مه‌بانگ: تفاوت میان نسخه‌ها

ویرایش پیوندها
از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
نمایش تاریخچه به صورت تعاملی
→ تفاوت قدیمی‌ترتفاوت جدیدتر ←
محتوای حذف‌شده محتوای افزوده‌شده
دیداریویکی‌متن
خط ۸۰۱: خط ۸۰۱:


=== سایر شواهد ===
=== سایر شواهد ===
مقدار تخمین‌زده‌شده برای سن گیتی بر اساس انبساط هابل و تابش زمینه کیهانی، اکنون به خوبی با تخمین‌های دیگری که با استفاده از سن پیرترین ستارگان به دست می‌آیند، همخوانی دارند. چه آن مقادیر تخمینی که از طریق استفاده از نظریه [[تکامل ستارگان]] در مورد [[خوشه ستاره‌ای کروی|خوشه‌های ستاره‌ای کروی]]، به دست می‌آیند، و چه مقادیری که از طریق [[تاریخ‌نگاری رادیومتریک]] ستارگان منفرد جمعیت II به دست می‌آیند.
تخمین سن جهان بر اساس انبساط هابل و تابش زمینه کیهانی اکنون همخوانی خوبی با سایر تخمین‌هایی که از عمر پیرترین ستارگان به دست می‌آیند دارد.<ref>{{cite web|url=http://astro.berkeley.edu/~dperley/univage/univage.html|title=Determination of the Universe's Age, t<sub>o</sub>|last=Perley|first=Daniel|publisher=University of California Berkeley Astronomy Department|accessdate=27 January 2012}}</ref>
<ref>

