Форма вселенной - Shape of the universe

«Край Вселенной» перенаправляется сюда. Для песни Bee Gees см. Край Вселенной (песня).
Часть серии по
Физическая космология
Изображение полного неба, полученное по данным WMAP за девять лет
Компоненты· Структура
Компоненты
Структура
  • Категория Категория
  • Крабовидная туманность.jpg Астрономический портал

В форма вселенной, в физическая космология, это местный и глобальная геометрия из вселенная. Локальные особенности геометрии Вселенной в первую очередь описываются ее кривизна, тогда как топология Вселенная описывает общие глобальные свойства своей формы как непрерывного объекта. Пространственная кривизна связана с общая теория относительности, который описывает, как пространство-время искривлен и искривлен массой и энергией, в то время как пространственная топология не может быть определена по его кривизне; математически существуют локально неразличимые пространства с разными топологиями.[1]

Космологи различают наблюдаемая вселенная и вся вселенная, первая из которых является сферической частью второй, которая в принципе может быть доступна астрономическим наблюдениям. Если предположить космологический принцип, наблюдаемая Вселенная одинакова для всех современных точек обзора, что позволяет космологам обсуждать свойства всей Вселенной, имея только информацию внутри своей наблюдаемой Вселенной.

Форму всей вселенной можно описать тремя атрибутами:[2]

  1. Конечное или бесконечное
  2. Квартира (ноль кривизна ), открытый (отрицательная кривизна) или закрытый (положительная кривизна)
  3. Связь, как устроена Вселенная, т.е. односвязное пространство или многосвязный.

Между этими свойствами существуют определенные логические связи. Например, вселенная с положительной кривизной обязательно конечна.[3] Хотя в литературе обычно предполагается, что плоская или отрицательно искривленная Вселенная бесконечна, этого не должно быть, если топология не является тривиальной: например, трехмерный тор плоский, но конечный.[3]

Точная форма все еще является предметом споров в физическая космология, но экспериментальные данные из различных независимых источников (WMAP, Бумеранг, и Планк например) подтверждают, что Вселенная плоская, с погрешностью всего 0,4%.[4][5][6] Теоретики пытались построить формальную математическую модель формы Вселенной. Формально это 3-х коллекторный модель, соответствующая пространственному сечению (в сопутствующие координаты ) 4-мерного пространство-время Вселенной. В настоящее время большинство теоретиков используют модель Фридман – Лемэтр – Робертсон – Уокер (FLRW) модель. Были выдвинуты аргументы, что данные наблюдений лучше всего соответствуют заключению о том, что форма глобальной Вселенной бесконечна и плоская,[7] но данные также согласуются с другими возможными формами, такими как так называемые Додекаэдральное пространство Пуанкаре[8][9] и пространство Соколова – Старобинского (фактор модель верхнего полупространства гиперболического пространства двумерной решеткой).[10]

Форма наблюдаемой Вселенной

Основная статья: Наблюдаемая Вселенная
Смотрите также: Меры расстояния (космология)

Как сказано во введении, необходимо учитывать два аспекта:

  1. его местный геометрии, которая преимущественно касается кривизны Вселенной, в частности наблюдаемая вселенная, и
  2. его Глобальный геометрия, которая касается топологии Вселенной в целом.

Наблюдаемую Вселенную можно представить как сферу, которая простирается наружу от любой точки наблюдения на 46,5 миллиардов световых лет, уходя дальше во времени и более. красное смещение тем дальше смотрит. В идеале можно продолжать оглядываться вплоть до Большой взрыв; на практике, однако, наиболее удаленные из них можно смотреть при свете и других электромагнитное излучение это космический микроволновый фон (CMB), как все, что было непрозрачным. Экспериментальные исследования показывают, что наблюдаемая Вселенная очень близка к изотропный и однородный.

