Преглед на кодот на Физичка космологија

{{Космологија}}
'''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.<ref name=GFR_Ellis>For an overview, see {{Наведена книга |chapter=Issues in the Philosophy of Cosmology |author=George FR Ellis |arxiv=astro-ph/0602280 |isbn=978-0-444-51560-5 |publisher=North Holland |title=Philosophy of Physics (Handbook of the Philosophy of Science) 3 volume set |editor=Jeremy Butterfield & John Earman|bibcode = 2006astro.ph..2280E |year=2006 }}</ref>  [[Космологија]] како [[наука]] потекнува од [[Коперниковиот принцип]], што значи дека [[астрономскиот објект|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 [[галакси]]и надвор од нашиот [[Млечен Пат]]; тогаш, работата на [[Весто Слајфер]] и други покажаа дека вселената се [[ширење на вселената|шири]]. Овие напредоци овозможија да се шпекулира за [[настанок на вселената|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 [[нестандардни космологии|алтернативни космологии]];<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://cosmologystatement.org/|archiveurl=https://web.archive.org/web/20140401081546/http://cosmologystatement.org/|title=An Open Letter to the Scientific Community as published in New Scientist, May 22, 2004|last=|first=|date=2014-04-01|website=cosmologystatement.org|archive-date=1 April 2014|url-status=dead|access-date=2017-09-27}}</ref> 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 [[Lambda-CDM model|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.<ref name="PDG">{{Наведено списание | url=http://pdg.ge.infn.it/2011/reviews/rpp2011-rev-cosmological-parameters.pdf | title=2013 Review of Particle Physics | author=Beringer, J. | author2=et al. (Particle Data Group) | journal=Phys. Rev. D | date=2012 | volume=86 | issue=1 | page=010001 | doi=10.1103/PhysRevD.86.010001 | bibcode=2012PhRvD..86a0001B | access-date=2019-01-30 | archive-date=2022-10-09 | archive-url=https://ghostarchive.org/archive/20221009/http://pdg.ge.infn.it/2011/reviews/rpp2011-rev-cosmological-parameters.pdf | url-status=dead }}</ref>

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 [[физика на честички феноменологија|теории]] од физиката на честичките, [[астрофизиката]], [[општата релативност]], [[квантната механика]] и [[плазма физиката]].

== Историја за темата ==
<!--[[History of physical cosmology]] redirects here.-->
{{Nature timeline}}
{{Поврзано|Временска линија на космологијата|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.<ref>{{Наведена мрежна страница|title=Nobel Prize Biography|url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1921/einstein-bio.html|publisher=Nobel Prize|accessdate=25 February 2011}}</ref> Во тоа време, Ајнштајн верувал во [[статична вселена]], но сфатил дека неговата оригинална формула на теоријата не го дозволува.<ref name="Liddle, A. 51">{{Наведена книга | author = Liddle, A. | title = An Introduction to Modern Cosmology | publisher = Wiley | page=51 | isbn =978-0-470-84835-7 | date = May 26, 2003 }}</ref> Ова е затоа што масите што се распоредени низ вселената се привлекуваат од гравитацијата, и со текот на времето се движат едни кон други.<ref>{{Наведена книга | last = Vilenkin | first = Alex | title = Many worlds in one : the search for other universes | publisher = Hill and Wang, A division of Farrar, Straus and Giroux | location = New York | date = 2007 | isbn = 978-0-8090-6722-0 | page=19}}</ref> 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.<ref>{{Наведена книга |last1=Jones |first1=Mark |last2=Lambourne |first2=Robert | title = An introduction to galaxies and cosmology | publisher = Open University Cambridge University Press | location = Milton Keynes Cambridge, UK; New York | date = 2004 | isbn = 978-0-521-54623-2 | page= 228}}</ref> 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 [[метричко проширување на просторот|проширува]] или намалува.<ref name="Liddle, A. 51"/> 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.<ref>{{Наведена книга |last1=Jones |first1=Mark |last2=Lambourne |first2=Robert | title = An introduction to galaxies and cosmology | publisher = Open University Cambridge University Press | location = Milton Keynes Cambridge, UK; New York | date = 2004 | isbn = 978-0-521-54623-2 |page=232 }}</ref> Неговите равенки ја опишуваат вселената, која може да се проширува или да се намалува, а чија геометрија може да биде отворена, рамна или затворена.

[[File:History of the Universe mk.svg|thumb|left|350px|Историјата на [[вселената]]та – се пртпоставува дека [[гравитациски бран|гравитациските бранови]] потекнуваат од [[инфлација (космологија)|космичката инфлација]], [[побрзо од светлината#ширење на вселената|побрзо од светлината]] ширење веднаш по [[Големата експлозија]]<ref name="BICEP2-2014" /><ref name="NASA-20140317" /><ref name="NYT-20140317" />]]

Во 1910-тите, [[Весто Слајфер]] (и подоцна [[Карл Вилхелм Вирц]]) го толкуваа [[црвено поместување|црвеното поместување]] на [[маглина|спиралните маглини]] како и [[Доплерово поместување|Доплеровото поместување]] што укажува дека се оддалечуваат од Земјата.<ref>{{citation | last1=Slipher | first1=V. M. | title=Further Notes on Spectrographic Observations of Nebulae and Clusters | journal=Publications of the American Astronomical Society| volume=4 | editor1-first=Philip | editor1-last=Fox | editor2-first=Joel | editor2-last=Stebbins | date=1922 | pages=284–286 | bibcode=1922PAAS....4..284S }}</ref><ref>{{citation | last1=Seitter | first1=Waltraut C. | last2=Duerbeck | first2=Hilmar W. | title=Carl Wilhelm Wirtz – Pioneer in Cosmic Dimensions  | journal=Harmonizing Cosmic Distance Scales in a Post-Hipparcos Era | series=ASP Conference Series | volume=167 | editor1-first=Daniel | editor1-last=Egret | editor2-first=Andre | editor2-last=Heck | isbn=978-1-886733-88-6 | date=1999 | pages=237–242 | bibcode=1999ASPC..167..237S }}</ref> 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, [[Белгија|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]]"<ref>{{citation | last1=Lemaître | first1=G. | title=Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques | journal=Annales de la Société Scientifique de Bruxelles | volume=A47 | pages=49–59 | date=1927 | language=fr | bibcode=1927ASSB...47...49L }}</ref>-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.<ref>{{citation | last1=Hubble | first1=Edwin  | title=A Relation between Distance and Radial Velocity among Extra-Galactic Nebulae | journal=Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America | volume=15 | issue=3 | pages=168–173 | date=March 1929 | doi=10.1073/pnas.15.3.168  | bibcode=1929PNAS...15..168H | pmid=16577160 | pmc=522427}}</ref> 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.<ref>{{citation | last1=Hoyle | first1=F. | title=A New Model for the Expanding Universe | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=108 | issue=5 | pages=372–382 | date=1948 | bibcode=1948MNRAS.108..372H | doi=10.1093/mnras/108.5.372}}</ref><ref name="aip">{{citation | title=Big Bang or Steady State? | work=Ideas of Cosmology | publisher=American Institute of Physics | url=https://www.aip.org/history/cosmology/ideas/bigbang.htm | accessdate=2015-07-29 | archive-date=2015-06-12 | archive-url=https://web.archive.org/web/20150612115523/http://www.aip.org/history/cosmology/ideas/bigbang.htm | url-status=dead }}</ref>

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,<ref name="aip"/> 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 [[Гравитациска сингуларност|сингуларност]], како што покажаа [[Роџер Пенроуз]] и [[Стивен Хокинг]] во 1960-тите.<ref name=Earman1999>{{citation | last1=Earman | first1=John | title=The Penrose-Hawking Singularity Theorems: History and Implications – The expanding worlds of general relativity | journal=The Expanding Worlds of General Relativity | pages=235 | editor1-first=Hubert | editor1-last=Goenner | editor2-last=Jürgen | editor3-first=Jim | editor3-last=Ritter | editor4-first=Tilman | editor4-last=Sauer | series=Birk presentations of the fourth conference on the and gravitation | year=1999 | bibcode=1999ewgr.book..235E }}</ref>

