Див. також ширше визначення терміна — космологія.

Фізична космологія — підрозділ фізики та астрономії, який досліджує фізичне Всесвіт як ціле, зокрема його походження та його будову на найбільших масштабах. Космологічна модель надає математичний опис найбільших за масштабом структур і динаміки Всесвіту та дає змогу досліджувати фундаментальні питання щодо його походження, будови, еволюції й остаточної доліFor an overview, see .

Космологія як наука бере початок із принципу Коперника, який стверджує, що небесні тіла підкоряються тим самим фізичним законам, що й об'єкти на Землі, а також із ньютонівської механіки, яка вперше дала змогу зрозуміти ці закони. Фізична космологія в сучасному розумінні розпочалася 1915 року з розроблення Альбертом Ейнштейном загальної теорії відносності. Згодом вона була підкріплена ключовими спостережними відкриттями 1920-х років: по-перше, Едвін Габбл довів, що Всесвіт містить величезну кількість галактик за межами Чумацького Шляху; по-друге, роботи Весто Слайфера, Едвіна Габбла та інших учених показали, що Всесвіт розширюється. Ці досягнення дали змогу висунути гіпотези щодо походження Всесвіту та утвердити теорію Великого вибуху, запропоновану Жоржем Леметром, як провідну космологічну модель. Деякі дослідники й нині підтримують кілька , однак більшість космологів погоджується, що саме теорія Великого вибуху найкраще пояснює спостережувані дані.

Значний прогрес у спостережній космології з 1990-х років, зокрема дослідження реліктового випромінювання, далеких наднових і оглядів червоних зміщень галактик, привів до формування стандартної космологічної моделі. Ця модель вимагає існування у Всесвіті великої кількості темної матерії та темної енергії, природа яких наразі залишається недостатньо зрозумілою, проте вона дає детальні передбачення, що добре узгоджуються з широким спектром спостережень.

Космологія значною мірою спирається на результати досліджень із різних галузей теоретичної та прикладної фізики. З космологією тісно пов'язані фізика елементарних частинок, теоретична та спостережна астрофізика, загальна теорія відносності, квантова механіка та фізика плазми.

Історія дослідження Сучасна космологія розвивалася паралельними шляхами з боку теорії та спостережень. У 1916 році Альберт Ейнштейн опублікував свою теорію загальної теорії відносності, яка надала єдиний опис гравітації як геометричної властивості простору-часу. На той час Ейнштейн дотримувався уявлення про статичний Всесвіт, але з'ясував, що його початкове формулювання теорії не допускає такого стану. Це пов'язано з тим, що маси, розподілені у Всесвіті, гравітаційно притягуються одна до одної та з часом зближуються. Однак Ейнштейн зрозумів, що його рівняння допускають введення сталої величини, яка могла б компенсувати гравітаційне притягання у космічному масштабі. У 1917 році він опублікував свою першу працю з релятивістської космології, додавши до польових рівнянь так звану космологічну сталу, щоб зробити Всесвіт стаціонарним.

Модель Ейнштейна описує стаціонарний Всесвіт, у якому простір є скінченним, але безмежним (аналогічно до поверхні сфери, яка має скінченну площу, але не має країв). Проте ця ейнштейнівська модель є нестійкою до малих збурень: з часом вона неминуче починає або розширюватися, або стискатися. Пізніше з'ясувалося, що модель Ейнштейна є лише одним із ширшого класу можливих розв'язків, які усі узгоджуються із загальною теорією відносності та космологічним принципом. Космологічні розв'язки рівнянь загальної теорії відносності знайшов Олександр Фрідман на початку 1920-х років. Його рівняння описують Всесвіт Фрідмана — Леметра — Робертсона — Вокера, який може розширюватися або стискатися, а його геометрія може бути відкритою, плоскою або замкненою.

