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Cosmology fisico

Questo articolo è circa l'oggetto di fisica. Per altri usi, veda Cosmology.
Cosmology fisico
Universo · Scoppio grande
Età dell'universo
Timeline dello scoppio grande
Ultimo destino dell'universo
Questa scatola: vista • colloquio • pubblichi

Cosmology fisico, come ramo di astronomia, è lo studio sulla struttura su grande scala del universo ed è interessato delle domande fondamentali circa la relativi formazione e sviluppo. Il Cosmology si coinvolge con studiare i movimenti dei corpi celesti e prima causa. Per la maggior parte di storia umana, è stato un ramo di metafisica. Cosmology come a scienza inizia con Principio di Copernican, che implica che i corpi celesti obbediscano identico leggi fisiche a quelli su terra e Meccanici newtoniani, che in primo luogo ha permesso che noi capissimo quei movimenti. Ciò ora è denominata meccanici celesti. Il cosmology fisico, poichè ora è capito, ha cominciato con il ventesimo sviluppo di secolo di Albert Einstein teoria generale di relatività e migliore astronomico osservazioni degli oggetti estremamente distanti.

Il ventesimo secolo avanza reso esso possibile speculare circa le origini dell'universo e degli scienziati permessi per stabilire Scoppio grande come la teoria cosmologica principale, che la maggior parte dei cosmologists ora accettano come la base per le loro teorie ed osservazioni. Vanishingly pochi ricercatori ancora sostiene c'è ne di una manciata di cosmologies alternativi, ma i cosmologists professionisti accosentono generalmente che lo scoppio grande spiega il più bene le osservazioni. Il cosmology fisico, in linea generale, si occupa di oggetti più grandi nell'universo (galassie, serie di ingranaggi e superclusters), gli oggetti distinti più in anticipo alla forma (quasars) e l'universo molto in anticipo, quando era quasi omogeneo (scoppio grande caldo, inflazione cosmica, radiazione di priorità bassa cosmica di microonda e Ipotesi di curvatura di Weyl).

Il Cosmology è insolito dentro fisica per il disegno pesante sul lavoro di fisici della particella esperimenti e ricerca in phenomenology e perfino teoria della stringa; da astrophysicists; da relatività generale ricerca; e da fisica della plasma. Quindi, il cosmology unisce la fisica di più grandi strutture nell'universo alla fisica di più piccole strutture nell'universo.

Indice

Energia dell'universo

Gli elementi chiari, soprattutto idrogeno ed elio, sono stati generati in Scoppio grande. Questi elementi chiari erano troppo veloce sparso e troppo sottilmente nel processo grande di scoppio (veda nucleosynthesis) per formare i nuclei atomici di medie dimensioni più stabili, come ferro e nichel. Questo fatto tiene conto il rilascio successivo di energia, come tali elementi intermedio-graduati sono formati nella nostra era. La formazione di tali atomi alimenta le reazioni energia-liberantesi costanti dentro stelleed inoltre contribuisce ai rilasci improvvisi di energia, come dentro NOVA. Il crollo gravitazionale della materia nei fori neri inoltre si pensa per alimentare i processi più energici, visti generalmente ai centri delle galassie (veda quasars e generalmente galassie attive).

I Cosmologists non possono ancora spiegare tutti i fenomeni cosmologici puramente in base a convenzionale conosciuto forme di energia, per esempio quelli si sono riferiti al espansione accelerare dell'universoe quindi invochi tuttavia la forma inesplorata di energia denominati energia scura[1] per rappresentare determinate osservazioni cosmologiche. Un'ipotesi è che l'energia scura è l'energia di particelle virtuali (che deve esistere matematicamente nel vuoto dovuto principio di incertezza).