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.<ref name="LS-20150226">{{Наведена мрежна страница |last=Ghose |first=Tia |title=Big Bang, Deflated? Universe May Have Had No Beginning |url=http://www.livescience.com/49958-theory-no-big-bang.html |date=26 February 2015 |website=[[Live Science]] |accessdate=28 February 2015 }}</ref><ref name="PL-20150204">{{Наведено списание |last=Ali |first=Ahmed Faraq |title=Cosmology from quantum potential |url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S0370269314009381 |journal=Physics Letters B |volume=741 |issue=2015 |pages=276–279 |doi=10.1016/j.physletb.2014.12.057 |date=4 February 2015 |accessdate=28 February 2015 |arxiv=1404.3093 |bibcode=2015PhLB..741..276F }}</ref><ref name="AR-20141118">{{Наведено списание|last1=Das|first1=Saurya|last2=Bhaduri|first2=Rajat K|title=Dark matter and dark energy from a Bose–Einstein condensate|journal=Classical and Quantum Gravity|date=May 21, 2015|volume=32|issue=10|pages=105003|doi=10.1088/0264-9381/32/10/105003|arxiv = 1411.0753 |bibcode = 2015CQGra..32j5003D }}</ref>

==Енергија на космосот==
Најлесните [[хемиски елементи]], првенствено [[водород]] и [[хелиум]], беа создадени за време на [[Биг Бенг]] (Големата експлозија) преку процесот на [[нуклеосинтеза]].<ref name=Burles2001/> 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]].<ref name=B2FH>{{Наведено списание | last1=Burbidge | first1=E. M. | last2=Burbidge | first2=G. R. | last3=Fowler | first3=W. A. | last4=Hoyle | first4=F. | year=1957 | title=Synthesis of the Elements in Stars | journal=[[Reviews of Modern Physics]] | volume=29 | issue=4 | pages=547–650 | bibcode=1957RvMP...29..547B | doi=10.1103/RevModPhys.29.547 }}</ref> Нет процесот резултира со "подоцнежно ослободување на енергија", што значи последователно на Големата експлозија.<ref name=Frautschi1982>{{Наведено списание | title=Entropy in an expanding universe | last1=Frautschi | first1=S. | journal=Science | volume=217 | issue=4560 | pages=593–599 | date=August 13, 1982 | doi=10.1126/science.217.4560.593 | pmid=17817517 | bibcode=1982Sci...217..593F }}</ref> 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 [[Забрзувачка вселената|забрзаното ширење на вселената]], користејќи конвенционални [[Енергија форми|форми на енергија]]. Наместо тоа, космолозите предлагаат нова форма на енергија наречена [[темна енергија]] која го опфаќа целиот простор.<ref>[http://www.sciencemag.org/cgi/content/abstract/300/5627/1914?siteid=sci&ijkey=eJV6VmToFgZIE&keytype=ref Science 20 June 2003: Vol. 300. no. 5627, pp. 1914–1918] Throwing Light on Dark Energy, Robert P. Kirshner. Retrieved December 2006</ref> 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]].<ref name=Frieman2008>{{Наведено списание | title=Dark Energy and the Accelerating Universe | last1=Frieman | first1=Joshua A. | last2=Turner | first2=Michael S. | last3=Huterer | first3=Dragan | journal=Annual Review of Astronomy & Astrophysics | volume=46 | issue=1 | pages=385–432 | year=2008 | doi=10.1146/annurev.astro.46.060407.145243 | bibcode=2008ARA&A..46..385F | arxiv=0803.0982 }}</ref>

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]].<ref>e.g. {{Наведена книга | author = Liddle, A. | title = An Introduction to Modern Cosmology | publisher = Wiley | isbn =978-0-470-84835-7 |year=2003 }} This argues cogently "Energy is always, always, always conserved."</ref>

[[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, [[енергетската густина|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 [[electronvolt|електронволти-eV]] и пониска, материјата ја диктира стапката на забавување и вселената се вели дека е „доминирана материја“. Интермедијалниот случај не се третира добро [[аналитичко решение|аналитички]]. Како што ширењето на вселената продолжува, материјата се разредува уште повеќе и [[космолошката константа]] станува доминантна, што доведува до забрзување на [[ширење на вселената|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|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]].<ref>
{{Наведено списание
| title = Supersymmetry of FRW barotropic cosmologies
| author = P. Ojeda
| author2 = H. Rosu
| journal = Internat. J. Theoret. Phys.
|  volume = 45
|  pages = 1191–1196
|date=June 2006
|  doi = 10.1007/s10773-006-9123-2
|arxiv = gr-qc/0510004 |bibcode = 2006IJTP...45.1152R
| issue = 6 }}
</ref> 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.<ref name=Springel2006>{{Наведено списание | title=The large-scale structure of the Universe | last1=Springel | first1=Volker | last2=Frenk | first2=Carlos S. | last3=White | first3=Simon D.M. | journal=Nature | volume=440 | issue=7088 | pages=1137–1144 | year=2006 | doi=10.1038/nature04805 | pmid=16641985 | bibcode=2006Natur.440.1137S | arxiv=astro-ph/0604561 | citeseerx=10.1.1.255.8877 }}</ref>

===Физика на честички во космологијата===
{{Главна|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 <math>1/H</math> со <math>H</math> што е [[Хаблов параметар]], кој варира со времето. Времетраењето на проширувањето <math>1/H</math> е приближно еднакво на староста на вселената во секоја точка во времето.

===Времеплов на Големата експлозија===
{{Главна|Времеслед на Големата експлозија}}
Набљудувањата покажуваат дека вселената започнала пред околу 13,8 милијарди години.<ref>{{Наведена мрежна страница
|last =
|first =
|title = Cosmic Detectives
|url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Cosmic_detectives
|authorlink =
|website =
|publisher = The European Space Agency (ESA)
|date = 2013-04-02
|doi =
|accessdate = 2013-04-25}}
</ref> Од тогаш, развојот на вселената помина низ три фази. Многу рната вселената, која сè уште е слабо разбрана, беше толку жешко што [[субатомските честички|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<sup>−33</sup> 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 [[облик на вселената|рамна]], хомогена и [[изотропија|изотропна]] ''([[космолошки принцип]])''. Покрај тоа, [[големата унифицирана теорија|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 [[Израмнување(космологија)|израмни]], ги изедначува анизотропиите и нехомогеноста на опсервативното ниво и експоненцијално ги разредува монополите.<ref name=Guth1981>{{Наведено списание | title=Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems | last1=Guth | first1=Alan H. | journal=Physical Review D | volume=23 | issue=2 | date=January 15, 1981 | pages=347–356 | doi=10.1103/PhysRevD.23.347 | bibcode=1981PhRvD..23..347G }}</ref> 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]].{{Vague|date=April 2018}} Некои космологисти мислат дека [[теоријата на стрингови]] и [[брановата космологија]] ќе донесат алтернатива на инфлацијата.<ref name=Pogosian2003>{{Наведено списание | title=Observational constraints on cosmic string production during brane inflation | last1=Pogosian | first1=Levon | last2=Tye | first2=S.-H. Henry | last3=Wasserman | first3=Ira | last4=Wyman | first4=Mark | journal=Physical Review D | volume=68 | issue=2 | page=023506 | year=2003 | doi=10.1103/PhysRevD.68.023506 | bibcode=2003PhRvD..68b3506P | arxiv=hep-th/0304188 }}</ref>

