante os primeiros momentos do universo, a densidade média de energia era muito alta, tornando o conhecimento da física de partículas fundamental para a compreensão desse ambiente. Conseqüentemente, processos de espalhamento e decaimento de partículas elementares instáveis são importantes para os modelos cosmológicos deste período.

Via de regra, um processo de dispersão ou decadência é cosmologicamente importante em uma certa época se a escala de tempo que descreve esse processo for menor ou comparável à escala de tempo da expansão do universo. A escala de tempo que descreve a expansão do universo está com sendo o parâmetro de Hubble , que varia com o tempo. A escala de tempo da expansão é aproximadamente igual à idade do universo em cada ponto no tempo.

Linha do tempo do Big Bang

As observações sugerem que o universo começou por volta de 13,8 bilhões de anos atrás. Desde então, a evolução do universo passou por três fases. O universo primitivo, que ainda é mal compreendido, foi a fração de segundo em que o universo era tão quente que as partículas tinham energias mais altas do que as atualmente acessíveis nos aceleradores de partículas na Terra. Portanto, embora as características básicas desta época tenham sido elaboradas na teoria do Big Bang, os detalhes são amplamente baseados em suposições fundamentadas. Em seguida, no início do universo, a evolução do universo procedeu de acordo com a conhecida física de alta energia . É quando os primeiros prótons, elétrons e nêutrons se formavam, depois os núcleos e, finalmente, os átomos. Com a formação do hidrogênio neutro, a radiação cósmica de fundo foi emitida. Finalmente, a época da formação da estrutura começou, quando a matéria começou a se agregar nas primeiras estrelas e quasares e, finalmente, nas galáxias, aglomerados de galáxias e superaglomerados formados. O futuro do universo ainda não é bem conhecido, mas de acordo com o modelo ΛCDM ele continuará se expandindo para sempre.

Áreas de estudo

Abaixo, algumas das áreas de investigação mais ativas em cosmologia são descritas, aproximadamente em ordem cronológica. Isso não inclui toda a cosmologia do Big Bang, que é apresentada na Linha do tempo do Big Bang .

Universo bem primitivo

O universo inicial quente parece ser bem explicado pelo Big Bang a partir de aproximadamente 10-33 segundos, mas existem vários problemas . Uma é que não há nenhuma razão convincente, usando a física de partículas atual, para o universo ser plano , homogêneo e isotrópico (veja o princípio cosmológico ) . Além disso, as grandes teorias unificadas da física de partículas sugerem que deveria haver monopolos magnéticos no universo, que não foram encontrados. Esses problemas são resolvidos por um breve período de inflação cósmica , que leva o universo à planura , suaviza anisotropias e não homogeneidades ao nível observado e dilui exponencialmente os monopólos. O modelo físico por trás da inflação cósmica é extremamente simples, mas ainda não foi confirmado pela física de partículas, e há problemas difíceis para reconciliar a inflação e a teoria quântica de campos . Alguns cosmologistas pensam que a teoria das cordas e a cosmologia da brana fornecerão uma alternativa para a inflação.

Outro grande problema da cosmologia é o que fez com que o universo contivesse muito mais matéria do que antimatéria . Os cosmologistas podem deduzir observacionalmente que o universo não está dividido em regiões de matéria e antimatéria. Se fosse, haveria raios X e raios gama produzidos como resultado da aniquilação , mas isso não é observado. Portanto, algum processo no início do universo deve ter criado um pequeno excesso de matéria sobre a antimatéria, e esse processo (atualmente não compreendido) é chamado de bariogênese . Três condições necessárias para a bariogênese foram derivadas por Andrei Sakharov em 1967, e requer uma violação da simetria da física de partículas , chamada de simetria CP , entre matéria e antimatéria. No entanto, os aceleradores de partículas medem uma violação muito pequena da simetria CP para explicar a assimetria bárion. Cosmologistas e físicos de partículas procuram por violações adicionais da simetria CP no universo primitivo que podem explicar a assimetria bariônica.

Ambos os problemas da bariogênese e da inflação cósmica estão intimamente relacionados à física das partículas, e sua resolução pode vir de teoria e experimento de alta energia , em vez de observações do universo.