Если наблюдаемая Вселенная охватывает всю Вселенную, мы можем определить структуру всей Вселенной путем наблюдения. Однако, если наблюдаемая Вселенная меньше, чем вся Вселенная, наши наблюдения будут ограничены только частью целого, и мы не сможем определить ее глобальную геометрию посредством измерений. На основе экспериментов можно построить различные математические модели глобальной геометрии всей Вселенной, все из которых согласуются с текущими данными наблюдений; таким образом, в настоящее время неизвестно, идентична ли наблюдаемая Вселенная глобальной Вселенной или же она на много порядков меньше. Вселенная может быть маленькой в ​​одних измерениях, но не в других (аналогично тому, как кубовид по длине длиннее, чем по ширине и глубине). Чтобы проверить, точно ли данная математическая модель описывает Вселенную, ученые ищут новые следствия этой модели - какие явления во Вселенной мы еще не наблюдали, но которые должны существовать, если модель верна, - и разрабатывают эксперименты для проверки происходят ли эти явления или нет. Например, если Вселенная представляет собой небольшой замкнутый контур, можно ожидать увидеть несколько изображений объекта в небе, хотя и не обязательно изображений одного возраста.

Космологи обычно работают с заданным космический срез пространства-времени называется сопутствующие координаты, существование предпочтительного набора которых возможно и широко признано в современной физической космологии. Часть пространства-времени, которую можно наблюдать, - это обратная световой конус (все точки внутри космический световой горизонт, учитывая время, чтобы достичь данного наблюдателя), в то время как связанный член Объем Хаббла может использоваться для описания либо светового конуса прошлого, либо сопутствующего пространства до поверхности последнего рассеяния. Говорить о "форме Вселенной (в определенный момент времени)" значит онтологически наивный с точки зрения специальная теория относительности в одиночку: из-за относительность одновременности мы не можем говорить о разных точках в пространстве как о находящихся «в одном и том же моменте времени» или, следовательно, о «форме Вселенной в определенный момент времени». Однако сопутствующие координаты (если они четко определены) дают четкий смысл тем, кто использует время, прошедшее после Большого взрыва (измеренное в эталонном реликтовом излучении), как выдающееся всемирное время.

Кривизна Вселенной

Дальнейшая информация: Кривизна § Пространство

В кривизна величина, описывающая, как геометрия пространства локально отличается от геометрии плоское пространство. Кривизна любой локально изотропное пространство (и, следовательно, локально изотропной Вселенной) попадает в один из трех следующих случаев:

  1. Нулевая кривизна (плоская); углы нарисованного треугольника составляют в сумме 180 °, а теорема Пифагора держит; такое трехмерное пространство локально моделируется Евклидово пространство E3.
  2. Положительная кривизна; сумма углов нарисованного треугольника составляет более 180 °; такое 3-мерное пространство локально моделируется областью 3-сфера S3.
  3. Отрицательная кривизна; сумма углов нарисованного треугольника составляет менее 180 °; такое трехмерное пространство локально моделируется областью гиперболическое пространство ЧАС3.

Изогнутые геометрические формы относятся к области Неевклидова геометрия. Примером положительно искривленного пространства может служить поверхность сферы, такой как Земля. Треугольник, проведенный от экватора к полюсу, будет иметь как минимум два угла, равные 90 °, что делает сумму трех углов больше 180 °. Примером отрицательно изогнутой поверхности может быть форма седло или горный перевал. Сумма углов треугольника, нарисованного на поверхности седла, будет меньше 180 °.

Локальная геометрия Вселенной определяется тем, параметр плотности Ω больше, меньше или равно 1.
Сверху вниз: a сферическая вселенная с участием Ω> 1, а гиперболическая вселенная с участием Ω <1, а плоская вселенная с участием Ω = 1. Эти изображения двумерных поверхностей являются просто легко визуализируемыми аналогами трехмерной структуры (локального) пространства.