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 во физиката|симетрија]], наречена [[ЦП-симетрија]], помеѓу материјата и антиматеријата.<ref name=Canetti2012>{{citation | title=Matter and antimatter in the universe | display-authors=1 | first1=Laurent | last1=Canetti | first2=Marco | last2=Drewes | first3=Mikhail | last3=Shaposhnikov | journal=New Journal of Physics | volume=14 | issue=9 | pages=095012 | date=September 2012 | doi=10.1088/1367-2630/14/9/095012 | bibcode=2012NJPh...14i5012C | arxiv=1204.4186 }}</ref> 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.<ref name=Pandolfi2017>{{Наведена мрежна страница | title=New source of asymmetry between matter and antimatter | first1=Stefania | last1=Pandolfi | date=January 30, 2017 | publisher=CERN | url=https://home.cern/about/updates/2017/01/new-source-asymmetry-between-matter-and-antimatter | accessdate=2018-04-09 }}</ref>

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.{{speculation inline|date=April 2018}}<!-- This statement is both speculative and somewhat obvious. It will either be one, the other, or none. Is it needed? -->

===Теорија на големата експлозија===
{{Главна|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 [[деутериум]], [[хелиум | 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]].<ref name=Peebles2014>{{Наведено списание | title=Discovery of the hot Big Bang: What happened in 1948 | last1=Peebles | first1=Phillip James Edwin | journal=The European Physical Journal H | volume=39 | issue=2 | pages=205–223 | date=April 2014 | doi=10.1140/epjh/e2014-50002-y | bibcode=2014EPJH...39..205P | arxiv=1310.2146 }}</ref> 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.<ref name=Burles2001>{{Наведено списание | title=Big Bang Nucleosynthesis Predictions for Precision Cosmology | last1=Burles | first1=Scott | last2=Nollett | first2=Kenneth M. | last3=Turner | first3=Michael S. | journal=The Astrophysical Journal | volume=552 | issue=1 | pages=L1–L5 | date=May 2001 | doi=10.1086/320251 | bibcode=2001ApJ...552L...1B | arxiv=astro-ph/0010171 }}</ref> Поточно, може да се користи за тестирање на принципот за [[еквивалентност]],<ref name=Boucher2004>{{citation | title=Cosmic microwave background constraints on the strong equivalence principle | last1=Boucher | first1=V. | last2=Gérard | first2=J.-M. | last3=Vandergheynst | first3=P. | last4=Wiaux | first4=Y. | journal=Physical Review D | volume=70 | issue=10 | page=103528 | date=November 2004 | doi=10.1103/PhysRevD.70.103528 | bibcode=2004PhRvD..70j3528B | arxiv=astro-ph/0407208 }}</ref> да ја истражи [[темната материја]] и да ја тестира физиката на [[неутрино]].<ref name=Cyburt2016>{{citation | title=Big bang nucleosynthesis: Present status | last1=Cyburt | first1=Richard H. | last2=Fields | first2=Brian D. | last3=Olive | first3=Keith A. | last4=Yeh | first4=Tsung-Han | journal=Reviews of Modern Physics | volume=88 | issue=1 | page=015004 | date=January 2016 | doi=10.1103/RevModPhys.88.015004 | bibcode=2016RvMP...88a5004C | arxiv=1505.01076 }}</ref> Некои космолози предложиле дека нуклеосинтезата на Биг Бенг сугерира дека има четврти "стерилен" вид на неутрино.<ref name=Lucente2018>{{cite arxiv| title=Leptogenesis, dark matter and neutrino masses | last1=Lucente | first1=Michele | last2=Abada | first2=Asmaa | last3=Arcadi | first3=Giorgio | last4=Domcke | first4=Valerie  | eprint=1803.10826 | date=March 2018| class=hep-ph }}</ref>

====Стандарден модел на космологијата на Големата експлозија====
'''ΛCDM''' ('''Ламбда ладна темна материја''') или '''[[Lambda-CDM]]''' модел е [[Параметриска равенка|параметризација]] на [[Биг бенг]] космолошкиот модел во кој вселената содржи [[космолошка константа]] означена со [[Грчка азбука|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]].<ref name=Planck2015>{{Наведено списание | title=Planck 2015 Results. XIII. Cosmological Parameters | arxiv=1502.01589 | last1=Collaboration | first1=Planck | last2=Ade | first2=P. A. R. | last3=Aghanim | first3=N. | last4=Arnaud | first4=M. | last5=Ashdown | first5=M. |last6=Aumont  | first6=J. | last7=Baccigalupi | first7=C. | last8=Banday | first8=A. J. | last9=Barreiro | first9=R. B. | last10=Bartlett | first10=J. G. | last11=Bartolo | first11=N. | last12=Battaner | first12=E. | last13=Battye | first13=R. | last14=Benabed | first14=K. | last15=Benoit | first15=A. | last16=Benoit-Levy | first16=A. | last17=Bernard | first17=J. -P. | last18=Bersanelli | first18=M.  | last19=Bielewicz | first19=P. | last20=Bonaldi | first20=A. | last21=Bonavera | first21=L. | last22=Bond | first22=J. R. | last23=Borrill | first23=J. | last24=Bouchet | first24=F. R. | last25=Boulanger | first25=F. | last26=Bucher | first26=M. | last27=Burigana | first27=C. | last28=Butler | first28=R. C. | last29=Calabrese | first29=E. | last30=Cardoso | first30=J.-F. | display-authors=29 | year=2015 | doi=10.1051/0004-6361/201525830 | volume=594 | issue=13 | journal=Astronomy & Astrophysics | page=A13 | bibcode=2016A&A...594A..13P }}</ref><ref name=Carlisle>{{Наведено списание | title=Planck Upholds Standard Cosmology | first1=Camille M. | last1=Carlisle  | date=February 10, 2015 | publisher=Sky & Telescope Media | url=http://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/planck-upholds-standard-cosmology-0210201523/ | accessdate=2018-04-09 }}</ref>

===Космичка микробранова позадина===
{{Главна|Космичка микробранова позадина}}
[[File:PIA17993-DetectorsForInfantUniverseStudies-20140317.jpg|thumb|right|Evidence of [[gravitational wave]]s in the [[Big Bang|infant universe]] may have been uncovered by the microscopic examination of the [[focal plane]] of the [[BICEP2]] [[radio telescope]].<ref name="BICEP2-2014" /><ref name="NASA-20140317" /><ref name="NYT-20140317" /><ref name="NYT-20140324" />]]
Космичката микробранова позадина е зрачењето кое е преостанато од почетокот на [[рекомбинацијата(космологијата)|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 10<sup>5</sup>. [[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 ([[Cosmic Background Explorer|COBE]] и [[WMAP]])<ref name=Lamarre2010>{{Наведена книга | chapter=The Cosmic Microwave Background | last1=Lamarre | first1=Jean-Michel | title=Observing Photons in Space | volume=9 | editor1-first=M. C. E. | editor1-last=Huber | editor2-first=A. | editor2-last=Pauluhn | editor3-first=J. L. | editor3-last=Culhane | editor4-first=J. G. | editor4-last=Timothy | editor5-first=K. | editor5-last=Wilhelm | editor6-first=A. | editor6-last=Zehnder | series=ISSI Scientific Reports Series | year=2010 | pages=149–162 | bibcode=2010ISSIR...9..149L }}</ref> и многу експерименти засновани на терен и балон (како [[интерферометар на аголна скала]], [[космички заден сликач]] и [[Бумеранг експериментот|Бумеранг]]).<ref name=Sievers2003>{{Наведено списание | title=Cosmological Parameters from Cosmic Background Imager Observations and Comparisons with BOOMERANG, DASI, and MAXIMA | display-authors=1 | last1=Sievers | first1=J. L. | last2=Bond | first2=J. R. | last3=Cartwright | first3=J. K. | last4=Contaldi | first4=C. R. | last5=Mason | first5=B. S. | last6=Myers | first6=S. T. | last7=Padin | first7=S. | last8=Pearson | first8=T. J. | last9=Pen | first9=U.-L. | last10=Pogosyan | first10=D. | last11=Prunet | first11=S. | last12=Readhead | first12=A. C. S. | last13=Shepherd | first13=M. C. | last14=Udomprasert | first14=P. S. | last15=Bronfman | first15=L. | last16=Holzapfel | first16=W. L. | last17=May | first17=J. | journal=The Astrophysical Journal | volume=591 | issue=2 | pages=599–622 | year=2003 | doi=10.1086/375510 | bibcode=2003ApJ...591..599S | arxiv=astro-ph/0205387 }}</ref> 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.<ref name=Hinshaw2013>{{Наведено списание | title=Nine-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Parameter Results | display-authors=1 | last1=Hinshaw | first1=G. | last2=Larson | first2=D. | last3=Komatsu | first3=E. | last4=Spergel | first4=D. N. | last5=Bennett | first5=C. L. | last6=Dunkley | first6=J. | last7=Nolta | first7=M. R. | last8=Halpern | first8=M. | last9=Hill | first9=R. S. | last10=Odegard | first10=N. | last11=Page | first11=L. | last12=Smith | first12=K. M. | last13=Weiland | first13=J. L. | last14=Gold | first14=B. | last15=Jarosik | first15=N. | last16=Kogut | first16=A. | last17=Limon | first17=M. | last18=Meyer | first18=S. S. | last19=Tucker | first19=G. S. | last20=Wollack | first20=E. | last21=Wright | first21=E. L. | journal=The Astrophysical Journal Supplement | volume=208 | issue=2 | page=19 | date=October 2013 | doi=10.1088/0067-0049/208/2/19 | bibcode=2013ApJS..208...19H | arxiv=1212.5226 }}</ref>