Non ci è senso inequivocabile definire l'energia totale dell'universo nella teoria migliore corrente di gravità, relatività generale. Di conseguenza rimane discutibile se si può dire chiaramente che l'energia totale si conserva in un universo d'espansione. Per esempio, ciascuno fotone quel le corse attraverso spazio intergalactic perde l'energia dovuto redshift effetto. Questa energia non è trasferita ovviamente a qualunque altro sistema, così sembra permanente essere persa. Tuttavia alcuni cosmologists insistono che l'energia si conserva in un certo senso.[2]

Termodinamica dell'universo è un campo dello studio per esplorare quale forma di energia domina l'universo - particelle relativistiche quale si riferiscono a As radiazione, o particelle non-relativistiche che si riferiscono a come materia. Il precedenti sono particelle di cui massa di resto è zero o trascurabile confrontato alla loro energia e quindi al movimento alla velocità di luce o molto vicino esso; il posteriori sono particelle di cui energia cinetica è molto più basso del loro massa di resto e quindi movimento molto più lento della velocità di luce.

Mentre l'universo si espande, sia la materia che la radiazione in esso sono diluite. Tuttavia, l'universo inoltre si raffredda, significando che l'energia media per la particella sta ottenendo più piccola con tempo. Di conseguenza la radiazione diventa più debole e dilue più velocemente della materia. Così con l'espansione dell'universo la radiazione diventa meno dominante che la materia. In universo molto in anticipo la radiazione detta il tasso di rallentamento dell'espansione dell'universo e l'universo sarebbe “la radiazione dominata„. Ai tempi più tardi, quando l'energia media per fotone sono approssimativamente 10 eV ed abbassi, dettami della materia il tasso di rallentamento e l'universo sarebbe “la materia dominata„. La cassa intermedia non è trattata bene analiticamente. Mentre l'espansione dell'universo continua, la materia dilue ancora ulteriore e costante cosmologico diventa dominante, conducendo ad un'accelerazione nell'espansione dell'universo.

Storia di cosmology fisico

Veda inoltre: Timeline di cosmology e Lista dei cosmologists

Il cosmology moderno si è sviluppato secondo le piste d'osservazione e teoriche in tandem. In 1915, Albert Einstein ha sviluppato la sua teoria di relatività generale. Quando, i fisici sono stati pregiudicati per ritenere in un universo perfettamente statico senza cominciare o estremità. Einstein ha aggiunto la a costante cosmologico alla sua teoria da provare a forzarla per tenere conto la a universo statico con la materia in esso. Il cosiddetto Universo del Einstein è, tuttavia, instabile. È limitato a finalmente comincia espansione o contrarrsi. Le soluzioni cosmologiche della relatività generale sono state trovate vicino Alexander Friedmann, di cui le equazioni descrivono Friedmann-Lemaître-Robertson-Camminatore universo, che può espandersi o contrarrsi.

Negli anni 10, Vesto Slipher e più successivamente Carl Wilhelm Wirtz ha interpretato spostamento rosso di nebulae a spirale come a Spostamento di Doppler quello ha indicato che stavano retrocedendo da Terra. Tuttavia, è notoriamente difficile da determinare la distanza agli oggetti astronomici: anche se è possibile misurare il loro formato angolare è solitamente impossible da conoscere il loro formato reale o luminosità. Non si sono resi conto che i nebulae erano realmente parte esterna delle galassie il nostri propri Senso latteo, né hanno speculato circa le implicazioni cosmologiche. In 1927, Belga Cattolico priest Georges Lemaître ha derivato indipendentemente le equazioni del Friedmann-Lemaître-Robertson-Camminatore ed ha proposto, in base alla recessione dei nebulae a spirale, che l'universo cominciasse con “l'esplosione„ “di un primeval atomo“- che cosa più successivamente è stato denominato lo scoppio grande. In 1929, Edwin Hubble ha fornito una base d'osservazione per la teoria del Lemaître. Hubble ha dimostrato che i nebulae a spirale erano galassie ed ha misurato le loro distanze osservando Variabile di Cepheid stelle. Ha scoperto un rapporto fra redshift di una galassia e relativo luminosità. Ha interpretato questo come prova che le galassie stanno retrocedendo direttamente in ogni senso alle velocità (riguardante la terra) proporzionali alla loro distanza. Questo fatto è conosciuto As Legge del Hubble. Il rapporto fra la distanza e la velocità, tuttavia, è stato accertato di esattamente soltanto relativamente recentemente: Hubble era disinserito da un fattore di dieci.

