Вселе́нная — не имеющее строгого определения понятие в астрономии и философии, под которым чаще всего подразумевается совокупность всей существующей в мире энергии, материи и пространства-времени. Оно делится на две принципиально различающиеся сущности: умозрительную (философскую) и материальную, доступную наблюдениям в настоящее время или в обозримом будущем. Если автор различает эти сущности, то, следуя традиции, первую называют Вселенной, а вторую — астрономической Вселенной или Метагалактикой.
Большо́й взрыв — общепринятая космологическая модель, описывающая раннее развитие Вселенной, а именно — начало расширения Вселенной, перед которым Вселенная находилась в сингулярном состоянии.
Тёмная эне́ргия в космологии — гипотетический вид энергии, введённый в математическую модель Вселенной для объяснения наблюдаемого её расширения с ускорением.
Космоло́гия — раздел астрономии, изучающий свойства и эволюцию Вселенной в целом. Основу этой дисциплины составляют математика, физика и астрономия.
Во́зраст Вселе́нной — время, прошедшее с начала расширения Вселенной.
Пла́нковская эпо́ха — в физической космологии, самая ранняя эпоха в истории наблюдаемой нами Вселенной, о которой существуют какие-либо теоретические предположения. Она продолжалась в течение планковского времени от нуля до 10−43 секунд. В эту эпоху, примерно 13,8 млрд лет назад, вещество Вселенной имело планковскую энергию (1019 ГэВ), планковский радиус (10−35 м), планковскую температуру (1032 К) и планковскую плотность (~1097 кг/м³).
Космологические модели — модели, описывающие развитие Вселенной как целого.
Крити́ческая пло́тность Вселе́нной ρс — выделенное значение плотности материи Вселенной, от которого зависят глобальные геометрические свойства вселенной в космологических моделях.
Пла́нковская температу́ра — единица температуры в планковской системе единиц; названа в честь немецкого учёного-физика Макса Планка.
Хаотическая теория инфляции — сценарий развития Вселенной для инфляционной модели Вселенной. Теория предлагает простой способ описания инфляции Вселенной с помощью осциллирующего скалярного поля. При некоторых предположениях появляется возможность существования в Мультивселенной вселенных с различными элементарными частицами и законами их взаимодействия.
Бу́дущее Вселе́нной — вопрос, рассматриваемый в рамках физической космологии. Различными научными теориями предсказано множество возможных вариантов будущего, среди которых есть мнения как об уничтожении, так и о бесконечной жизни Вселенной.
Инфляцио́нная моде́ль Вселе́нной (лат. inflatio «вздутие») — гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва (при температуре выше 1028 K), предполагающая период ускоренного по сравнению со стандартной моделью горячей Вселенной расширения.
Наблюда́емая Вселе́нная — понятие в космологии Большого взрыва, описывающее сферическую по форме часть Вселенной, содержащую всю материю, доступную для прямого наблюдения с Земли. С точки зрения пространства это область, из которой излучение от любой видимой материи успело за время существования Вселенной достичь нынешнего местоположения Земли, и тем самым стать наблюдаемым. Диаметр наблюдаемой Вселенной оценивается в 93 миллиарда световых лет, и с каждым годом он увеличивается на один световой год. Границей наблюдаемой Вселенной является космологический горизонт, объекты на нём имеют бесконечное красное смещение. Число галактик в наблюдаемой Вселенной оценивается более чем в 500 млрд. Любая точка Вселенной имеет свою зону наблюдаемой Вселенной, в данной статье это понятие описывается относительно Земли.
Проблема калибровочной иерархии является одной из проблем современной физики элементарных частиц, заключающейся в том, что характерные энергетические масштабы различных фундаментальных взаимодействий, а также некоторые предполагаемые масштабы явлений, выходящих за рамки Стандартной модели, различаются на много порядков. Актуальными, в частности, являются вопросы природы такой иерархии, причин её устойчивости и наличия большой «пустыни» между двумя группами масштабов.
Современные представления об основных этапах развития Вселенной основаны на следующих теориях:
- теории расширения Фридмана;
- теории Большого взрыва ;
- теории инфляции;
- иерархической теории формирования крупномасштабной структуры;
- теории звёздного населения.
В физической космологии электросла́бая эпо́ха — одна из эпох в ранней истории Вселенной. Между 10−32 и 10−12секунд после Большого Взрыва. Температура Вселенной всё ещё очень высока. Поэтому электромагнитные взаимодействия и слабые взаимодействия пока представляют собой единое электрослабое взаимодействие. За счёт очень высоких энергий образуется ряд экзотических частиц, таких как бозон Хиггса и W-бозон, Z-бозон.
И́горь Ива́нович Ткачёв — российский астрофизик, специалист в области физики элементарных частиц, академик РАН.
Дми́трий Серге́евич Горбуно́в — российский физик, специалист в области физики элементарных частиц и космологии, член-корреспондент РАН (2016).
В физической космологии кварковая эпоха, или эпоха кварков — это период в эволюции ранней Вселенной, когда фундаментальные взаимодействия, а именно гравитация, электромагнетизм, сильное взаимодействие и слабое взаимодействие, приобрели их сегодняшнюю форму, но температура Вселенной все ещё была слишком высокой, чтобы кварки могли объединяться и образовывать адроны. Кварковая эпоха началась примерно на 10−12 секунде после Большого взрыва, когда завершилась предыдущая электрослабая эпоха, поскольку электрослабое взаимодействие разделилось на слабое взаимодействие и электромагнетизм. В течение кварковой эпохи Вселенная была наполнена плотной, горячей кварк-глюонною плазмой, содержащей кварки, лептоны и их античастицы. Столкновения между частицами были слишком энергетичны, чтобы кварки могли соединяться в мезоны или барионы. Кварковая эпоха завершилась, когда Вселенной исполнилось около 10−6 секунды, и когда средняя энергия взаимодействия между частицами спала ниже энергии связи адронов. Следующий период, когда кварки стали объединяться в адроны, известен как адронная эпоха.
В физической космологии эпоха инфляции, или инфляционная эпоха — это период в эволюции ранней Вселенной, в течение которого, согласно теории инфляции, Вселенная претерпела чрезвычайно быстрое экспоненциальное расширение. Это быстрое расширение увеличило линейные измерения ранней Вселенной по меньшей мере в 1026 раз (возможно, ещё больше), таким образом увеличив его объём как минимум в 1078раз. Расширение в 1026 раз, для примера, эквивалентно увеличению объекта, начальная длина которого составляет 1 нанометр (10−9 метра, около половины ширины молекулы ДНК), до объекта длиной 10.6 светового года (около 100 триллионов километров).