Поновите експерименти, како што се [[QUIET]] и [[Atacama Cosmology Telescope]], се обидуваат да измерат [[поларизација (бранови)|поларизација]] од космичката микробранова позадина.<ref name=Naess2014>{{Наведено списание | title=The Atacama Cosmology Telescope: CMB polarization at 200 < l < 9000 | display-authors=4 | last1=Naess | first1=Sigurd | last2=Hasselfield | first2=Matthew | last3=McMahon | first3=Jeff | last4=Niemack | first4=Michael D. | last5=Addison | first5=Graeme E. | last6=Ade | first6=Peter A. R. | last7=Allison | first7=Rupert | last8=Amiri | first8=Mandana | last9=Battaglia | first9=Nick | last10=Beall | first10=James A. | last11=de Bernardis | first11=Francesco | last12=Bond | first12=J. Richard | last13=Britton | first13=Joe | last14=Calabrese | first14=Erminia | last15=Cho | first15=Hsiao-mei | last16=Coughlin | first16=Kevin | last17=Crichton | first17=Devin | last18=Das | first18=Sudeep | last19=Datta | first19=Rahul | last20=Devlin | first20=Mark J. | last21=Dicker | first21=Simon R. | last22=Dunkley | first22=Joanna | last23=Dünner | first23=Rolando | last24=Fowler | first24=Joseph W. | last25=Fox | first25=Anna E. | last26=Gallardo | first26=Patricio | last27=Grace | first27=Emily | last28=Gralla | first28=Megan | last29=Hajian | first29=Amir | last30=Halpern | first30=Mark | last31=Henderson | first31=Shawn | last32=Hill | first32=J. Colin | last33=Hilton | first33=Gene C. | last34=Hilton | first34=Matt | last35=Hincks | first35=Adam D. | last36=Hlozek | first36=Renée | last37=Ho | first37=Patty | last38=Hubmayr | first38=Johannes | last39=Huffenberger | first39=Kevin M. | last40=Hughes | first40=John P. | last41=Infante | first41=Leopoldo | last42=Irwin | first42=Kent | last43=Jackson | first43=Rebecca | last44=Muya Kasanda | first44=Simon | last45=Klein | first45=Jeff | last46=Koopman | first46=Brian | last47=Kosowsky | first47=Arthur | last48=Li | first48=Dale | last49=Louis | first49=Thibaut | last50=Lungu | first50=Marius | last51=Madhavacheril | first51=Mathew | last52=Marriage | first52=Tobias A. | last53=Maurin | first53=Loïc | last54=Menanteau | first54=Felipe | last55=Moodley | first55=Kavilan | last56=Munson | first56=Charles | last57=Newburgh | first57=Laura | last58=Nibarger | first58=John | last59=Nolta | first59=Michael R. | last60=Page | first60=Lyman A. | last61=Pappas | first61=Christine | last62=Partridge | first62=Bruce | last63=Rojas | first63=Felipe | last64=Schmitt | first64=Benjamin L. | last65=Sehgal | first65=Neelima | last66=Sherwin | first66=Blake D. | last67=Sievers | first67=Jon | last68=Simon | first68=Sara | last69=Spergel | first69=David N. | last70=Staggs | first70=Suzanne T. | last71=Switzer | first71=Eric R. | last72=Thornton | first72=Robert | last73=Trac | first73=Hy | last74=Tucker | first74=Carole | last75=Uehara | first75=Masao | last76=Van Engelen | first76=Alexander | last77=Ward | first77=Jonathan T. | last78=Wollack | first78=Edward J. | journal=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics | volume=2014 | issue=10 | pages=007 | date=October 2014 | doi=10.1088/1475-7516/2014/10/007 | bibcode=2014JCAP...10..007N | arxiv=1405.5524 }}</ref> Од овие мерења се очекува да обезбедат дополнителна потврда на теоријата, како и информации за космичката инфлација, итн. секундарни анизотропии,<ref name=Jackson2009>{{Cite conference | chapter=Probing Inflation with CMB Polarization | display-authors=1 | last1=Baumann | first1=Daniel | last2=Jackson | first2=Mark G. | last3=Adshead | first3=Peter | last4=Amblard | first4=Alexandre | last5=Ashoorioon | first5=Amjad | last6=Bartolo | first6=Nicola | last7=Bean | first7=Rachel | last8=Beltrán | first8=Maria | last9=de Bernardis | first9=Francesco | last10=Bird | first10=Simeon | last11=Chen | first11=Xingang | last12=Chung | first12=Daniel J. H. | last13=Colombo | first13=Loris | last14=Cooray | first14=Asantha | last15=Creminelli | first15=Paolo | last16=Dodelson | first16=Scott | last17=Dunkley | first17=Joanna | last18=Dvorkin | first18=Cora | last19=Easther | first19=Richard | last20=Finelli | first20=Fabio | last21=Flauger | first21=Raphael | last22=Hertzberg | first22=Mark P. | last23=Jones-Smith | first23=Katherine | last24=Kachru | first24=Shamit | last25=Kadota | first25=Kenji | last26=Khoury | first26=Justin | last27=Kinney | first27=William H. | last28=Komatsu | first28=Eiichiro | last29=Krauss | first29=Lawrence M. | last30=Lesgourgues | first30=Julien | last31=Liddle | first31=Andrew | last32=Liguori | first32=Michele | last33=Lim | first33=Eugene | last34=Linde | first34=Andrei | last35=Matarrese | first35=Sabino | last36=Mathur | first36=Harsh | last37=McAllister | first37=Liam | last38=Melchiorri | first38=Alessandro | last39=Nicolis | first39=Alberto | last40=Pagano | first40=Luca | last41=Peiris | first41=Hiranya V. | last42=Peloso | first42=Marco | last43=Pogosian | first43=Levon | last44=Pierpaoli | first44=Elena | last45=Riotto | first45=Antonio | last46=Seljak | first46=Uroš | last47=Senatore | first47=Leonardo | last48=Shandera | first48=Sarah | last49=Silverstein | first49=Eva | last50=Smith | first50=Tristan | last51=Vaudrevange | first51=Pascal | last52=Verde | first52=Licia | last53=Wandelt | first53=Ben | last54=Wands | first54=David | last55=Watson | first55=Scott | last56=Wyman | first56=Mark | last57=Yadav | first57=Amit | last58=Valkenburg | first58=Wessel | last59=Zaldarriaga | first59=Matias | title=CMB Polarization Workshop: Theory and Foregrounds: CMBPol Mission Concept Study | journal=American Institute of Physics Conference Series | series=AIP Conference Proceedings | volume=1141 | pages=10–120 | year=2009 | doi=10.1063/1.3160885 | bibcode=2009AIPC.1141...10B | arxiv=0811.3919 }}</ref> како што е ефектот на [[Суњаев Зелдович]] и [[Захс Волф ефектот]], кои се предизвикани од интеракцијата помеѓу [[галаксија|галаксиите]] и кластерите на галаксиите со космичката микробранова позадина.<ref name=Scranton2003>{{cite arxiv | title=Physical Evidence for Dark Energy | display-authors=6 | last1=Scranton | first1=R. | last2=Connolly | first2=A. J. | last3=Nichol | first3=R. C. | last4=Stebbins | first4=A. | last5=Szapudi | first5=I. | last6=Eisenstein | first6=D. J. | last7=Afshordi | first7=N. | last8=Budavari | first8=T. | last9=Csabai | first9=I. | last10=Frieman | first10=J. A. | last11=Gunn | first11=J. E. | last12=Johnston | first12=D. | last13=Loh | first13=Y. | last14=Lupton | first14=R. H. | last15=Miller | first15=C. J. | last16=Sheldon | first16=E. S. | last17=Sheth | first17=R. S. | last18=Szalay | first18=A. S. | last19=Tegmark | first19=M. | last20=Xu | first20=Y. | eprint=astro-ph/0307335 | date=July 2003}}</ref><ref name=Refregier1999>{{Наведена книга | chapter=Overview of Secondary Anisotropies of the CMB | last1=Refregier | first1=A. | title=Microwave Foregrounds | journal=Microwave Foregrounds | series=ASP Conference Series | volume=181 | editor1-first=A. | editor1-last=de Oliveira-Costa | editor2-first=M. | editor2-last=Tegmark | isbn=978-1-58381-006-4 | page=219 | year=1999 | bibcode=1999ASPC..181..219R | arxiv=astro-ph/9904235 }}</ref>