Dato principio cosmologico, La legge del Hubble ha suggerito che l'universo stava espandendo. Questa idea ha tenuto conto due possibilità avversarie. Uno era teoria grande di scoppio del Lemaître, ha sostenuto e si sviluppato da George Gamow. L'altra possibilità era Fred Hoyle costante dichiari il modello in quali nuova materia sarebbe generata come le galassie ha allontanato l'uno dall'altro. In questo modello, l'universo è approssimativamente lo stesso ad un punto qualunque a tempo.

Per un certo numero di anni il sostegno queste teorie è stato diviso uniformemente. Tuttavia, la prova d'osservazione ha cominciato a sostenere l'idea che l'universo si è evoluto da un denso caldo dichiara. Dato che la scoperta dei precedenti cosmici di microonda in 1965 che sono stati considerare come la teoria migliore dell'origine e dello sviluppo dell'universo. Prima degli anni 60 tardi, molti cosmologists hanno ritenuto infinitamente il denso singolarità al periodo cominciare di Friedmann il modello cosmologico era un'sopra-idealizzazione matematica e quello che l'universo stava contraendo prima di entrare nel denso caldo dichiara e di cominciare espandersi ancora. Ciò è Richard Tolman universo oscillatorio. Negli anni sessanta, Hawking dello Stephen e Roger Penrose dimostrato che questa idea era inattuabile e la singolarità è una caratteristica essenziale di gravità del Einstein. Ciò ha condotto la maggior parte dei cosmologists accettare lo scoppio grande, in cui l'universo che osserviamo ha cominciato un tempo limitato fa.

Storia dell'universo

Veda inoltre: Timeline dello scoppio grande

La storia dell'universo è un'edizione centrale nel cosmology. Secondo la teoria standard di cosmology, la storia dell'universo è divisa nei periodi differenti denominati epoche, secondo le forze ed i processi dominanti in ogni periodo. Il modello cosmologico standard è conosciuto As ΛCDM modello.

Equazioni di movimento

Articolo principale: Friedmann-Lemaître-Robertson-Camminatore metrico

equazioni di movimento governando l'universo nell'insieme sono derivati da relatività generale con un piccolo, positivo costante cosmologico. La soluzione è un universo d'espansione; dovuto questa espansione la radiazione e la materia nell'universo sono raffreddate e sono diluite. Inizialmente l'espansione è rallentata vicino gravitazione dovuto radiazione e contenuto nella materia dell'universo. Tuttavia, come questi sia diluito, costante cosmologico diventa più dominante e l'espansione degli inizio dell'universo accelerare piuttosto che rallenta. In nostro universo questo già è accaduto, miliardi degli anni fa.

Fisica della particella nel cosmology

Articolo principale: Fisica della particella nel cosmology

Fisica della particella, che si occupa di alte energie, è estremamente importante nel comportamento dell'universo in anticipo, poiché faceva caldo così che la densità media di energia era molto alta. A causa di questo, dispersione processi e deperimento delle particelle instabili sia importante nel cosmology.

Come regola del pollice, a dispersione o a deperimento il processo è cosmologically importante in una determinata epoca cosmologica se la relativa scaletta temporale relativa è più piccola o paragonabile alla scaletta temporale dell'espansione dell'universo, che è 1 / H con H essendo Costante del Hubble a quel tempo. Ciò è approssimativamente uguale all'età dell'universo a quel tempo.