Общая теория относительности объясняет, что масса и энергия искажают кривизну пространства-времени и используется для определения кривизны Вселенной с помощью значения, называемого параметр плотности, представленный Омега (Ω). Параметр плотности - это средняя плотность Вселенной, деленная на критическую плотность энергии, то есть энергия массы, необходимая для того, чтобы Вселенная была плоской. Перефразируй,

  • Если Ω = 1Вселенная плоская
  • Если Ω> 1, есть положительная кривизна
  • если Ω <1 есть отрицательная кривизна

Можно экспериментально рассчитать это Ω определить кривизну двумя способами. Один из них - подсчитать всю массу-энергию во Вселенной и взять ее среднюю плотность, а затем разделить это среднее на критическую плотность энергии. Данные из СВЧ-датчик анизотропии Wilkinson (WMAP), а также Космический корабль Планк дают значения для трех составляющих всей массы-энергии во Вселенной - нормальной массы (барионная материя и темная материя ), релятивистские частицы (фотоны и нейтрино ), и темная энергия или космологическая постоянная:[11][12]

Ωмасса ≈ 0.315±0.018

Ωрелятивистский ≈ 9.24×10−5

ΩΛ ≈ 0.6817±0.0018

ΩВсего= Ωмасса + Омрелятивистский + ОмΛ= 1.00±0.02

Фактическое значение критической плотности измеряется как ρкритический= 9.47×10−27 кг м−3. Судя по этим значениям, в пределах ошибки эксперимента, Вселенная кажется плоской.

Другой способ измерить Ω - это сделать это геометрически, измерив угол через наблюдаемую Вселенную. Мы можем сделать это, используя CMB и измерение спектра мощности и анизотропии температуры. Для интуиции можно представить себе газовое облако, которое не находится в тепловом равновесии из-за того, что оно настолько велико, что скорость света не может распространять тепловую информацию. Зная эту скорость распространения, мы затем знаем размер газового облака, а также расстояние до газового облака, тогда у нас есть две стороны треугольника, и мы можем определить углы. Используя аналогичный метод, BOOMERanG эксперимент определила, что сумма углов до 180 ° в пределах экспериментальной ошибки, соответствующая ΩВсего ≈ 1.00±0.12.[13]

Эти и другие астрономические измерения ограничивают пространственную кривизну очень близкой к нулю, хотя и не ограничивают ее знак. Это означает, что хотя локальная геометрия пространства-времени порождается теорией относительности, основанной на пространственно-временные интервалы, мы можем приблизить 3-х местный знакомым Евклидова геометрия.

В Модель Фридмана – Лемэтра – Робертсона – Уокера (FLRW) с помощью Уравнения Фридмана обычно используется для моделирования Вселенной. Модель FLRW обеспечивает кривизну Вселенной на основе математики динамика жидкостей, то есть моделирование материи во Вселенной как идеальной жидкости. Хотя звезды и структуры массы могут быть введены в модель «почти FLRW», строго модель FLRW используется для аппроксимации локальной геометрии наблюдаемой Вселенной. Другими словами, если все формы темная энергия игнорируются, то кривизна Вселенной может быть определена путем измерения средней плотности вещества в ней, предполагая, что вся материя распределена равномерно (а не искажения, вызванные «плотными» объектами, такими как галактики). Это предположение подтверждается наблюдениями о том, что пока Вселенная «слабо» неоднородный и анизотропный (см. крупномасштабная структура космоса ), в среднем однородный и изотропный.

Структура глобальной вселенной

Глобальная структура охватывает геометрия и топология всей вселенной - как наблюдаемой вселенной, так и за ее пределами. Хотя локальная геометрия не определяет полностью глобальную геометрию, она ограничивает возможности, особенно геометрия постоянной кривизны. Вселенную часто считают геодезическое многообразие, без топологические дефекты; ослабление любого из них значительно усложняет анализ. Глобальная геометрия - это локальная геометрия плюс топология. Отсюда следует, что топология сама по себе не дает глобальной геометрии: например, евклидово 3-пространство и гиперболическое 3-пространство имеют одинаковую топологию, но разную глобальную геометрию.