На 17 март 2014 година, астрономите на [[BICEP и Keck Array#BICEP2|BICEP2 Колаборација]] најавија очигледна детекција на [[B-режими|''B'' мод]] [[поларизација (бранови)|поларизација]] од КМБ, кои се сметаат за докази за [[исконски гравитациски бран]] кои се предвидени со теоријата на [[инфлација(космологија)|инфлација]] да се појават за време на најраната фаза на [[Големата експлозија]].<ref name="BICEP2-2014">{{Наведена мрежна страница |author=Staff |title=BICEP2 2014 Results Release |url=http://bicepkeck.org |date=March 17, 2014 |website=[[National Science Foundation]] |accessdate=18 March 2014 }}</ref><ref name="NASA-20140317">{{Наведена мрежна страница |last=Clavin |first=Whitney |title=NASA Technology Views Birth of the Universe |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-082 |date=March 17, 2014 |website=NASA |accessdate=March 17, 2014 }}</ref><ref name="NYT-20140317">{{наведени вести |last=Overbye |first=Dennis |authorlink=Dennis Overbye
|title=Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang
|url=https://www.nytimes.com/2014/03/18/science/space/detection-of-waves-in-space-buttresses-landmark-theory-of-big-bang.html |date=March 17, 2014 |work=[[The New York Times]] |accessdate=March 17, 2014 }}</ref><ref name="NYT-20140324">{{наведени вести |last=Overbye |first=Dennis |authorlink=Dennis Overbye |title=Ripples From the Big Bang |url=https://www.nytimes.com/2014/03/25/science/space/ripples-from-the-big-bang.html |date=March 25, 2014 |work=[[The New York Times]] |accessdate=March 24, 2014 }}</ref> 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.<ref name="AXV-20140919">{{Наведено списание
 |author=Planck Collaboration
 |date=September 19, 2014
 |title=Planck intermediate results. XXX. The angular power spectrum of polarized dust emission at intermediate and high Galactic latitudes
 |arxiv=1409.5738
 |doi=10.1051/0004-6361/201425034
 |volume=586
 |issue=133
 |journal=Astronomy & Astrophysics
 |page=A133
|bibcode = 2016A&A...586A.133P }}</ref><ref name="NYT-20140922">{{наведени вести
 |last=Overbye |first=D. |authorlink=Dennis Overbye
 |date=September 22, 2014
 |title=Study Confirms Criticism of Big Bang Finding
 |url=https://www.nytimes.com/2014/09/23/science/space/study-confirms-criticism-of-big-bang-finding.html
 |work=[[The New York Times]]
 |accessdate=2014-09-22
}}</ref> На 30 јануари 2015 година беше објавена заедничка анализа на BICEP2 и [[Planck(летало)|Планк]] и [[Европската вселенска агенција]] објави дека сигналот може целосно да се припише на меѓуѕвездената прашина на Млечниот Пат.<ref name="nature-20150130">{{наведени вести|title=Gravitational waves discovery now officially dead|last=Cowen|first=Ron|date=January 30, 2015|newspaper=nature|doi=10.1038/nature.2015.16830}}<!--|access-date=2015-10-26--></ref>

===Формација и развој на голема структура===
{{Главна|Голема структура на вселената|Структурна формација|Формација и развој на галаксијата}}
Разбирање на формирањето и развојот на најголемите и најраните структури (т.е. [[квазар]], [[галаксија|галаксии]], [[групи на галаксии и кластери|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.<ref name=Hess2013>{{Наведено списание | title=Simulating structure formation of the Local Universe | last1=Heß | first1=Steffen | last2=Kitaura | first2=Francisco-Shu | last3=Gottlöber | first3=Stefan | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=435 | issue=3 | pages=2065–2076 | date=November 2013 | doi=10.1093/mnras/stt1428 | bibcode=2013MNRAS.435.2065H | arxiv=1304.6565 }}</ref> 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]].<ref name=Cole2005>{{Наведено списание | title=The 2dF Galaxy Redshift Survey: power-spectrum analysis of the final data set and cosmological implications | display-authors=6 | last1=Cole | first1=Shaun | last2=Percival | first2=Will J. | last3=Peacock | first3=John A. | last4=Norberg | first4=Peder | last5=Baugh | first5=Carlton M. | last6=Frenk | first6=Carlos S. | last7=Baldry | first7=Ivan | last8=Bland-Hawthorn | first8=Joss | last9=Bridges | first9=Terry | last10=Cannon | first10=Russell | last11=Colless | first11=Matthew | last12=Collins | first12=Chris | last13=Couch | first13=Warrick | last14=Cross | first14=Nicholas J. G. | last15=Dalton | first15=Gavin | last16=Eke | first16=Vincent R. | last17=De Propris | first17=Roberto | last18=Driver | first18=Simon P. | last19=Efstathiou | first19=George | last20=Ellis | first20=Richard S. | last21=Glazebrook | first21=Karl | last22=Jackson | first22=Carole | last23=Jenkins | first23=Adrian | last24=Lahav | first24=Ofer | last25=Lewis | first25=Ian | last26=Lumsden | first26=Stuart | last27=Maddox | first27=Steve | last28=Madgwick | first28=Darren | last29=Peterson | first29=Bruce A. | last30=Sutherland | first30=Will | last31=Taylor | first31=Keith | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=362 | issue=2 | pages=505–534 | year=2005 | doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09318.x | bibcode=2005MNRAS.362..505C | arxiv=astro-ph/0501174 }}</ref><ref name=Nichol2007>{{Наведено списание | title=The Shape of the Sloan Digital Sky Survey Data Release 5 Galaxy Power Spectrum | display-authors=1 | last1=Percival | first1=Will J. | last2=Nichol | first2=Robert C. | last3=Eisenstein | first3=Daniel J. | last4=Frieman | first4=Joshua A. | last5=Fukugita | first5=Masataka | last6=Loveday | first6=Jon | last7=Pope | first7=Adrian C. | last8=Schneider | first8=Donald P. | last9=Szalay | first9=Alex S. | last10=Tegmark | first10=Max | last11=Vogeley | first11=Michael S. | last12=Weinberg | first12=David H. | last13=Zehavi | first13=Idit | last14=Bahcall | first14=Neta A. | last15=Brinkmann | first15=Jon | last16=Connolly | first16=Andrew J. | last17=Meiksin | first17=Avery | journal=The Astrophysical Journal | volume=657 | issue=2 | pages=645–663 | year=2007 | doi=10.1086/510615 | bibcode=2007ApJ...657..645P | arxiv=astro-ph/0608636 }}</ref>