Timeline dello scoppio grande

Articolo principale: Timeline dello scoppio grande

Le osservazioni suggeriscono che l'universo mentre lo conosciamo ha cominciato intorno 13.7 miliardo anni fa. Da allora, lo sviluppo dell'universo ha attraversato tre fasi. L'universo molto in anticipo, che è ancora capito male, era il secondo spaccato in quale l'universo era così caldo che particelle ha avuto attualmente energie più superiore a quelle accessibili dentro acceleratori della particella su terra. Di conseguenza, mentre le caratteristiche di base di questa epoca sono state risolte nella teoria grande di scoppio, i particolari in gran parte sono basati sulle congetture istruite. A seguito di questo, nell'universo in anticipo, lo sviluppo dell'universo ha continuato secondo saputo fisica delle particelle. Ciò è quando i primi protoni, elettroni e neutroni formati, allora nuclei ed infine atomi. Con la formazione di idrogeno neutro, priorità bassa cosmica di microonda è stato emesso. Per concludere, l'epoca di formazione della struttura ha cominciato, quando la materia in primo luogo ha cominciato aggregarsi nel primo stelle e quasarsed infine galassie, serie di ingranaggi delle galassie e superclusters formato. Il futuro dell'universo non è conosciuto ancora saldamente, ma secondo ΛCDM modello che continuerà a espandersi per sempre.

Settori

Sotto, alcune delle zone più attive dell'inchiesta nel cosmology sono descritte, nell'ordine approssimativamente cronologico. Ciò non include tutto il cosmology grande di scoppio, che sia presentato dentro timeline cosmologico.

L'universo molto in anticipo

Mentre l'universo in anticipo e caldo sembra essere spiegato bene dallo scoppio grande da approssimativamente 10-33 secondi in avanti, ci sono vari problemi. Uno è che non ci è motivo costringente, usando la fisica corrente della particella, di invitare l'universo per essere piano, omogeneo e isotropo (veda principio cosmologico). Inoltre, grandi teorie unificate della fisica della particella suggerisca che ci dovrebbe essere monopoles magnetici nell'universo, che non sono stati trovati. Questi problemi sono risolti entro un breve periodo di inflazione cosmica, che guida l'universo a planarità; liscia fuori le anisotropie e le eterogeneità al livello osservato; ed esponenzialmente dilue i monopoles. Il modello fisico dietro inflazione cosmica è estremamente semplice, comunque ancora non è stato confermato dalla fisica della particella e ci sono problemi difficili che riconciliano l'inflazione e teoria del campo di quantum. Alcuni cosmologists ritengono quello teoria della stringa e cosmology del brane fornirà un'alternativa ad inflazione.

Un altro problema principale nel cosmology è che cosa ha indotto l'universo a contenere più particelle che antiparticles. I Cosmologists possono usare Raggi X le osservazioni per dedurre che l'universo non è tagliato in regioni della materia e del antimatter, ma piuttosto è fatta principalmente della materia. Questo problema è denominato l'asimmetria del baryon e la teoria per descrivere la risoluzione è denominata baryogenesis. La teoria del baryogenesis è stata risolta vicino Andrei Sakharov in 1967 e richiede una violazione della fisica della particella simmetria, denominato CP-simmetria, fra la materia ed il antimatter. Gli acceleratori della particella, tuttavia, misurano una violazione troppo piccola della CP-simmetria per rappresentare l'asimmetria del baryon. I Cosmologists ed i fisici della particella stanno provando a trovare le violazioni supplementari della CP-simmetria nell'universo in anticipo che potrebbe rappresentare l'asimmetria del baryon.

Sia i problemi del baryogenesis che l'inflazione cosmica di questi problemi sono collegati molto strettamente alla fisica della particella e la loro risoluzione potrebbe venire dalla teoria di alta energia e esperimento, piuttosto che con le osservazioni dell'universo.