Teoria do Big Bang

A nucleossíntese do Big Bang é a teoria da formação dos elementos no universo primordial. Ele terminou quando o universo tinha cerca de três minutos e sua temperatura caiu abaixo daquela em que a fusão nuclear poderia ocorrer. A nucleossíntese do Big Bang teve um breve período durante o qual pôde operar, de modo que apenas os elementos mais leves foram produzidos. A partir de íons de hidrogênio ( prótons ), produziu principalmente deutério , hélio-4 e lítio . Outros elementos foram produzidos em apenas traços de abundância. A teoria básica da nucleossíntese foi desenvolvida em 1948 por George Gamow , Ralph Asher Alpher e Robert Herman . Ele foi usado por muitos anos como uma sonda de física na época do Big Bang, já que a teoria da nucleossíntese do Big Bang conecta a abundância de elementos de luz primordial com as características do universo primordial. Especificamente, pode ser usado para testar o princípio de equivalência , para sondar a matéria escura e testar a física dos neutrinos . Alguns cosmologistas propuseram que a nucleossíntese do Big Bang sugere que existe uma quarta espécie "estéril" de neutrino.

Modelo padrão da cosmologia do Big Bang

O modelo ΛCDM ( Lambda cold dark matter ) ou Lambda-CDM é uma parametrização do modelo cosmológico Big Bang no qual o universo contém uma constante cosmológica , denotada por Lambda ( grego Λ ), associada à energia escura e à matéria escura fria (abreviado CDM ). É frequentemente referido como o modelo padrão da cosmologia do Big Bang .

Fundo de micro-ondas cósmico

A radiação cósmica de fundo é a radiação que sobrou do desacoplamento após a época de recombinação, quando os átomos neutros se formaram pela primeira vez. Nesse ponto, a radiação produzida no Big Bang interrompeu o espalhamento de Thomson dos íons carregados. A radiação, observada pela primeira vez em 1965 por Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson , tem um espectro de corpo negro térmico perfeito . Tem uma temperatura de 2,7 graus Kelvin hoje e é isotrópica para uma parte em 10 5 . A teoria da perturbação cosmológica , que descreve a evolução de ligeiras inomogeneidades no universo primitivo, permitiu aos cosmologistas calcular com precisão o espectro de potência angular da radiação, e foi medido pelos recentes experimentos de satélite ( COBE e WMAP ) e muitos terrestres e balões com base em experimentos (como interferômetro de escala angular , Cosmic Background Imager e Boomerang ). Um dos objetivos desses esforços é medir os parâmetros básicos do modelo Lambda-CDM com precisão crescente, bem como testar as previsões do modelo do Big Bang e buscar novas físicas. Os resultados das medições feitas pelo WMAP, por exemplo, colocaram limites nas massas dos neutrinos.

Experimentos mais recentes, como o QUIET e o Atacama Cosmology Telescope , estão tentando medir a polarização da radiação cósmica de fundo. Espera-se que essas medições forneçam mais confirmação da teoria, bem como informações sobre a inflação cósmica e as chamadas anisotropias secundárias, como o efeito Sunyaev-Zel'dovich e o efeito Sachs-Wolfe , que são causados ​​pela interação entre galáxias e aglomerados com o fundo cósmico de microondas.

Em 17 de março de 2014, astrônomos da colaboração BICEP2 anunciou a aparente detecção de B -mode polarização da CMB, considerado evidência de ondas gravitacionais primordiais que são previstos pela teoria da inflação para ocorrer durante a primeira fase do Big Bang . No entanto, mais tarde naquele ano, a colaboração de Planck forneceu uma medição mais precisa da poeira cósmica , concluindo que o sinal do modo B da poeira é a mesma intensidade que o relatado pelo BICEP2. Em 30 de janeiro de 2015, uma análise conjunta dos dados do BICEP2 e do Planck foi publicada e a Agência Espacial Europeia anunciou que o sinal pode ser inteiramente atribuído à poeira interestelar na Via Láctea.

Formação e evolução de estrutura em grande escala

Compreender a formação e a evolução das estruturas maiores e mais antigas (ou seja, quasares , galáxias , aglomerados e superaglomerados ) é um dos maiores esforços da cosmologia. Os cosmólogos estudam um modelo de formação de estrutura hierárquica no qual as estruturas se formam de baixo para cima, com objetos menores se formando primeiro, enquanto os objetos maiores, como superaglomerados, ainda estão se formando. Uma forma de estudar a estrutura no universo é pesquisar as galáxias visíveis, a fim de construir uma imagem tridimensional das galáxias no universo e medir o espectro de energia da matéria . Esta é a abordagem do Sloan Digital Sky Survey e do 2dF Galaxy Redshift Survey .