Друга алатка за разбирање на формирањето на структурата е симулацијата, која космолозите ја користат за проучување на гравитациската агрегација на материјата во вселената, како што се згрутчува во [[Галактички филаменти|галактичките филаменти]], суперкластери и [[празнини(астрономија)|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.<ref name=Kuhlen2012>{{Наведено списание | title=Numerical simulations of the dark universe: State of the art and the next decade | journal=Physics of the Dark Universe | volume=1 | issue=1–2 | date=November 2012 | pages=50–93 | first1=Michael | last1=Kuhlen | first2=Mark | last2=Vogelsberger | first3=Raul | last3=Angulo | doi=10.1016/j.dark.2012.10.002 | arxiv=1209.5745 | bibcode=2012PDU.....1...50K }}</ref>

Други, комплементарни набљудувања за мерење на распределбата на материјата во далечната вселената и за испитување на [[рејонизација]] вклучуваат:
* [[Лајман-алфа шума]]та, што им овозможува на космолозите да ја мерат распределбата на неутралниот атомски водороден гас во раната вселената, мерејќи ја впивањето на светлината од далечните квазари од гасот.<ref name=Weinberg2003>{{Наведена книга | last1=Weinberg | first1=David H. | last2=Davé | first2=Romeel | last3=Katz | first3=Neal | last4=Kollmeier | first4=Juna A. | title=The Lyman-α Forest as a Cosmological Tool | booktitle=The Emergence of Cosmic Structure | date=May 2003 | series=AIP Conference Series | volume=666 | issue=2003 | editor1-first=S.H. | editor1-last=Holt | editor2-first=C. S. | editor2-last=Reynolds | pages=157–169 | arxiv=astro-ph/0301186 | doi=10.1063/1.1581786 | bibcode=2003AIPC..666..157W | chapter=The Lyman-α Forest as a Cosmological Tool | citeseerx=10.1.1.256.1928 }}</ref>
* 21 сантиметар [[впивна линија]] на неутрален атомски водород, исто така, обезбедува чувствителен тест за космологија.<ref name=Furlanetto2006>{{Наведено списание | title=Cosmology at low frequencies: The 21 cm transition and the high-redshift Universe | last1=Furlanetto | first1=Steven R. | last2=Oh | first2=S. Peng | last3=Briggs | first3=Frank H. | journal=Physics Reports | volume=433 | issue=4–6 | pages=181–301 | date=October 2006 | doi=10.1016/j.physrep.2006.08.002 | bibcode=2006PhR...433..181F | arxiv=astro-ph/0608032 | citeseerx=10.1.1.256.8319 }}</ref>
* [[Слаб лежиште]], искривување на далечна слика со [[гравитациско лежиште]] поради темната материја.<ref name=Munshi2008>{{Наведено списание | title=Cosmology with weak lensing surveys | last1=Munshi | first1=Dipak | last2=Valageas | first2=Patrick | last3=van Waerbeke | first3=Ludovic | last4=Heavens | first4=Alan | journal=Physics Reports | volume=462 | issue=3 | pages=67–121 | year=2008 | doi=10.1016/j.physrep.2008.02.003 | bibcode=2008PhR...462...67M | arxiv=astro-ph/0612667 | citeseerx=10.1.1.337.3760 }}</ref>

===Темна материја===
{{Главна|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]]. Гравитациските 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 [[суперсиметричност|суперсиметрична]] честичка, [[масивна честичка со слаба интерактивност]], [[гравитациски 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]].<ref name=Klasen2015>{{Наведено списание | title=Indirect and direct search for dark matter | last1=Klasen | first1=M. | last2=Pohl | first2=M. | last3=Sigl | first3=G. | journal=Progress in Particle and Nuclear Physics | volume=85 | pages=1–32 | date=November 2015 | doi=10.1016/j.ppnp.2015.07.001 | arxiv=1507.03800 | bibcode=2015PrPNP..85....1K }}</ref>

===Темна енергија===
{{Главна|Темна енергија}}
Ако вселената е [[рамност(космологија)|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.<ref name=Perlmutter1999>{{Наведено списание | title=Constraining Dark Energy with Type Ia Supernovae and Large-Scale Structure | last1=Perlmutter | first1=Saul | last2=Turner | first2=Michael S. | last3=White | first3=Martin | journal=Physical Review Letters | volume=83 | issue=4 | year=1999 | pages=670–673 | doi=10.1103/PhysRevLett.83.670 | bibcode=1999PhRvL..83..670P | arxiv=astro-ph/9901052 | url=https://zenodo.org/record/1233929 }}</ref>

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.<ref name=Adler1995>{{Наведено списание | title=Vacuum catastrophe: An elementary exposition of the cosmological constant problem | last1=Adler | first1=Ronald J. | last2=Casey | first2=Brendan | last3=Jacob | first3=Ovid C. | journal=American Journal of Physics | volume=63 | issue=7 | pages=620–626 | date=July 1995 | doi=10.1119/1.17850 | bibcode=1995AmJPh..63..620A }}</ref> [[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.<ref name=Siegfried2006>{{Наведено списание | title=A 'Landscape' Too Far? | first1=Tom | last1=Siegfried | journal=Science | date=August 11, 2006 | volume=313 | issue=5788 | pages=750–753 | doi=10.1126/science.313.5788.750 | pmid=16902104 }}</ref> 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 [[Квинтисенција (физика)|квинтисенцијата]]<ref name=Sahni2002>{{Наведено списание | title=The cosmological constant problem and quintessence | last1=Sahni | first1=Varun | journal=Classical and Quantum Gravity | volume=19 | issue=13 | pages=3435–3448 | year=2002 | doi=10.1088/0264-9381/19/13/304 | bibcode=2002CQGra..19.3435S | arxiv=astro-ph/0202076 }}</ref> или модификација на гравитацијата на најголемите скали.<ref name=Nojiri2007>{{Наведено списание | title=Introduction to Modified Gravity and Gravitational Alternative for Dark Energy | last1=Nojiri | first1=S. | last2=Odintsov | first2=S. D. | journal=International Journal of Geometric Methods in Modern Physics | volume=04 | issue=1 | pages=115–146 | year=2006  | doi=10.1142/S0219887807001928 | arxiv=hep-th/0601213 | bibcode=2006hep.th....1213N }}</ref> Ефектот на космологијата на темната енергија што го опишуваат овие модели е даден со [[равенството на состојба (космологија)|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.<ref name=Jambrina2014>{{Наведено списание | title=Grand rip and grand bang/crunch cosmological singularities | last1=Fernández-Jambrina | first1=L. | journal=Physical Review D | volume=90 | issue=6 | page=064014 | date=September 2014 | doi=10.1103/PhysRevD.90.064014 | bibcode=2014PhRvD..90f4014F | arxiv=1408.6997 }}</ref>