{{cite web
⚫
این پیش بینی که دمای تابش زمینه کیهانی در گذشته بالاتر بوده است توسط مشاهدات تجربی خطوط جذب دماهای بسیار پایین در ابرهای گازی در انتقال سرخ بالا اثبات شده است.
|last=Perley |first=D.
.<ref>{{cite journal|title=First detection of CO in a high-redshift damped Lyman-α system|first1=R.|last1=Srianand|first2=P.|last2=Noterdaeme|first3=C.|last3=Ledoux|first4=P.|last4=Petitjean|doi=۱۰٫۱۰۵۱/۰۰۰۴–۶۳۶۱:۲۰۰۸۰۹۷۲۷|year=۲۰۰۸|journal=Astronomy and Astrophysics|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A&A...482L..39S|bibcode = 2008A&A...482L..39S|volume=۴۸۲|issue=۳|pages=L39}}</ref>
|date=21 February 2005
این پیش بینی همچنین نتیجه می‌دهد که توان [[اثر سونیائف زلدوویچ]] {{انگلیسی| Sunyaev–Zel'dovich}} در خوشه‌های کهکشانی مستقیماً با انتقال سرخ مرتبط نیست. شواهد نشان می‌دهد که این موضوع تقریباً درست است اما این اثر به ویژگیهای خوشه بستگی دارد که در طول زمان متغیرند و اندازه‌گیری دقیق را مشکل می‌سازند.<ref>{{cite arxiv|title=Constraints on the CMB temperature-redshift dependence from SZ and distance measurements|first1=A.|last1=Avgoustidis|first2=G.|last2=Luzzi|first3=C.J.A.P.|last3=Martins|first4=A.M.R.V.L.|last4=Monteiro|eprint=1112.1862v1|class=astro-ph.CO|year=۲۰۱۱}}</ref><ref>{{cite book|last=Belusevic|first=Radoje|year=۲۰۰۸|title=Relativity, Astrophysics and Cosmology|publisher=Wiley-VCH|location=Berlin|isbn=۳–۵۲۷–۴۰۷۶۴–۲|page=۱۶}}</ref>
|url=http://astro.berkeley.edu/~dperley/univage/univage.html
|title=Determination of the Universe's Age, t<sub>o</sub>
|publisher=[[University of California Berkeley]], Astronomy Department
|accessdate=27 January 2012
|ref=harv
}}</ref>
⚫
این پیش بینی که دمای تابش زمینه کیهانی در گذشته بالاتر بوده است توسط مشاهدات تجربی خطوط جذب دماهای بسیار پایین در ابرهای گازی در انتقال به سرخ بالا اثبات شده است.
<ref>
{{cite journal
|last1=Srianand |first1=R.
|last2=Noterdaeme |first2=P.
|last3=Ledoux |first3=C.
|last4=Petitjean |first4=P.
|date=2008
|title=First detection of CO in a high-redshift damped Lyman-α system
|journal=[[Astronomy and Astrophysics]]
|volume=482 |issue=3 |pages=L39
|bibcode=2008A&A...482L..39S
|doi=10.1051/0004-6361:200809727
|ref=harv
}}</ref>
این پیش بینی همچنین بیانگر آن است که دامنه [[اثر سونیائف زلدوویچ]] در [[خوشه‌های کهکشانی]] مستقیماً به انتقال به سرخ وابسته نیست. شواهد درستی این موضوع را به طور تقریبی نشان داده‌اند اما این اثر به ویژگیهای خوشه بستگی دارد و در طول زمان کیهانی تغییر می‌کند و اندازه‌گیری دقیق را مشکل می‌سازند.<ref>
{{cite arXiv
|last1=Avgoustidis |first1=A.
|last2=Luzzi |first2=G.
|last3=Martins |first3=C. J. A. P.
|last4=Monteiro |first4=A. M. R. V. L.
|date=2011
|title=Constraints on the CMB temperature-redshift dependence from SZ and distance measurements
|eprint=1112.1862v1
|class=astro-ph.CO
|ref=harv
}}</ref><ref>
{{cite book
|last=Belusevic |first=R.
|date=2008
|title=Relativity, Astrophysics and Cosmology
|page=16
|publisher=[[Wiley-VCH]]
|isbn=3-527-40764-2
|ref=harv
}}</ref>
در ۱۷ مارس ۲۰۱۴، فضانوردان [[مرکز اخترفیزیک هاروارد-اسمیتسونین]]، اعلام نمودند که [[امواج گرانشی]] اولیه را ردیابی کرده‌اند، که اگر به تایید برسد، می‌تواند مدرکی محکم برای [[تورم کیهانی]] و مه‌بانگ باشد.
<ref name="BICEP2-2014">{{cite web |authors=Staff |title=BICEP2 2014 Results Release |url=http://bicepkeck.org |date=17 March 2014 |work=[[National Science Foundation]] |accessdate=18 March 2014 }}</ref><ref name="NASA-20140317">{{cite web |last=Clavin |first=Whitney |title=NASA Technology Views Birth of the Universe |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-082 |date=17 March 2014 |publisher=[[NASA]] |accessdate=17 March 2014 }}</ref><ref name="NYT-20140317">{{cite news |last=Overbye |first=Dennis |authorlink=Dennis Overbye |title=Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang |url=http://www.nytimes.com/2014/03/18/science/space/detection-of-waves-in-space-buttresses-landmark-theory-of-big-bang.html |date=17 March 2014 |work=[[The New York Times]] |accessdate=17 March 2014 }}</ref><ref name="NYT-20140324">{{cite news |last=Overbye |first=Dennis |authorlink=Dennis Overbye |title=Ripples From the Big Bang |url=http://www.nytimes.com/2014/03/25/science/space/ripples-from-the-big-bang.html |date=24 March 2014 |work=[[New York Times]] |accessdate=24 March 2014 }}</ref>
هرچند که در ۱۹ ژوئن ۲۰۱۴ گزارش‌هایی مبنی بر کاهش اطمینان نسبت به درستی این کشف منتشر شد
<ref name="NYT-20140619">{{cite news |last=Overbye |first=Dennis |authorlink=Dennis Overbye |title=Astronomers Hedge on Big Bang Detection Claim |url=http://www.nytimes.com/2014/06/20/science/space/scientists-debate-gravity-wave-detection-claim.html |date=19 June 2014 |work=[[New York Times]] |accessdate=20 June 2014 }}</ref><ref name="BBC-20140619">{{cite news |last=Amos |first=Jonathan |title=Cosmic inflation: Confidence lowered for Big Bang signal |url=http://www.bbc.com/news/science-environment-27935479 |date=19 June 2014 |work=[[BBC News]] |accessdate=20 June 2014 }}</ref><ref name="PRL-20140619">{{cite journal |author=Ade, P.A.R. (BICEP2 Collaboration) |title=Detection of B-Mode Polarization at Degree Angular Scales by BICEP2 |date=19 June 2014 |journal=[[Physical Review Letters]] |volume=112 |page=241101 |doi=10.1103/PhysRevLett.112.241101 |arxiv=1403.3985 |bibcode = 2014PhRvL.112x1101A |pmid=24996078|display-authors=etal}}</ref>
و در ۱۹ سپتامبر ۲۰۱۴ این اطمینان حتی کمتر هم شد.
<ref name="AXV-20140919">{{cite journal |author=Planck Collaboration Team |title=Planck intermediate results. XXX. The angular power spectrum of polarized dust emission at intermediate and high Galactic latitudes |url=http://uk.arxiv.org/abs/1409.5738 |date=19 September 2014 |journal=[[ArXiv]] |arxiv=1409.5738 |accessdate=22 September 2014 |bibcode = 2014arXiv1409.5738P }}</ref><ref name="NYT-20140922">{{cite news |last=Overbye |first=Dennis |authorlink=Dennis Overbye |title=Study Confirms Criticism of Big Bang Finding |url=http://www.nytimes.com/2014/09/23/science/space/study-confirms-criticism-of-big-bang-finding.html |date=22 September 2014 |work=[[New York Times]] |accessdate=22 September 2014}}</ref>