Outra ferramenta para entender a formação de estruturas são as simulações, que os cosmologistas usam para estudar a agregação gravitacional da matéria no universo, conforme ela se aglomera em filamentos , superaglomerados e vazios . A maioria das simulações contém apenas matéria escura fria não bariônica , que deve ser suficiente para entender o universo nas escalas maiores, já que há muito mais matéria escura no universo do que matéria bariônica visível. Simulações mais avançadas estão começando a incluir bárions e estudar a formação de galáxias individuais. Os cosmologistas estudam essas simulações para ver se elas concordam com os levantamentos de galáxias e para entender qualquer discrepância.

Outras observações complementares para medir a distribuição da matéria no universo distante e para sondar a reionização incluem:

  • A floresta Lyman-alpha , que permite aos cosmologistas medir a distribuição do gás hidrogênio atômico neutro no universo primitivo, medindo a absorção de luz de quasares distantes pelo gás.
  • A linha de absorção de 21 centímetros de hidrogênio atômico neutro também fornece um teste sensível de cosmologia.
  • Lentes fracas , a distorção de uma imagem distante por lentes gravitacionais devido à matéria escura.

Isso ajudará os cosmologistas a resolver a questão de quando e como a estrutura se formou no universo.

Matéria escura

Evidências da nucleossíntese do Big Bang , a radiação cósmica de fundo , a formação da estrutura e as curvas de rotação da galáxia sugerem que cerca de 23% da massa do universo consiste em matéria escura não bariônica, enquanto apenas 4% consiste em matéria bariônica visível . Os efeitos gravitacionais da matéria escura são bem compreendidos, pois ela se comporta como um fluido frio e não radiativo que forma halos ao redor das galáxias. A matéria escura nunca foi detectada em laboratório, e a natureza física das partículas da matéria escura permanece completamente desconhecida. Sem restrições de observação, há uma série de candidatos, como uma partícula supersimétrica estável , uma partícula maciça de interação fraca , uma partícula maciça de interação gravitacional , um axion e um objeto halo compacto maciço . Alternativas para a hipótese da matéria escura incluem uma modificação da gravidade em pequenas acelerações ( MOND ) ou um efeito da cosmologia da brana .

Energia escura

Se o universo for plano , deve haver um componente adicional constituindo 73% (além dos 23% de matéria escura e 4% de bárions) da densidade de energia do universo. Isso é chamado de energia escura. Para não interferir na nucleossíntese do Big Bang e na radiação cósmica de fundo, ele não deve se agrupar em halos como bárions e matéria escura. Há fortes evidências observacionais para a energia escura, já que a densidade total de energia do universo é conhecida por meio de restrições na planura do universo, mas a quantidade de matéria agrupada é medida com precisão e é muito menor do que isso. A defesa da energia escura foi reforçada em 1999, quando medições demonstraram que a expansão do universo começou a acelerar gradualmente.

Além de sua densidade e propriedades de agrupamento, nada se sabe sobre a energia escura. A teoria quântica de campos prevê uma constante cosmológica (CC) muito parecida com a energia escura, mas 120 ordens de magnitude maior do que a observada. Steven Weinberg e vários teóricos das cordas (veja a paisagem das cordas ) invocaram o ' princípio antrópico fraco ': ou seja, a razão pela qual os físicos observam um universo com uma constante cosmológica tão pequena é que nenhum físico (ou qualquer vida) poderia existir em um universo com uma constante cosmológica maior. Muitos cosmologistas consideram esta uma explicação insatisfatória: talvez porque enquanto o princípio antrópico fraco é autoevidente (dado que existem observadores vivos, deve haver pelo menos um universo com uma constante cosmológica que permite a existência de vida), ele não tenta explicar o contexto desse universo. Por exemplo, o princípio antrópico fraco sozinho não faz distinção entre:

  • Apenas um universo existirá e há algum princípio subjacente que restringe o CC ao valor que observamos.
  • Apenas um universo existirá e, embora não haja um princípio subjacente que conserta o CC, tivemos sorte.
  • Existem muitos universos (simultaneamente ou em série) com uma gama de valores CC e, claro, o nosso é um dos que sustentam a vida.

Outras explicações possíveis para a energia escura incluem quintessência ou uma modificação da gravidade nas escalas maiores. O efeito sobre a cosmologia da energia escura que esses modelos descrevem é dado pela equação de estado da energia escura , que varia dependendo da teoria. A natureza da energia escura é um dos problemas mais desafiadores da cosmologia.