===Гравитациски бранови===
[[Гравитациски бран|Гравитацискиот бран]] е бран во [[кривата]] на [[време-просторот]] кој се шири како [[бранови|бран]] со брзината на светлината, создадени при одредени гравитациски заемодејства кои се шират од самиот извор. [[Гравитациско-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 [[Двојна ѕвезда|бинарните ѕвездени]] системи составени од [[Бело џуџе|бели џуџиња]], [[Неутронска ѕвезда|неутронски ѕвезди]] и [[Црна дупка|црни дупки]]; и настани како што се [[Супернова|суперновите]], и создавањето на [[историја на вселената|раната вселена]] кратко време по [[Големата експлозија]].<ref name=Colpi2017>{{Наведена книга | chapter=Gravitational Wave Sources in the Era of Multi-Band Gravitational Wave Astronomy | last1=Colpi | first1=Monica | last2=Sesana | first2=Alberto | title=An Overview of Gravitational Waves: Theory, Sources and Detection | journal=An Overview of Gravitational Waves: Theory | editor1-first=Augar | editor1-last=Gerard | editor2-first=Plagnol | editor2-last=Eric | isbn=978-981-314-176-6 | pages=43–140 | year=2017 | doi=10.1142/9789813141766_0002 | bibcode=2017ogw..book...43C | arxiv=1610.05309 }}</ref>

Во 2016,  научната соработка [[LIGO]] и екипата за соработка [[Вирго (интерферометар)|Virgo]] објавија дека го направиле [[првото набљудување на гравитациските бранови]], кои потекнуваат од [[Двојна црна дупка|пар]] [[Ѕвезден судир|споени]] црни дупки со помош на напредните детектори на LIGO.<ref name="Discovery 2016">{{Наведено списание |title=Einstein's gravitational waves found at last |journal=Nature News| url=http://www.nature.com/news/einstein-s-gravitational-waves-found-at-last-1.19361 |date=February 11, 2016 |last=Castelvecchi |first=Davide |last2=Witze |first2=Witze |doi=10.1038/nature.2016.19361  |accessdate=2016-02-11 }}</ref><ref name='Abbot'>{{Наведено списание |title=Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger| author =B. P. Abbott (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration)| journal=Physical Review Letters| year=2016| volume=116|issue=6| pages=061102| doi=10.1103/PhysRevLett.116.061102| pmid=26918975| bibcode=2016PhRvL.116f1102A|arxiv = 1602.03837 |display-authors=etal}}</ref><ref name='NSF'>{{Наведена мрежна страница|title = Gravitational waves detected 100 years after Einstein's prediction |publisher=National Science Foundation|url = https://www.nsf.gov/news/news_summ.jsp?cntn_id=137628|website = www.nsf.gov|access-date = 2016-02-11}}</ref> На 15 јуни 2016, беше објавено [[GW151226|второто откривање]] на гравитациските бранови од сударните црни дупки.<ref name="NYT-20160615">{{наведени вести |last=Overbye |first=Dennis |authorlink=Dennis Overbye |title=Scientists Hear a Second Chirp From Colliding Black Holes |url=https://www.nytimes.com/2016/06/16/science/ligo-gravitational-waves-einstein.html |date=June 15, 2016 |work=[[The New York Times]] |accessdate=June 15, 2016 }}</ref> Покрај LIGO,во изградба се многу други [[гравитациски бранови опсерватории (детектори)]] .<ref>{{Наведена мрежна страница|title=The Newest Search for Gravitational Waves has Begun|url=https://ligo.caltech.edu/news/ligo20150918|website=LIGO Caltech|publisher=[[LIGO]]|accessdate=29 November 2015|date=18 September 2015}}</ref>

===Други области на истрага===
Космолозите исто така учат:
* Дали во нашата вселена се создале [[Првични црни дупки|првите црни дупки]] и што се случило понатаму.<ref name=Kovetz2017>{{Наведено списание | title=Probing Primordial Black Hole Dark Matter with Gravitational Waves | last1=Kovetz | first1=Ely D. | journal=Physical Review Letters | volume=119 | issue=13 | page=131301 | year=2017 | doi=10.1103/PhysRevLett.119.131301 | pmid=29341709 | bibcode=2017PhRvL.119m1301K | arxiv=1705.09182 }}</ref>
* Детекција на космички зраци со енергии над [[GZK граница]]та,<ref name=Takeda1998>{{Наведено списание | title=Extension of the Cosmic-Ray Energy Spectrum beyond the Predicted Greisen-Zatsepin-Kuz'min Cutoff | display-authors=1 | last1=Takeda | first1=M. | last2=Hayashida | first2=N. | last3=Honda | first3=K. | last4=Inoue | first4=N. | last5=Kadota | first5=K. | last6=Kakimoto | first6=F. | last7=Kamata | first7=K. | last8=Kawaguchi | first8=S. | last9=Kawasaki | first9=Y. | last10=Kawasumi | first10=N. | last11=Kitamura | first11=H. | last12=Kusano | first12=E. | last13=Matsubara | first13=Y. | last14=Murakami | first14=K. | last15=Nagano | first15=M. | last16=Nishikawa | first16=D. | last17=Ohoka | first17=H. | last18=Sakaki | first18=N. | last19=Sasaki | first19=M. | last20=Shinozaki | first20=K. | last21=Souma | first21=N. | last22=Teshima | first22=M. | last23=Torii | first23=R. | last24=Tsushima | first24=I. | last25=Uchihori | first25=Y. | last26=Yamamoto | first26=T. | last27=Yoshida | first27=S. | last28=Yoshii | first28=H. | journal=Physical Review Letters | volume=81 | issue=6 | date=August 10, 1998 | pages=1163–1166 | doi=10.1103/PhysRevLett.81.1163 | bibcode=1998PhRvL..81.1163T | arxiv=astro-ph/9807193 }}</ref> и дали ќе даде потврда за неуспех на [[специјална релативност|специјалната релативност]] при високи енергии.
*[[Принцип на еквивалентност|Принципот на еквивалентност]],<ref name=Boucher2004/> односно дали Ајнштајновата [[општа теорија за релативноста]] е правилната теорија за [[гравитацијата]],<ref name=Turyshev2008>{{Наведено списание | title=Experimental Tests of General Relativity | last1=Turyshev | first1=Slava G. | journal=Annual Review of Nuclear and Particle Science | volume=58 | issue=1 | pages=207–248 | year=2008 | doi=10.1146/annurev.nucl.58.020807.111839 | bibcode=2008ARNPS..58..207T | arxiv=0806.1731 }}</ref> во зависност од основните [[закони на физиката]] кои треба да се исти насекаде во вселената.<ref name=Uzan2011>{{Наведено списание | title=Varying Constants, Gravitation and Cosmology | last1=Uzan | first1=Jean-Philippe | journal=Living Reviews in Relativity | volume=14 | issue=1 | pages=2 | date=March 2011 | doi=10.12942/lrr-2011-2 | pmid=28179829 | pmc=5256069 | bibcode=2011LRR....14....2U | arxiv=1009.5514 }}</ref>
* Зголемената сложеност на вселенските структури, е пример за прогресивно поголемата [[Енергетска густина|промена на густината на енергијата]].<ref name=Chaisson1987>{{Наведено списание | last=Chaisson | first=Eric | title =The life ERA: cosmic selection and conscious evolution| journal=Faculty Publications | date=1987-01-01 | bibcode=1987lecs.book.....C }}</ref>

== Поврзано ==
{{div col|colwidth = 30em}}
* [[Акреција (астрофизика)|Акреција]]
* [[Хаблов закон]]
* [[Илустрис проект]]
* [[Список на космолози]]
* [[Фотон]]
* [[Физичка онтологија]]
* [[Стринг космологија]]
* [[Универзална вртежна крива]]
{{div col end}}