Как сказано во введении, исследования в рамках изучения глобальной структуры Вселенной включают:

  • Является ли вселенная бесконечный или конечный по размеру
  • Является ли геометрия глобальной вселенной плоской, положительной или отрицательной
  • Является ли топология односвязный как сфера или многосвязный, как тор[14]

Бесконечный или конечный

Один из вопросов о Вселенной, на которые пока нет ответа, - бесконечна она или конечна по размеру. Для интуиции можно понять, что конечная Вселенная имеет конечный объем, который, например, теоретически может быть заполнен конечным количеством материала, в то время как бесконечная Вселенная неограниченна, и никакой числовой объем не может ее заполнить. Математически вопрос о том, является ли Вселенная бесконечной или конечной, называется ограниченность. Бесконечная вселенная (неограниченное метрическое пространство) означает, что есть точки произвольно далеко друг от друга: для любого расстояния d, есть точки, находящиеся на расстоянии не менее d Кроме. Конечная вселенная - это ограниченное метрическое пространство, в котором есть некоторое расстояние d так что все точки находятся на расстоянии d друг друга. Самый маленький такой d называется диаметром Вселенной, и в этом случае Вселенная имеет четко определенный «объем» или «масштаб».

С границей или без нее

Предполагая конечную Вселенную, Вселенная может иметь край или не иметь края. Многие конечные математические пространства, например диск, иметь край или границу. Пространства, у которых есть граница, сложно рассматривать как концептуально, так и математически. А именно, очень сложно сказать, что могло бы произойти на краю такой вселенной. По этой причине пространства с краями обычно исключаются из рассмотрения.

Однако существует много конечных пространств, таких как 3-сфера и 3-тор, у которых нет ребер. Математически эти пространства называются компактный без границ. Термин компактный в основном означает, что он имеет конечную протяженность ("ограниченный") и полный. Термин «без границ» означает, что пространство не имеет краев. Более того, чтобы можно было применить исчисление, вселенная обычно считается дифференцируемое многообразие. Математический объект, который обладает всеми этими свойствами, компактный без границ и дифференцируемый, называется закрытый коллектор. 3-сфера и 3-тор являются замкнутыми многообразиями.

Кривизна

Кривизна Вселенной накладывает ограничения на топологию. Если пространственная геометрия сферический, т.е. обладают положительной кривизной, топология компактна. Для плоской (нулевая кривизна) или гиперболической (отрицательная кривизна) пространственной геометрии топология может быть либо компактной, либо бесконечной.[15] Многие учебники ошибочно утверждают, что плоская Вселенная подразумевает бесконечную Вселенную; однако правильное утверждение состоит в том, что плоская Вселенная, которая также односвязный подразумевает бесконечную вселенную.[15] Например, Евклидово пространство плоский, односвязный и бесконечный, но тор плоский, многосвязный, конечный и компактный.

В общем, локальные в глобальные теоремы в Риманова геометрия свяжите локальную геометрию с глобальной геометрией. Если локальная геометрия имеет постоянную кривизну, глобальная геометрия очень ограничена, как описано в Геометрии Терстона.

Последние исследования показывают, что даже самые мощные эксперименты будущего (например, СКА ) не сможет различать плоскую, открытую и закрытую Вселенную, если истинное значение параметра космологической кривизны меньше 10−4. Если истинное значение параметра космологической кривизны больше 10−3 мы сможем различать эти три модели уже сейчас.[16]

Результаты Планк миссия, выпущенная в 2015 году, показывает параметр космологической кривизны, ΩK, чтобы быть 0,000 ± 0,005, что соответствует плоской Вселенной.[17]

Вселенная с нулевой кривизной

Во Вселенной с нулевой кривизной локальная геометрия плоский. Наиболее очевидная глобальная структура - это структура Евклидово пространство, которая бесконечна по протяженности. Плоские вселенные с конечной протяженностью включают тор и Бутылка Клейна. Более того, в трех измерениях существует 10 конечных замкнутых плоских 3-многообразий, из которых 6 ориентируемые, а 4 неориентируемые. Эти Многообразия Бибербаха. Наиболее знакомым является вышеупомянутый Вселенная с 3 торами.