Nucleosynthesis grande di scoppio

Articolo principale: Nucleosynthesis grande di scoppio

Scoppio grande Nucleosynthesis è la teoria della formazione degli elementi nell'universo in anticipo. Ha rifinito quando l'universo era circa tre minuti vecchi e relativo temperatura è caduto abbastanza quello fusione nucleare cessato. Poiché il tempo in où il nucleosynthesis grande di scoppio si è presentato era così corto, solo gli elementi più chiari sono stati prodotti, diverso di dentro nucleosynthesis stellar. A partire da idrogeno ioni (protoni), principalmente ha prodotto deuterio, helium-4 e litio. Altri elementi sono stati prodotti soltanto in abundances della traccia. Mentre la teoria di base del nucleosynthesis è stata capita per le decadi (è stata sviluppata in 1948 vicino George Gamow, Asher Alpher del Ralph e Robert Herman) è una sonda estremamente sensibile della fisica ai tempi dello scoppio grande, poichè la teoria del nucleosynthesis grande di scoppio collega i abundances degli elementi chiari primordiali con le caratteristiche dell'universo in anticipo. Specificamente, può essere usato per esaminare principio equivalente, per sondare materia scura e prova neutrino fisica. Alcuni cosmologists hanno proposto che il nucleosynthesis grande di scoppio suggerisse che ci sono lle specie “sterili„ di quarto di neutrino.

Priorità bassa cosmica di microonda

Articolo principale: Priorità bassa cosmica di microonda

I precedenti cosmici di microonda provengono radiazione a sinistra sopra da disaccoppiamento, quando atomi in primo luogo formata e la radiazione ha prodotto nello scoppio grande interrotto Dispersione del Thomson dagli ioni caricati. La radiazione, in primo luogo osservata in 1965 vicino Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson, ha un thermal perfetto corpo nero spettro. Ha una temperatura di 2.7 kelvins oggi ed è isotropo ad una parte in 105. Teoria cosmologica di perturbazione, che descrive lo sviluppo delle eterogeneità leggere nell'universo in anticipo, ha permesso che i cosmologists calcolassero precisamente l'angolare spettro della potenza della radiazione e di esso è stato misurato dagli esperimenti satelliti recenti (COBE e WMAP) e molta terra e aerostato-ha basato gli esperimenti (come Interferometro angolare della scala di grado, Toner cosmico della priorità bassae Boomerang). Uno degli obiettivi di questi sforzi è di misurare i parametri di base del Modello Lambda-CDM con l'aumento di esattezza, come pure esaminare le previsioni dello scoppio grande modellano e cercano la nuova fisica. Le misure recenti effettuate da WMAP, per esempio, hanno disposto i limiti sulle masse del neutrino.

Più nuovi esperimenti, come Telescopio di Cosmology di Atacama e Telescopio CALMO, stanno provando a misurare polarizzazione dei precedenti cosmici di microonda, che forniranno ulteriore conferma della teoria così come le informazioni su inflazione cosmica e di cosiddette anisotropie secondarie, come Effetto di Sunyaev-Zel'dovich e Effetto di Sachs-Wolfe, che sono causati da interazione in mezzo galassie e serie di ingranaggi con i precedenti cosmici di microonda.

Formazione e sviluppo della struttura su grande scala

Articoli principali: Struttura su grande scala dell'universo, Formazione della strutturae Formazione e sviluppo della galassia

Capire la formazione e lo sviluppo di più grandi e strutture più in anticipo (IE, quasars, galassie, serie di ingranaggi e superclusters) è uno di più grandi sforzi nel cosmology. I Cosmologists studiano un modello di formazione gerarchica della struttura in quali strutture formano dalla parte inferiore in su, con i più piccoli oggetti che formano in primo luogo, mentre i più grandi oggetti, quali i superclusters, ancora stanno montando. Il senso più diretto studiare la struttura nell'universo è esaminare le galassie visibili, per costruire un'immagine tridimensionale con galassie nell'universo e misurare la materia spettro della potenza. Ciò è il metodo del Indagine del cielo dello Sloan Digital e indagine di Redshift della galassia 2dF.

Un attrezzo importante per capire la formazione della struttura è simulazioni, che i cosmologists usano studiare l'aggregazione gravitazionale della materia nell'universo, come esso ragruppa in filamenti, superclusters e vuoti. La maggior parte delle simulazioni contengono soltanto non-baryonic materia scura fredda, che dovrebbe bastare capire l'universo sulle più grandi scale, poichè ci è materia molto più scura nell'universo che gli argomenti visibili e baryonic. Le simulazioni più avanzate stanno cominciando includere i baryons e studiare la formazione di diverse galassie. I Cosmologists studiano queste simulazioni per vedere se accosentono con le indagini della galassia e per capire tutta la discrepanza.

