之间可觀測宇宙和大爆炸相似
可觀測宇宙和大爆炸有（在联盟百科）18共同点: 同移距離，太阳系，宇宙學原理，宇宙的年龄，宇宙暴脹，宇宙標度因子，事件視界，廣義相對論，復合 (宇宙學)，哈勃定律，光子，秒差距，穩態理論，超星系團，辐射，暴脹時期，暗物质，暗能量。
同移距離
#重定向 同移距离.
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太阳系
太陽系Capitalization of the name varies.
宇宙學原理
#重定向 宇宙論原則.
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宇宙的年龄
宇宙的年龄是指自大爆炸开始至今所流易的时间，当今理论和观测认为这个年龄在136亿年到138亿年之间。这个不确定的区间是从多个科研项目的研究结果的共识中取得的，其中使用的先进的科研仪器和方法已经能够将这个测量精度提升到相当高的量级。这些科研项目包括对宇宙微波背景辐射的测量以及对宇宙膨胀的多种测量手段。对宇宙微波背景辐射的测量给出了宇宙自大爆炸以来的冷却时间，而对宇宙膨胀的测量则给出了能够计算宇宙年龄的精确数据。 根据2013年普朗克卫星所得到的最佳观测结果，宇宙大爆炸距今137.98 ± 0.37亿年。.
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宇宙暴脹
在物理宇宙學中，宇宙暴脹，簡稱暴脹，是早期宇宙的一種空間膨脹呈加速度狀態的過程。 暴脹時期在大爆炸後10−36秒開始，持續到大爆炸後10−33至10−32秒之間。暴脹之後，宇宙繼續膨脹，但速度則低得多。 「暴脹」一詞可以指有關暴脹的假說、暴脹理論或者暴脹時期。這一假說以及「暴脹」一詞，最早於1980年由美國物理學家阿蘭·古斯提出。 在微觀暴脹時期的量子漲落，經過暴脹放大至宇宙級大小，成為宇宙結構成長的種子，這解釋了宇宙宏觀結構的形成。很多宇宙學者認為，暴脹解釋了一些尚未有合理答案的難題：為什麼宇宙在各個方向都顯得相同，即各向同性，為甚麼宇宙微波背景輻射會那麼均勻分佈，為甚麼宇宙空間是那麼平坦，為甚麼觀測不到任何磁單極子？ 雖然造成暴脹的詳細粒子物理學機制還沒有被發現，但是基本繪景所作出了多項預測已經被觀測所證實。導致暴脹的假想粒子稱為暴脹子，其伴隨的場稱為暴脹場。 2014年3月17日，BICEP2科學家團隊宣佈在B模功率譜中可能探測到暴脹所產生的重力波。這為暴脹理論提供了強烈的證據，對於標準宇宙學來說是一項重要的發現 。可是，BICEP2團隊於6月19日在《物理評論快報》發佈的論文承認，觀測到的信號可能大部分是由銀河系塵埃的前景效應造成的，對於這結果的正確性持保留態度。必需要等到十月份普朗克衛星數據分析結果發佈之後，才可做定論。9月19日，在對普朗克衛星數據進行分析後，普朗克團隊發佈報告指出，銀河系內塵埃也可能會造成這樣的宇宙信號，但是並沒有排除測量到有意義的宇宙信號的可能性。 除了暴脹理論之外，還有非標準宇宙學理論，包括前大爆炸理論和旋量時空理論等。一般來說，暴脹在前大爆炸理論中並不是必須的。路易斯·貢薩雷斯-梅斯特雷斯（Luis Gonzalez-Mestres）在1996至1997年所提出的旋量時空理論中，每一個隨動觀測者都會產生一個特殊的空間方向，而宇宙微波背景中也會自然存在B模。普朗克衛星數據可能證實了這一特殊空間方向的存在。 (University of Texas Mathematical Physics Archive, paper 14-16).
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宇宙標度因子
在物理宇宙學裏，宇宙標度因子（cosmological scale factor）是弗里德曼方程式的一個參數，是表現宇宙相對膨脹的時間函數。宇宙標度因子又稱為罗伯逊－沃尔克標度因子，在這篇文章內，簡稱為「標度因子」。在膨脹或收縮中的罗伯逊-沃尔克宇宙裏，設定跟著哈伯流體移動的兩個物體，則對於兩個物體（例如，兩個星系）之間的固有距離（proper distance），可以用則標度因子來給出這固有距離隨著時間演進而發生的變化，以方程式定義， 其中，d_0 、d(t) 分別是在參考時間 t_0 、時間 t 的固有距離，a(t) 是在時間 t 的標度因子。 設定 t_0 為現今時期，那麼，按照定義，a(t_0).