В отсутствие темной энергии плоская Вселенная расширяется вечно, но с постоянно замедляющейся скоростью, при этом расширение асимптотически приближается к нулю. С темной энергией скорость расширения Вселенной сначала замедляется из-за эффекта гравитации, но в конечном итоге увеличивается. В окончательная судьба вселенной то же самое, что и в открытой вселенной.

Плоская вселенная может иметь нулевая полная энергия.

Вселенная с положительной кривизной

Положительно искривленная Вселенная описывается эллиптическая геометрия, и его можно рассматривать как трехмерный гиперсфера, или какой-то другой сферический 3-х коллектор (такой как Додекаэдральное пространство Пуанкаре ), все из которых являются частными 3-сферы.

Додекаэдральное пространство Пуанкаре является положительно искривленным пространством, в просторечии описываемым как «футбольный мяч», так как оно является частным от 3-сферы к бинарная группа икосаэдра, что очень близко к икосаэдрическая симметрия, симметрия футбольного мяча. Это было предложено Жан-Пьер Люмине и коллеги в 2003 г.[8][18] оптимальная ориентация модели на небе была оценена в 2008 году.[9]

Вселенная с отрицательной кривизной

Гиперболическая Вселенная с отрицательной пространственной кривизной описывается формулой гиперболическая геометрия, и может рассматриваться локально как трехмерный аналог бесконечно протяженной формы седла. Есть большое разнообразие гиперболические трехмерные многообразия, и их классификация до конца не изучена. Те, что имеют конечный объем, можно понять через Теорема жесткости Мостова. Для гиперболической локальной геометрии многие из возможных трехмерных пространств неофициально называются «роговыми топологиями», так называемыми из-за формы псевдосфера, каноническая модель гиперболической геометрии. Примером может служить Рог Пикарда, отрицательно искривленное пространство, в просторечии описываемое как «воронкообразное».[10]

Кривизна: открытая или закрытая

Когда космологи говорят о Вселенной как о «открытой» или «закрытой», они чаще всего имеют в виду, является ли кривизна отрицательной или положительной. Эти значения открытого и закрытого отличаются от математического значения открытого и закрытого, используемого для множеств в топологических пространствах и для математического значения открытых и закрытых многообразий, что приводит к двусмысленности и путанице. В математике есть определения для закрытый коллектор (т. е. компактный без границы) и открытый коллектор (то есть некомпактный и без границы). «Замкнутая вселенная» обязательно является замкнутым многообразием. «Открытая вселенная» может быть как закрытым, так и открытым многообразием. Например, в Фридман – Лемэтр – Робертсон – Уокер (FLRW) модель вселенной считается безграничной, и в этом случае «компактная вселенная» может описывать вселенную, которая является замкнутым многообразием.

Модель Милна («сферическое» расширение)

Основная статья: Модель Милна

Если применяется Пространство Минковского -на основании специальная теория относительности к расширению Вселенной, не прибегая к концепции искривленное пространство-время, то получается модель Милна. Любой пространственный разрез Вселенной постоянного возраста ( подходящее время истекший от Большого взрыва) будет иметь отрицательную кривизну; это просто псевдоевклидов геометрический факт, аналогичный тому, что концентрический сферы в плоский Евклидово пространство тем не менее изогнуты. Пространственная геометрия этой модели является неограниченной гиперболическое пространство.Вся вселенная содержится в световой конус, а именно будущий конус Большого взрыва. В любой момент т > 0 из координировать время (если предположить, что Большой взрыв т = 0) вся вселенная ограничена сфера радиуса ровно c тКажущийся парадокс бесконечной вселенной, заключенной в сфере, объясняется сокращение длины: дальние галактики, которые удаляются от наблюдателя быстрее всего, будут казаться тоньше.