У 1910-х роках Весто Слайфер (а згодом Карл Вільгельм Віртц) інтерпретував червоне зміщення спіральних туманностей як ефект Доплера, що вказувало на їхнє віддалення від Землі. Однак визначення відстаней до астрономічних об'єктів є складним завданням. Один зі способів полягає в порівнянні фізичного розміру об'єкта з його кутовим розміром, але для цього потрібно припускати відомий фізичний розмір. Інший метод ґрунтується на вимірюванні яскравості об'єкта та припущенні його власної світності, що дозволяє визначити відстань за допомогою закону обернених квадратів. Через труднощі застосування цих методів тоді ще не усвідомлювали, що туманності насправді є галактиками за межами нашого Чумацького Шляху, і не робили космологічних висновків.

У 1927 році бельгійський римсько-католицький священник Жорж Леметр незалежно вивів рівняння Фрідмана—Леметра—Робертсона—Вокера і, спираючись на віддалення спіральних туманностей, запропонував ідею, що Всесвіт почався з «вибуху» первісного атома, що згодом отримало назву Великий вибух. У 1929 році Едвін Габбл надав спостережні підтвердження теорії Леметра. Він довів, що спіральні туманності є галактиками, визначивши їхні відстані за вимірюваннями яскравості цефеїд. Габбл виявив залежність між червоним зміщенням галактики та її відстанню і витлумачив це як доказ того, що галактики віддаляються від Землі в усіх напрямках зі швидкостями, пропорційними відстані. Цей факт нині відомий як закон Габбла, хоча коефіцієнт пропорційності, знайдений Габблом, з часом довелося знизити приблизно в десять разів через допущені Габблом похибки.

З огляду на космологічний принцип, закон Габбла свідчив про те, що Всесвіт розширюється. Було запропоновано два основні пояснення цього розширення. Перше — теорія Великого вибуху Леметра, яку розвивав і підтримував Георгій Гамов. Друге — Фреда Гойла, у якій в міру віддалення галактик безперервно утворюється нова матерія. У цій моделі Всесвіт у цілому залишається приблизно однаковим у будь-який момент часу.

Упродовж кількох років підтримка цих теорій була приблизно рівною. Проте спостережні дані дедалі більше свідчили на користь ідеї, що Всесвіт еволюціонував із гарячого і щільного стану. Відкриття реліктового випромінювання у 1965 році надало потужну підтримку моделі Великого вибуху, а після високоточних вимірювань реліктового випромінювання супутником COBE на початку 1990-х років лише небагато космологів серйозно пропонували альтернативні теорії походження та еволюції космосу.

Історія Всесвіту

Історія Всесвіту є центральною темою космології. Вона поділяється на різні періоди, звані епохами, відповідно до домінуючих сил і процесів у кожному періоді. Стандартна космологічна модель відома як модель ΛCDM.

Рівняння руху

У межах стандартної космологічної моделі рівняння руху, що описують Всесвіт як ціле, виводяться з загальної теорії відносності з невеликою додатною космологічною сталою. Розв'язком є розширюваний Всесвіт; унаслідок цього розширення випромінювання та матерія у Всесвіті охолоджуються і стають все більш розрідженими. Спочатку розширення уповільнюється через гравітацію, яка притягує матерію та випромінювання у Всесвіті. Однак, коли вони стають більш розрідженими, космологічна стала починає домінувати, і розширення Всесвіту починає прискорюватися. У нашому Всесвіті це відбулося кілька мільярдів років тому.

Фізика частинок у космології У найраніші моменти Всесвіту середня густина енергії була дуже високою, що робить знання фізики частинок критично важливим для розуміння цього середовища. Тому процеси розсіювання і розпаду нестабільних елементарних частинок є важливими для космологічних моделей цього періоду.

Загалом, кожний процес розсіювання або розпаду важливий у тій космологічний епосі, коли часовий масштаб процесу менший або порівнянний із часовим масштабом розширення Всесвіту. Часовий масштаб, що описує розширення Всесвіту, визначається як , де  — параметр Габбла, який змінюється з часом. Часовий масштаб розширення приблизно дорівнює віку Всесвіту в кожен момент часу.