Altro, tecniche complementari permetterà che i cosmologists misurino la distribuzione della materia nell'universo distante e sondino reionization. Questi includono:

  • Foresta dell'alfa di Lyman, che permette che i cosmologists misurino la distribuzione del gas neutro dell'idrogeno attivo nell'universo in anticipo, misurando l'assorbimento di luce dai quasars distanti dal gas.
  • Il 21 centimetro assorbimento la linea di idrogeno attivo neutro inoltre fornisce una prova sensibile di cosmology
  • Lensing debole, la distorsione di un'immagine a distanza vicino lensing gravitazionale dovuto la materia scura.

Questi volontà aiutano i cosmologists a risolvere la domanda di quando i primi quasars hanno formato.

Materia scura

Articolo principale: Materia scura

Prova da nucleosynthesis grande di scoppio, priorità bassa cosmica di microonda e la formazione della struttura suggerisce che quello circa 25% della massa dell'universo consiste della materia scura non-baryonic, mentre soltanto 4% consiste di visibile, materia baryonic. Gli effetti gravitazionali della materia scura sono capiti bene, poichè si comporta come freddo, non-radiative polvere che forma guidacarte intorno alle galassie. La materia scura non è stata rilevata mai in laboratorio: la natura di fisica della particella della materia scura è completamente sconosciuta. Tuttavia, ci sono un certo numero di candidati, quale una scuderia supersymmetric particella, a particella voluminosa debolmente d'interazione, axioned a oggetto compatto voluminoso di guidacarta. Le alternative all'ipotesi scura della materia includono una modifica di gravità alle piccole accelerazioni (MOND) o un effetto da cosmology del brane.

Fisica al centro delle galassie (veda nuclei galactic attivi, foro nero supermassive) può dare alcuni indizii circa la natura della materia scura.

Energia scura

Articolo principale: Energia scura

Se l'universo è di essere piano, ci deve essere un componente supplementare che compone 74% (oltre che la materia e i baryons scuri 22% di 4%) della densità di energia dell'universo. Ciò è denominata energia scura. Per non interferire con il nucleosynthesis grande di scoppio ed i precedenti cosmici di microonda, non deve ragruppare nei guidacarte come i baryons e la materia scura. Ci è prova d'osservazione forte per energia scura, poichè la massa totale dell'universo è conosciuta, poiché è misurato per essere piano, ma la quantità di materia ragruppante strettamente è misurata ed è molto di meno che questa. L'argomento per energia scura è stato rinforzato in 1999, quando le misure hanno dimostrato che l'espansione dell'universo ha cominciato gradualmente accelerare.

Tuttavia, oltre alla relativa densità ed alle relative proprietà ragruppanti, niente è conosciuto circa energia scura. Teoria del campo di Quantum predice la a costante cosmologico tanto come energia scura, ma 120 ordini di grandezza troppo grande. Steven Weinberg ed un certo numero di teorici della stringa (veda paesaggio della stringa) hanno usato questo come prova per principio anthropic, che suggerisce che il costante cosmologico è così piccolo perché la vita (e così fisici, fare le osservazioni) non possono esistere in un universo con un grande costante cosmologico, ma molta gente trova questa una spiegazione unsatisfying. Altre spiegazioni possibili per energia scura includono quintessence o una modifica di gravità sulle più grandi scale. L'effetto su cosmology dell'energia scura che questi modelli descrivono è dato dall'energia scura l'equazione di dichiara, che varia la dipendenza dalla teoria. La natura di energia scura è uno dei problemi più challenging nel cosmology.

Una comprensione migliore dell'energia scura è probabile risolvere il problema del ultimo destino dell'universo. Nell'epoca cosmologica corrente, l'espansione accelerata dovuto energia scura sta impedendo le strutture più grandi dei superclusters formare. Non è se l'accelerazione continuerà indefinitamente, forse neppure aumentare conosciuto fino alla a rip grande, o se finalmente invertirà.