Эта модель по сути выродиться FLRW для Ω = 0. Это несовместимо с наблюдениями, которые однозначно исключают такую ​​большую отрицательную пространственную кривизну. Однако в качестве фона, на котором могут действовать гравитационные поля (или гравитоны), из-за инвариантности диффеоморфизма пространство в макроскопическом масштабе эквивалентно любому другому (открытому) решению уравнений поля Эйнштейна.

Смотрите также

использованная литература

  1. ^ Люминет, Дж (2015). «Космическая топология». Scholarpedia. 10 (8): 31544. Bibcode:2015SchpJ..1031544L. Дои:10.4249 / scholarpedia.31544.
  2. ^ Тегмарк, Макс (2014). Наша математическая вселенная: мои поиски высшей природы реальности (1-е изд.). Кнопф. ISBN  978-0307599803.
  3. ^ а б Г. Ф. Р. Эллис; Х. ван Эльст (1999). «Космологические модели (лекции Каржеза 1998 г.)». В Marc Lachièze-Rey (ред.). Теоретическая и наблюдательная космология. Научная серия НАТО C. 541. п. 22. arXiv:gr-qc / 9812046. Bibcode:1999ASIC..541 .... 1E. ISBN  978-0792359463.
  4. ^ «Будет ли Вселенная расширяться вечно?». НАСА. 24 января 2014 г.. Получено 16 марта 2015.
  5. ^ Бирон, Лорен (7 апреля 2015 г.). «Наша вселенная плоская». symrymagazine.org. FermiLab / SLAC.
  6. ^ Маркус Ю. Ю (2011). «Неожиданные связи». Инженерия и наука. LXXIV1: 30.
  7. ^ Демьянски, Марек; Санчес, Норма; Парийский, Юрий Н. (2003). Топология Вселенной и космическое микроволновое фоновое излучение. Ранняя Вселенная и космический микроволновый фон: теория и наблюдения. Труды Института перспективных исследований НАТО. Ранняя Вселенная и космический микроволновый фон: теория и наблюдения. 130. Springer. п. 161. Bibcode:2003eucm.book..159D. ISBN  978-1-4020-1800-8.
  8. ^ а б Люмине, Жан-Пьер; Недели, Джефф; Риазуэло, Ален; Лехук, Роланд; Узан, Жан-Филипп (09.10.2003). «Топология додекаэдрического пространства как объяснение слабых широкоугольных температурных корреляций в космическом микроволновом фоне». Природа. 425 (6958): 593–5. arXiv:Astro-ph / 0310253. Bibcode:2003Натура.425..593л. Дои:10.1038 / природа01944. PMID  14534579. S2CID  4380713.
  9. ^ а б Рукема, Будевейн; Збигнев Булиньски; Агнешка Сзаневска; Николя Э. Годен (2008). «Проверка гипотезы топологии додекаэдрического пространства Пуанкаре с данными CMB WMAP». Астрономия и астрофизика. 482 (3): 747. arXiv:0801.0006. Bibcode:2008A & A ... 482..747L. Дои:10.1051/0004-6361:20078777. S2CID  1616362.
  10. ^ а б Аурих, Ральф; Lustig, S .; Steiner, F .; Затем Х. (2004). «Гиперболические вселенные с рогатой топологией и анизотропией реликтового излучения». Классическая и квантовая гравитация. 21 (21): 4901–4926. arXiv:astro-ph / 0403597. Bibcode:2004CQGra..21.4901A. Дои:10.1088/0264-9381/21/21/010. S2CID  17619026.
  11. ^ «Параметр плотности, Омега». hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. Получено 2015-06-01.