事件視界
事件視界（event horizon），是一種時空的曲隔界線。視界中任何的事件皆無法對視界外的觀察者產生影響。在黑洞周圍的便是事件視界。在非常巨大的重力影響下，黑洞附近的逃逸速度大於光速，使得任何光線皆不可能從事件視界內部逃脫。根據廣義相對論，在遠離視界的外部觀察者眼中，任何從視界外部接近視界的物件，將須要用無限長的時間到達視界面，其影像會經歷無止境逐漸增強的紅移；但該物件本身卻不會感到任何異常，並會在有限時間之內穿過視界。 Ahmed Almheiri, Donald Marolf, Joseph Polchinski, James Sully近年的研究認為事件視界會造成黑洞火牆，而火牆的存在跟黑洞本身相矛盾。 其他相關但不同的視界包括同樣可以在黑洞旁找到的絕對視界線與。另有一些相關的名詞包括柯西與、 克爾度規中的動圈、宇宙學中的宇宙學視界等。.
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廣義相對論
广义相对论是現代物理中基于相对性原理利用几何语言描述的引力理论。该理论由阿尔伯特·爱因斯坦等人自1907年开始发展，最终在1915年基本完成。广义相对论将经典的牛顿万有引力定律與狭义相对论加以推廣。在广义相对论中，引力被描述为时空的一种几何属性（曲率），而时空的曲率则通过爱因斯坦场方程和处于其中的物质及辐射的能量與动量联系在一起。 从广义相对论得到的部分预言和经典物理中的对应预言非常不同，尤其是有关时间流易、空间几何、自由落体的运动以及光的传播等问题，例如引力场内的时间膨胀、光的引力红移和引力时间延迟效应。广义相对论的预言至今为止已经通过了所有观测和实验的验证——广义相对论虽然并非当今描述引力的唯一理论，但却是能够与实验数据相符合的最简洁的理论。不过仍然有一些问题至今未能解决。最为基础的即是广义相对论和量子物理的定律应如何统一以形成完备并且自洽的量子引力理论。 爱因斯坦的广义相对论理论在天体物理学中有着非常重要的应用。比如它预言了某些大质量恒星终结后，会形成时空极度扭曲以至于所有物质（包括光）都无法逸出的区域，黑洞。有证据表明恒星质量黑洞以及超大质量黑洞是某些天体例如活动星系核和微类星体发射高强度辐射的直接成因。光线在引力场中的偏折会形成引力透镜现象，这使得人们可能观察到处于遥远位置的同一个天体形成的多个像。广义相对论还预言了引力波的存在。引力波已经由激光干涉引力波天文台在2015年9月直接观测到。此外，广义相对论还是现代宇宙学中的的理论基础。.
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復合 (宇宙學)
復合（Recombination）是宇宙論中帶電的電子和質子在宇宙中首度結合成電中性氫原子的時代請注意：再結合是不當的用詞，這是描述第一次電中性氫的形成。在大爆炸之後，宇宙是熱的，光子、電子和質子密集電漿，電漿和光子的交互作用造成的宇宙輻射，有效的使宇宙變得不透明。當宇宙膨脹時，它開始變冷。最終，宇宙的溫度冷到高能態中性氫可以形成的溫度點，自由電子和質子與中性氫原子的比率下降至約為1比10,000。不久之後，在宇宙中的光子與物質退耦，因此復合有時也被稱為光子退耦，儘管復合與光子退耦是不同的事件。一旦光子與物質退耦，它們在宇宙中不與物質交互作用的自由路徑，就構成我們今天所觀測到的宇宙微波背景輻射。復合大約發生在宇宙年齡380,000歲，或是大約紅移.
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哈勃定律
在物理宇宙學裏，哈伯定律（Hubble's law）表明，來自遙遠星系光線的紅移與它們的距離成正比。這條定律是因證實者哈伯而命名。它被認為是的第一個觀察依據，和今天經常被援引作為支持大爆炸的一個重要證據。 在宇宙学研究中，哈伯定律成为宇宙膨胀理论的基础，以方程式表示 其中，v 是由紅移現象測得的星系遠離速率，H_0 是哈伯常數，D是星系與觀察者之間的距離。 2012年12月20日，美國國家航空暨太空總署的威爾金森微波各向異性探測器實驗團隊宣布，哈伯常數為69.32 ± 0.80 (km/s)/Mpc。 2013年3月21日，從普朗克卫星觀測獲得的数据，哈伯常數為67.80 ± 0.77 千米每秒每百万秒差距（67.80 ± 0.77 km/s/Mpc）。,table 9.
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光子
| mean_lifetime.