Altre zone dell'inchiesta

I Cosmologists inoltre studiano:

Riferimenti

  1. ^ Scienza il 20 giugno 2003: Volume. 300. no. 5627, pp. 1914 - 1918 Gettare chiaro su energia scura, Robert P. Kirshner. Dicembre 2006 raggiunto
  2. ^ per esempio. Liddle, A. Un'introduzione a Cosmology moderno. Wiley. ISBN 0-470-84835-9.  Ciò discute cogently “l'energia sempre, sempre, sempre si conserva.„

Lettura popolare

Manuali

  • Cheng, l'AT-Pei (2005). Relatività, gravitazione e Cosmology: un'introduzione di base. Oxford e New York: Pressione dell'università di Oxford. ISBN 0-19-852957-0.  Il Cosmology è introdotto nel quadro della relatività generale -- ma senza l'apparecchiatura piena del tensore, che è presentata nell'ultima parte del libro. Particolarmente adatto a corso introduttivo di GR con un'enfasi su cosmology.
  • Dodelson, Scott (2003). Cosmology moderno. Pressione accademica. ISBN 0-12-219141-2.  Liberato un po'prima del WMAP i risultati, questo è il manuale introduttivo più moderno.
  • Grøn, Øyvind; Hervik, Sigbjørn (2007). Teoria generale del Einstein di relatività con le applicazioni moderne nel Cosmology. New York: Springer. ISBN 978-0-387-69199-2. 
  • Harrison, Edward (2000). Cosmology: scienza dell'universo. Pressione dell'università di Cambridge. ISBN 0-521-66148-X.  Un manuale relativamente unmathematical.
  • Kutner, vinaccia (2003). Astronomia: Una prospettiva fisica. Pressione dell'università di Cambridge. ISBN 0-521-52927-1.  Un manuale introduttivo di astronomia.
  • Kolb, Edward; Michael Turner (1988). L'universo in anticipo. Addison-Wesley. ISBN 0-201-11604-9.  Ciò è il riferimento classico per i cosmologists.
  • Liddle, Andrew (2003). Un'introduzione a Cosmology moderno. John Wiley. ISBN 0-470-84835-9.  Un'introduzione a cosmology senza relatività generale
  • Liddle, Andrew; David Lyth (2000). Inflazione cosmologica e struttura su grande scala. Cambridge. ISBN 0-521-57598-2.  Un'introduzione a cosmology con una discussione approfondita su inflazione.
  • Mukhanov, Viatcheslav (2005). Fondamenti fisici di Cosmology. Pressione dell'università di Cambridge. ISBN 0-521-56398-4. 
  • Padmanabhan, T. (1993). Formazione della struttura nell'universo. Pressione dell'università di Cambridge. ISBN 0-521-42486-0.  Descrive dettagliatamente la formazione delle strutture su grande scala.
  • Peacock, John (1998). Fisica cosmologica. Pressione dell'università di Cambridge. ISBN 0-521-42270-1.  Un'introduzione con più priorità bassa sulla teoria generale del campo di quantum e di relatività che la maggior parte.
  • Peebles, P. J. E. (1993). Principii di Cosmology fisico. Pressione dell'università di Princeton. ISBN 0-691-01933-9.  Il libro del Peebles ha un fuoco storico forte.
  • Peebles, P. J. E. (1980). La struttura su grande scala dell'universo. Pressione dell'università di Princeton. ISBN 0-691-08240-5.  Il lavoro classico sulla struttura della grande scala, in particolare la discussione delle funzioni di correlazione.
  • Rees, Martin (2002). Nuove prospettive nel Cosmology astrofisico. Pressione dell'università di Cambridge. ISBN 0-521-64544-1. 
  • Weinberg, Steven (1971). Gravitazione e Cosmology. John Wiley. ISBN 0-471-92567-5.  Un più vecchio libro, ma ancora un riferimento standard per il formalismo matematico molto.

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