== Наводи ==
{{наводи}}

==Дополнителна литература==

===Познати===
* {{Наведена книга | author = Brian Greene | title = The Fabric of the Cosmos | publisher = Penguin Books Ltd | date = 2005 | isbn = 978-0-14-101111-0 | title-link = The Fabric of the Cosmos }}
* {{Наведена книга | author = Alan Guth | title = The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins | publisher = Random House | date = 1997 | isbn = 978-0-224-04448-6 }}
* {{Наведена книга | last = Hawking | first = Stephen W. | title = A Brief History of Time: From the Big Bang to Black Holes | publisher = Bantam Books, Inc | date = 1988 | isbn = 978-0-553-38016-3 | title-link = A Brief History of Time }}
* {{Наведена книга | last = Hawking | first = Stephen W. | title = The Universe in a Nutshell | publisher = Bantam Books, Inc | date = 2001 | isbn = 978-0-553-80202-3 | title-link = The Universe in a Nutshell }}
* {{Наведена книга|last1=Ostriker|first1=Jeremiah P.|last2=Mitton|first2=Simon|title=Heart of Darkness: Unraveling the mysteries of the invisible Universe|date=2013|publisher=Princeton University Press|location=Princeton, NJ|isbn=978-0-691-13430-7 }}
* {{Наведена книга | author = Simon Singh | title = Big Bang: The Origin of the Universe | publisher = Fourth Estate | date = 2005 | isbn = 978-0-00-716221-5 | title-link = Big Bang: The Origin of the Universe }}
* {{Наведена книга | author = Steven Weinberg | title = The First Three Minutes | publisher = Basic Books | date = 1993 | origyear = First published 1978 | isbn = 978-0-465-02437-7 }}

===Учебници===<!-- This section is linked from [[Big Bang]] -->
* {{Наведена книга | author=Cheng, Ta-Pei | title=Relativity, Gravitation and Cosmology: a Basic Introduction | location=Oxford and New York| publisher=Oxford University Press| date=2005 | isbn=978-0-19-852957-6 }} Introductory cosmology and general relativity without the full tensor apparatus, deferred until the last part of the book.
* {{Наведена книга | first = Scott | last = Dodelson | date = 2003 | title = Modern Cosmology | publisher = Academic Press | isbn = 978-0-12-219141-1 }} An introductory text, released slightly before the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe results.
* {{Наведена книга | last = Grøn | first = Øyvind |author2=Hervik, Sigbjørn | title = Einstein's General Theory of Relativity with Modern Applications in Cosmology | location = New York | publisher = Springer | date = 2007 | isbn = 978-0-387-69199-2 }}
* {{Наведена книга | last = Harrison | first = Edward | date = 2000 | title = Cosmology: the science of the universe | publisher = Cambridge University Press | isbn = 978-0-521-66148-5 }} For undergraduates; mathematically gentle with a strong historical focus.
* {{Наведена книга | first = Marc | last = Kutner | title= Astronomy: A Physical Perspective | publisher = Cambridge University Press | date = 2003 | isbn = 978-0-521-52927-3 }} An introductory astronomy text.
* {{Наведена книга | first = Edward | last = Kolb |author2=Michael Turner | title = The Early Universe | publisher = Addison-Wesley | date = 1988 | isbn = 978-0-201-11604-5 }} The classic reference for researchers.
* {{Наведена книга | first = Andrew | last = Liddle | title = An Introduction to Modern Cosmology | publisher = John Wiley | date = 2003 | isbn = 978-0-470-84835-7 }} Cosmology without general relativity.
* {{Наведена книга | first = Andrew | last = Liddle |author2=David Lyth | title = Cosmological Inflation and Large-Scale Structure | publisher = Cambridge | date = 2000 | isbn = 978-0-521-57598-0 }} An introduction to cosmology with a thorough discussion of inflation.
* {{Наведена книга | first = Viatcheslav | last = Mukhanov | title = Physical Foundations of Cosmology | publisher = Cambridge University Press | date = 2005 | isbn = 978-0-521-56398-7 }}
* {{Наведена книга | author = Padmanabhan, T. | title = Structure formation in the universe | publisher = Cambridge University Press | date = 1993 | isbn = 978-0-521-42486-8 }} Discusses the formation of large-scale structures in detail.
* {{Наведена книга | first = John | last = Peacock | title = Cosmological Physics | publisher = Cambridge University Press | date = 1998 | isbn = 978-0-521-42270-3 }} An introduction including more on general relativity and quantum field theory than most.
* {{Наведена книга | first = P. J. E. | last = Peebles | title = Principles of Physical Cosmology | publisher = Princeton University Press | date = 1993 | isbn = 978-0-691-01933-8 }} Strong historical focus.
* {{Наведена книга | first = P. J. E. | last = Peebles | title = The Large-Scale Structure of the Universe | publisher = Princeton University Press | date = 1980 | isbn = 978-0-691-08240-0 }} The classic work on large-scale structure of the Universe and correlation functions.
* {{Наведена книга | first = Martin | last = Rees | title = New Perspectives in Astrophysical Cosmology | publisher = Cambridge University Press | date = 2002 | isbn = 978-0-521-64544-7 }}
* {{Наведена книга | first = Steven | last = Weinberg | title = Gravitation and Cosmology | publisher = John Wiley | date = 1971 | isbn = 978-0-471-92567-5 }} A standard reference for the mathematical formalism.
* {{Наведена книга | first = Steven | last = Weinberg | title = Cosmology | publisher = Oxford University Press | date = 2008| 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}}.
<div id="google_translate_element"></div>

== Надворешни врски ==
===Групни===
* [http://www.damtp.cam.ac.uk/user/gr/public/cos_home.html Cambridge Cosmology]- from Cambridge University (public home page)
* [http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni.html Cosmology 101] – from the NASA WMAP group
* [http://cfcp.uchicago.edu/ Center for Cosmological Physics]. University of Chicago, Chicago.
* [https://www.pbs.org/wgbh/nova/origins/ Origins, Nova Online] – Provided by ''Public Broadcasting Service''.

===Поединечни===
* Gale, George, "[http://plato.stanford.edu/entries/cosmology-30s/ Cosmology: Methodological Debates in the 1930s and 1940s]", ''The Stanford Encyclopedia of Philosophy'', Edward N. Zalta (ed.)
* Madore, Barry F., "''[http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/ Level 5] : A Knowledgebase for Extragalactic Astronomy and Cosmology''". Caltech and Carnegie. Pasadena, California, USA.
* Tyler, Pat, and Phil Newman "''[http://universe.gsfc.nasa.gov/ Beyond Einstein]''". Laboratory for High Energy Astrophysics (LHEA) NASA Goddard Space Flight Center.
* Edward L. Wright "''[http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmolog.htm Cosmology tutorial and FAQ]''". Division of Astronomy & Astrophysics, UCLA.
* {{наведени вести | author=George Musser | title=Four Keys to Cosmology
 | url=http://www.scientificamerican.com/article/four-keys-to-cosmology/ | work=Scientific American
 | publisher=Scientific American | date=February 2004 | accessdate=22 March 2015 }}
* {{наведени вести | author=Cliff Burgess | author2=Fernando Quevedo | title=The Great Cosmic Roller-Coaster Ride | url=
 | type=print | work=Scientific American| pages=52–59 | date=November 2007 | quote=(subtitle) Could cosmic inflation be a sign that our universe is embedded in a far vaster realm? }}

{{Astronomy navbox|state=uncollapsed}}
{{Cosmology topics}}
{{Astronomy subfields|state=uncollapsed}}
{{Big History}}

{{Нормативна контрола}}

{{DEFAULTSORT:Физичка космологија}}
[[Категорија:Физичка космологија| ]]
[[Категорија:Филозофија на физиката]]
[[Категорија:Филозофија на времето]]
[[Категорија:Гранки на астрономијата]]
[[Категорија:Астрофизика]]
[[Категорија:Гранки на физиката]]