Uma melhor compreensão da energia escura provavelmente resolverá o problema do destino final do universo . Na época cosmológica atual, a expansão acelerada devido à energia escura está impedindo a formação de estruturas maiores do que superaglomerados . Não se sabe se a aceleração continuará indefinidamente, talvez até aumentando até um grande rasgo , ou se eventualmente reverterá, levará a um grande congelamento ou seguirá algum outro cenário.

Ondas gravitacionais

As ondas gravitacionais são ondulações na curvatura do espaço-tempo que se propagam como ondas na velocidade da luz, geradas em certas interações gravitacionais que se propagam para fora de sua fonte. A astronomia de ondas gravitacionais é um ramo emergente da astronomia observacional que visa usar ondas gravitacionais para coletar dados observacionais sobre fontes de ondas gravitacionais detectáveis, como sistemas estelares binários compostos de anãs brancas , estrelas de nêutrons e buracos negros ; e eventos como supernovas e a formação do universo inicial logo após o Big Bang .

Em 2016, as equipes de Colaboração Científica LIGO e Colaboração Virgo anunciaram que fizeram a primeira observação de ondas gravitacionais , originadas de um par de buracos negros em fusão usando os detectores LIGO avançados. Em 15 de junho de 2016, uma segunda detecção de ondas gravitacionais de buracos negros coalescentes foi anunciada. Além do LIGO, muitos outros observatórios (detectores) de ondas gravitacionais estão em construção.

Outras áreas de investigação

Os cosmólogos também estudam:

Veja também

Referências

Leitura adicional

Popular

Livros didáticos

  • Cheng, Ta-Pei (2005). Relatividade, Gravitação e Cosmologia: uma introdução básica . Oxford e Nova York: Oxford University Press. ISBN 978-0-19-852957-6. Cosmologia introdutória e relatividade geral sem o aparato tensor completo, adiada até a última parte do livro.
  • Dodelson, Scott (2003). Cosmologia moderna . Academic Press. ISBN 978-0-12-219141-1.Um texto introdutório, divulgado um pouco antes dos resultados do WMAP .
  • Grøn, Øyvind ; Hervik, Sigbjørn (2007). Teoria Geral da Relatividade de Einstein com Aplicações Modernas em Cosmologia . Nova York: Springer. ISBN 978-0-387-69199-2.
  • Harrison, Edward (2000). Cosmologia: a ciência do universo . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-66148-5.Para alunos de graduação; matematicamente suave com um forte foco histórico.
  • Kutner, Marc (2003). Astronomy: A Physical Perspective . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-52927-3. Um texto introdutório à astronomia.
  • Kolb, Edward; Michael Turner (1988). O Universo Primitivo . Addison-Wesley. ISBN 978-0-201-11604-5. A referência clássica para pesquisadores.
  • Liddle, Andrew (2003). Uma introdução à cosmologia moderna . John Wiley. ISBN 978-0-470-84835-7. Cosmologia sem relatividade geral.
  • Liddle, Andrew; David Lyth (2000). Inflação cosmológica e estrutura em grande escala . Cambridge. ISBN 978-0-521-57598-0.Uma introdução à cosmologia com uma discussão completa sobre a inflação .
  • Mukhanov, Viatcheslav (2005). Fundações físicas da cosmologia . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-56398-7.
  • Padmanabhan, T. (1993). Formação da estrutura no universo . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-42486-8. Discute a formação de estruturas em grande escala em detalhes.
  • Peacock, John (1998). Física Cosmológica . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-42270-3. Uma introdução incluindo mais sobre relatividade geral e teoria quântica de campo do que a maioria.
  • Peebles, PJE (1993). Princípios de cosmologia física . Princeton University Press. ISBN 978-0-691-01933-8. Forte foco histórico.
  • Peebles, PJE (1980). A Estrutura em Grande Escala do Universo . Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08240-0.O trabalho clássico sobre estrutura em grande escala e funções de correlação.
  • Rees, Martin (2002). New Perspectives in Astrophysical Cosmology . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-64544-7.
  • Weinberg, Steven (1971). Gravitação e Cosmologia . John Wiley. ISBN 978-0-471-92567-5. Uma referência padrão para o formalismo matemático.
  • Weinberg, Steven (2008). Cosmologia . Imprensa da Universidade de Oxford. 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 .

links externos

De grupos

De indivíduos