  12. ^ Ade, P.A.R .; Aghanim, N .; Armitage-Caplan, C .; Arnaud, M .; Ashdown, M .; Атрио-Барандела, Ф .; Aumont, J .; Baccigalupi, C .; Banday, A.J .; Barreiro, R. B .; Bartlett, J. G .; Battaner, E .; Benabed, K .; Benoît, A .; Бенуа-Леви, А .; Bernard, J.-P .; Bersanelli, M .; Bielewicz, P .; Bobin, J .; Bock, J. J .; Bonaldi, A .; Bond, J. R .; Borrill, J .; Bouchet, F. R .; Мосты, М .; Bucher, M .; Burigana, C .; Butler, R.C .; Calabrese, E .; и другие. (2014). «Результаты Planck2013. XVI. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика. 571: A16. arXiv:1303.5076. Bibcode:2014A&A ... 571A..16P. Дои:10.1051/0004-6361/201321591. S2CID  118349591.
  13. ^ De Bernardis, P .; Ade, P.A.R .; Bock, J. J .; Bond, J. R .; Borrill, J .; Boscaleri, A .; Coble, K .; Crill, B.P .; De Gasperis, G .; Farese, P.C .; Ferreira, P.G .; Ganga, K .; Giacometti, M .; Hivon, E .; Христов, В. В .; Iacoangeli, A .; Jaffe, A.H .; Lange, A.E .; Martinis, L .; Masi, S .; Мейсон, П. В .; Mauskopf, P.D .; Melchiorri, A .; Miglio, L .; Montroy, T .; Netterfield, C.B .; Pascale, E .; Piacentini, F .; Погосян, Д .; и другие. (2000). «Плоская Вселенная из карт космического микроволнового фонового излучения высокого разрешения». Природа. 404 (6781): 955–9. arXiv:astro-ph / 0004404. Bibcode:2000Натура.404..955D. Дои:10.1038/35010035. PMID  10801117. S2CID  4412370.
  14. ^ П. К. У. Дэвис (1977). Пространство и время в современной вселенной. пресса Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-29151-4.
  15. ^ а б Люмине, Жан-Пьер; Лашиз-Рей, Марк (1995). «Космическая топология». Отчеты по физике. 254 (3): 135–214. arXiv:gr-qc / 9605010. Bibcode:1995ФР ... 254..135Л. Дои:10.1016 / 0370-1573 (94) 00085-ч. S2CID  119500217.
  16. ^ Варданян, Мигран; Тротта, Роберто; Шелк, Джозеф (2009). «Насколько плоско вы можете получить? Перспектива сравнения моделей кривизны Вселенной». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 397 (1): 431–444. arXiv:0901.3354. Bibcode:2009МНРАС.397..431В. Дои:10.1111 / j.1365-2966.2009.14938.x. S2CID  15995519.
  17. ^ Планковское сотрудничество; Ade, P.A.R .; Aghanim, N .; Arnaud, M .; Ashdown, M .; Aumont, J .; Baccigalupi, C .; Banday, A.J .; Barreiro, R. B .; Bartlett, J. G .; Bartolo, N .; Battaner, E .; Battye, R .; Benabed, K .; Benoit, A .; Бенуа-Леви, А .; Bernard, J.-P .; Bersanelli, M .; Bielewicz, P .; Bonaldi, A .; Bonavera, L .; Bond, J. R .; Borrill, J .; Bouchet, F. R .; Boulanger, F .; Bucher, M .; Burigana, C .; Butler, R.C .; Calabrese, E .; и другие. (2016). «Результаты Planck 2015. XIII. Космологические параметры». Астрономия и астрофизика. 594: A13. arXiv:1502.01589. Bibcode:2016A&A ... 594A..13P. Дои:10.1051/0004-6361/201525830. S2CID  119262962.
  18. ^ «Является ли вселенная додекаэдром?», статья на PhysicsWeb.

внешние ссылки