== موضوعات فیزیکی مرتبط با مهبانگ ==
== موضوعات فیزیکی مرتبط با مهبانگ ==

نسخهٔ ‏۲۱ اوت ۲۰۱۵، ساعت ۱۶:۴۲

برطبق مدل مهبانگ، جهان از یک وضعیت بسیار چگال و داغ شروع به انبساط نمود و همچنان در حال انبساط است.
نوشتاری از مجموعه
کیهان‌شناسی فیزیکی
تصویر کل آسمان حاصل ۹ سال داده‌های دبلیومپ
جهان اولیه
زمینه‌ها
انبساط · آینده
اجزاء · ساختار
اجزاء
ساختار
آزمون‌ها
دانشمندان
تاریخچه موضوع
«بیگ بنگ» و «انفجار بزرگ» به اینجا تغییرمسیر دارند. برای گروه موسیقی، بیگ بنگ (گروه موسیقی) را ببینید. برای مجموعه تلویزیونی کمدی، تئوری بیگ بنگ را ببینید. برای دیگر کاربردهای انفجار بزرگ، انفجار بزرگ (ابهام‌زدایی) را ببینید.

نظریه مِه‌بانگ مدل کیهان‌شناسی پذیرفته‌شده کنونی از گیتی در نخستین دوران شناخته‌شده پس از پیدایش آن و سپس تکامل آن در مقیاس بزرگ است.[۱][۲][۳] این نظریه بیان می‌کند که گیتی از یک وضعیت بسیار چگال (متراکم) نخستین آغاز شده و در گذر زمان انبساط یافته‌است[۴][۵] این نظریه طیف گسترده‌ای از پدیده‌های مشاهده‌شده را به خوبی توضیح می‌دهد. از جمله این پدیده‌ها می‌توان به فراوانی عناصر سبک اولیه، تابش زمینه کیهانی، ساختار بزرگ مقیاس و قانون هابل اشاره نمود.[۶] اگر در زمان به عقب برگردیم، به نقطه‌ای در گذشته می‌رسیم که در آن قوانین فیزیکی شناخته‌شده کارایی خود را از دست می‌دهند و نقطه تکینگی نام دارد. این نقطه، نقطه پیدایش گیتی است و بر اساس اندازه‌گیریهای جدید، این لحظه تقریباً ۱۳٫۸ میلیارد سال پیش رخ داده‌است و از این رو سن گیتی ۱۳٫۸ میلیارد سال تخمین زده می‌شود.[۷] پس از انبساط اولیه گیتی به اندازه کافی سرد شد که امکان پیدایش ذرات زیراتمی و بعدها اتمهای ساده، پدید آید. به هم پیوستن ابرهای غول‌پیکر از عناصر اولیه براثر نیروی گرانش، باعث پیدایش ستارگان و کهکشانها شد.