秒差距
差距（parsec，符號為pc）是一個宇宙距離尺度，用以測量太陽系以外天體的長度單位。1秒差距定義為某一天體與1天文單位的為1時的距離，但於2015年時被重新定義為一個精確值，為天文單位。1秒差距的距離等同於3.26光年（31兆公里或19兆英里）。離太陽最近的恆星比鄰星，距離大約為。絕大多數位於距太陽500秒差距內的恆星，可以在夜空中以肉眼看見。 秒差距最早於1913年，由英國天文學家提出。其英語名稱為一個混成詞，由「1角秒（arcsecond）的視差（parallax）」組合而來，使天文學家可以只從原始觀測數據，就能夠進行天文距離的快速計算。由於上述部分原因，即使光年在科普文字與日常上維持優勢地位，秒差距仍受到天文學與天體物理學的喜愛。秒差距適用於銀河系內的短距離表述，但在描述宇宙大尺度的用途上，會將其加上詞頭來應用，如千秒差距（kpc）表示銀河系內與周圍物體的距離，百萬秒差距（Mpc）描述銀河系附近所有星系的距離，吉秒差距（Gpc）則是描述極為遙遠的星系與眾多類星體。 2015年8月，國際天文學聯合會通過B2決議文，將絕對星等與進行標準定義，也包含將秒差距定義為一個精確值，即天文單位，或大約公尺（基於2012年國際天文學聯合會對於天文單位的精確國際單位制定義）。此定義對應於眾多當代天文學文獻中對於秒差距的小角度定義。.
穩態理論
穩態理論（Steady State Theory），又譯為穩恆態理論、恆穩狀態學說，是物理宇宙学中的一個宇宙模型假說。穩態理論假設，隨著宇宙擴張，新的物質會不斷產生，使宇宙符合完美宇宙學原理（Perfect Cosmological Principle）。 穩態理論與大爆炸理論同時出現，在20世紀前半獲得不少物理學家的支持。在1960年代後，隨著越來越多的天文學與物理學證據支持大爆炸理論，認為宇宙的年龄有限，現今穩態理論已被視為是過時的假說。.
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超星系團
超星系團是在宇宙的大尺度結構中，比星系團和星系群更大的結構。可觀測宇宙中的超星系團約有1,000萬個。.
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辐射
物理學上的輻射指的是能量以波或是次原子粒子移動的型態，在真空或介質中傳送。包含.
暴脹時期
暴脹時期是物理宇宙學在早期的宇宙演化中，在暴脹理論中的一段時期，宇宙經歷了快速膨脹的一段時期。快速的膨脹使早期的宇宙在線性尺度上至少膨脹了1026 (並且可能是更大的尺度)，並且使它的體積至少增加了1078。 膨脹被認為是由相變引起的，從大爆炸之後大約10-36秒的大一統時期結束之後開始。在理論上認為這一個時期是標量場的轉換階段，被稱為暴脹場。當這個場確定整個宇宙進入最低能階狀態，它產生了一個導致時空迅速膨脹的斥力。這個膨脹解釋了當前宇宙的許多特性，若沒有暴脹時期則很難解釋。 暴脹時期的結束時間並不很確定，但人們認為是在大爆炸之後的10-33和 10-32秒之間。空間快速擴張的意義是大一統時期產生的基本粒子很均勻的散布在整個宇宙的空間。但是在暴脹時期結束時釋放出的巨大暴脹場位能重新填充了宇宙，混合了熱的夸克、反夸克和膠子。.
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暗物质
在宇宙学中，暗物质（Dark matter），是指無法通過电磁波的觀測進行研究，也就是不與电磁力產生作用的物质。人们目前只能透过重力产生的效应得知，而且已經發现宇宙中有大量暗物质的存在。 现代天文学經由引力透镜、宇宙中大尺度结构的形成、微波背景辐射等方法和理论来探测暗物质。而根据ΛCDM模型，由普朗克卫星探测的数据得到：整个宇宙的构成中，常規物質（即重子物質）占4.9%，而暗物质則占26.8%，还有68.3%是暗能量（质能等价）。暗物质的存在可以解决大爆炸理论中的不自洽性（inconsistency），对结构形成也非常关键。暗物质很有可能是一种（或几种）粒子物理标准模型以外的新粒子所構成。对暗物质（和暗能量）的研究是现代宇宙学和粒子物理的重要课题。 2015年11月，NASA噴射推進實驗室的科學家蓋瑞‧普里茲奧（Gary Prézeau）以ΛCDM模型模擬銀河系內暗物質流過地球與木星等行星的情形，發現這會使該暗物質流的密度明顯上升（地球：10^7倍、木星：10^8倍），並呈現毛髮狀的向外輻射分佈結構。.
暗能量
在物理宇宙學中，暗能量是一種充溢空間的、增加宇宙膨脹速度的難以察覺的能量形式。暗能量假說是當今對宇宙加速膨脹的觀測結果的解釋中最為流行的一種。在宇宙標準模型中，暗能量佔據宇宙68.3%的質能。 Sean Carroll, Ph.D., Cal Tech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2 page 46, Accessed Oct.
上面的列表回答下列问题
- 什么可觀測宇宙和大爆炸的共同点。
- 什么是可觀測宇宙和大爆炸之间的相似性
可觀測宇宙和大爆炸之间的比较
可觀測宇宙有70个关系，而大爆炸有177个。由于它们的共同之处18，杰卡德指数为7.29% = 18 / (70 + 177)。
参考
本文介绍可觀測宇宙和大爆炸之间的关系。要访问该信息提取每篇文章，请访问：