|
Υπάρχουν πολλοί τύποι οριζόντων. Σε ένα συνεχώς επεκτεινόμενο σύμπαν, ένας παρατηρητής μπορεί να διαπιστώσει ότι ορισμένες περιοχές του παρελθόντος δεν μπορεί να παρατηρηθούν («ορίζοντα των σωματιδίων"), και σε ορισμένες περιοχές του μέλλοντος δεν μπορεί να επηρεαστούν (ορίζοντας γεγονότων).[140] Ακόμη και σε επίπεδο χώρο Μινκόφσκι, όταν περιγράφεται από την ταχεία παρατηρητή (Ράιντλερ διάστημα), θα υπάρξουν ορίζοντες που συνδέονται με μία ημι-κλασσική ακτινοβολία γνωστή ως ακτινοβολία Unruh.[141]
Κοσμολογία [edit]
Αυτά τα μπλε πέταλα είναι ένας μακρινός γαλαξίας που έχει μεγεθυνθεί και στραβλωθεί σε μια σχεδον πλήρη δακτύλιο από την ισχυρή βαρυτική έλξη του μαζικού προσκήνιου του φωτεινού κόκκινου γαλαξία.
Κύριο άρθρο:φυσική κοσμολογία
Τα σημερινά μοντέλα της κοσμολογίας βασίζονται στις εξισώσεις πεδίου του Αϊνστάιν,που περιλαμβάνουν την κοσμολογική σταθερά Λ αφού έχει σημαντική επιρροή στη μεγάλης κλίμακας δυνβαμική που σύμπαντος
όπου gab is the spacetime metricείναι η χωρορονική μετρική.[115]Ισότροπα και ομογενή διαλύματα αυτών των ενισχυμένων εξισώσεων,οι Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker λυσεις,[116] επιτρεπουν στους φυσικούς να μοντελοποιήσουν το σύμπαν που έχει εξελιχθεί τα τελευταία 14 δις χρόνια από μία ζεστή,προ Big Bang φάση.[117]Μόλις ενας μικρός αριθμός παραμέτρων (για παράδειγμα μέση πυκνότητα της ύλης του σύμπαντος) έχουν καθοριστεί από την αστρονομική παρατήρηση,[118] περαιτέρω στοιχεία παρατήρησης μπορούν να χρησιμοποιηθούν για να θέσουν τα μοντέλα για τη δοκιμή.[119] Προβλέψεις, όλες επιτυχημένες, περιλαμβάνουν την αρχική αφθονία των χημικών στοιχείων που σχηματίζονται σε μια περίοδο της αρχέγονης νουκλεοσύνθεσης,[120] τις μεγάλης κλίμακας δομές του σύμπαντος,[121] και την ύπαρξη και τις ιδιότητες ενός "θερμικού echo" από την αρχή του σύμπαντος, την κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου.[122]
Αστρονομικές παρατηρήσεις του κοσμολογικού τυθμού διαστολής επιτρέπουν την συνολική ποσότητα της ύλης στο σύμπαν να πολογιστεί,παρόλο που η φύση της ύλης παραμένει μυστηριώδης εν μέρει. Περίπου 90% της συνολικής ύλης εμφανίζεται να είναι η επονομαζόμενη σκοτεινή ύλη ,το οποίο έχει μάζα (ή, ισοδύναμα, βαρυτική επίδραση), αλλά δεν αλληλεπιδρά ηλεντρομαγνητικά και, ως εκ τούτου, δεν μπορεί να παρατηρηθεί άμεσα.[123] Δεν υπάρχει γενίκα αποδεχτή περιγραφή αυτού του νέου είδους της ύλης, μέσα στο πλαίσιο των γνωστών σωματιδίων φυσικής[124] ή αλλού.[125] Παρατηρίσιμες αποδείξεις από την μετατοπιση προς το ερυθρό έρευνες των μακρινών supernova και τις μετρήσεις της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου δείχνουν επίσης ότι η εξέλιξη του σύμπαντος μας επηρεάζεται σημαντικά από μια κοσμολογική σταθερά με αποτέλεσμα την επιτάχυνση της κοσμικής διαστολής ή,ισοδύναμα,από μια μορφή ενέργειας με μια ασυνήθιστη εξίσωση της κατάστασης, που είναι γνωστή ως σκοτεινή ενέργεια, η φύση της οποίας παραμένει ασαφής.[126]
Μία επονομαζόμενη πληθωριστική φάση,[127]μία πρόσθετη φάση μιας σημαντικά επιταχυνόμενης επέκτασης σε κοσμικές περιόδους πέριπου δευτερολέπτων,υποτέθηκε το 1980 για λογαριασμό αρκετά αινιγματικών παρατηρήσεων που ήταν ανεξήγητες από κλασικά κοσμολογικά μοντέλα , όπως η σχεδόν τέλεια ομοιογένεια της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου.[128]Πρόσφατες μετρήσεις της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου έχουν ως αποτέλεσμα την πρώτη απόδειξη για αυτό το σενάριο.[129] Ωστόσο, υπάρχει μια απίστευτη ποικιλία πιθανών πληθωριστικών σεναρίων, η οποία δεν μπορεί να περιορίζεται από τις τρέχουσες παρατηρήσεις.[130] Ένα ακόμη μεγαλύτερο ερώτημα είναι η φυσική του συντομότερου σύμπαντος, πριν από την πληθωριστική φάση και κοντά στο σημείο όπου τα κλασικά μοντέλα προβλέπουν τη μοναδικότητα του Big Bang.Μια έγκυρη απάντηση θα απαιτούσε μια πλήρης θεωρία της κβαντικής βαρύτητας, η οποία δεν έχει ακόμη αναπτυχθεί[131] (πχ. το τμήμα σχετικά με την κβαντική βαρύτητα,από κάτω).
===Ανωμαλίες===
*[[Two-body problem in general relativity]]
{{col-end}}
|