Хронологія Великого вибуху

Спостереження свідчать, що Всесвіт виник приблизно 13,8 мільярда років тому. Відтоді еволюція Всесвіту пройшла через три фази. Дуже ранній Всесвіт, який ще погано вивчений, тривав долі секунди, під час яких частинки мали енергії, значно вищі за ті, що доступні у сучасних прискорювачах частинок. Тому, хоча основні особливості цієї епохи розроблено в межах теорії Великого вибуху, деталі здебільшого ґрунтуються на певних припущеннях.

Далі, у ранньому Всесвіті еволюція відбувалася згідно з відомими законами фізики високих енергій. У цей період утворилися перші протони, електрони та нейтрони, потім ядра, а згодом і атоми. Після формування нейтрального водню було випромінене реліктове випромінювання.

Нарешті розпочалася епоха формування структур, коли матерія почала збиратися в перші зорі, а згодом сформувалися галактики, скупчення і надскупчення галактик. Майбутнє Всесвіту ще остаточно невідоме, але модель ΛCDM передбачає, що він продовжуватиме розширюватися вічно.

Напрями досліджень Модель ΛCDM, також звана Стандартною космологічною моделлю, описує Всесвіт від часток секунди після утворення Всесвіту й дотепер. Вона містить космологічну сталу, позначену літерою лямбда (грецька Λ), пов'язану з темною енергією, а також холодну темну матерію (, скорочено CDM), — звідси і її назва. Попри значні успіхи, ця модель містить низку питань, які досі залишаються без відповіді. Нижче подано опис деяких із найактивніших напрямів досліджень у космології в приблизно хронологічному порядку. Цей огляд не охоплює всі аспекти космології Великого вибуху, які подано в статті Хронологія Всесвіту.

Інфляція

Ранній гарячий Всесвіт, починаючи приблизно з 10−33 секунди, добре описується теорією Великого вибуху, однак у цій моделі існує кілька серйозних проблем. Зокрема, з погляду сучасної фізики елементарних частинок немає переконливого пояснення того, чому Всесвіт є плоским, а також однорідним та ізотропним, як цього вимагає космологічний принцип. Крім того, теорії великого об'єднання у фізиці частинок передбачають існування у Всесвіті магнітних монополів, які досі не було виявлено. Ці проблеми розв'язуються введенням короткого періоду космічної інфляції, яка приводить Всесвіт до плоского стану, згладжує анізотропії та неоднорідності до спостережуваного рівня, а також експоненційно розріджує магнітні монополі. Фізична модель, що лежить в основі космічної інфляції, досі не підтверджена фізикою частинок, а також існують складні проблеми узгодження інфляції з квантовою теорією поля. Деякі космологи вважають, що альтернативою інфляції можуть стати теорія струн і космологія брани.

Баріогенез

Іншою фундаментальною проблемою космології є причина того, що у Всесвіті міститься значно більше матерії, ніж антиматерії. Зі спостережень випливає, що Всесвіт не поділений на області, заповнені матерією та антиматерією, інакше б спостерігалися рентгенівські та гамма-промені, утворені внаслідок анігіляції. Отже, в ранньому Всесвіті мав відбутися процес, який створив невеликий надлишок матерії над антиматерією. Цей поки що не до кінця зрозумілий механізм називають баріогенезом. Три необхідні умови для баріогенезу були сформульовані Андрієм Сахаровим у 1967 році й передбачають порушення симетрії між матерією та антиматерією, відомої у фізиці частинок як CP-інваріантність. Однак експерименти на прискорювачах частинок фіксують надто слабке порушення CP-симетрії, щоб пояснити спостережувану баріонну асиметрію. Тому космологи й фізики елементарних частинок шукають додаткові механізми порушення CP-симетрії в ранньому Всесвіті, які могли б пояснити цю асиметрію.

Первинний нуклеосинтез