مه‌بانگ قدیمیترین تصویریست که ما از دنیا داریم اما این به آن معنا نیست که مهبانگ منشاء دنیا و موجب پیدایش آن بوده‌است. دانسته‌های ما فقط نشان می‌دهد که عالم در لحظه مهبانگ به طرز غیرقابل تصوری متفاوت با عالم امروزی بوده‌است. یعنی به طرز فوق‌العاده‌ای گرم، متراکم و فشرده و کاملاً بدون نظم بوده‌است. فشرده بودن به این معنا نیست که جهان در یک نقطه جمع شده بود. این که جهان از یک نقطه شروع شده و بعد گسترش یافته و بر حجمش افزوده شده در نوشته‌های عامیانه آمده است در حالیکه دلایل کافی وجود دارد که نشان می‌دهد دنیا چه الان و چه در زمان مهبانگ نامتناهی بوده‌است. بی‌نظم بودن دنیا هم به این معناست که هیچ اتمی وجود نداشته و ذرات بنیادین موجود در آن دنیا هیچ وجه اشتراکی با هم نداشته‌اند.[۸]

در اواسط قرن بیستم، توجه سه دانشمند اخترفیزیک بریتانیایی به نامهای استیون هاوکینگ، جرج الیس و راجر پنروز، به نظریه نسبیت عام اینشتین و تأثیر آن بر تعریف ما از زمان جلب شد. در سالهای ۱۹۶۸ و ۱۹۷۰ آنها مقالاتی منتشر کردند که در آن مقالات، نظریه نسبیت عام اینشتین را گسترش دادند تا اندازه‌گیری‌های زمان و فضا را نیز دربرگیرد.[۹][۱۰] بر پایه محاسبات آنها، فضا و زمان متناهی هستند و سرآغازی دارند که نقطه پیدایش ماده و انرژی نیز هست.

از زمانی که ژرژ لومتر، کشیش و اخترشناس بلژیکی، برای نخستین بار در سال ۱۹۲۷ متوجه شد که انبساط جهان را می‌توان در زمان رو به عقب دنبال نمود تا به نقطه اولیه رسید، تا کنون دانشمندان متعددی بر پایه ایده انبساط جهان نظریه‌پردازی کرده‌اند. اگرچه در ابتدا جامعه علمی به دو دسته طرفداران نظریه مه‌بانگ و نظریه حالت پایدار تقسیم می‌شد، اما شواهد تجربی به‌دست‌آمده در گذر زمان، درستی نظریه مه‌بانگ را تأیید می‌کنند.[۱۱] در سال ۱۹۲۹، ادوین هابل با بررسی پدیده انتقال به سرخ در کهکشانها به این نتیجه دست یافت که کهکشانها در حال دور شدن از یکدیگر هستند. این کشف مهمی بود که با فرضیه جهان در حال انبساط سازگار بود. در سال ۱۹۶۴ تابش زمینه کیهانی کشف شد، که مدرکی کلیدی در تأیید مدل مه‌بانگ محسوب می‌شد، زیرا این نظریه وجود تابش پس‌زمینه در سراسر جهان را پیش از کشف آن پیش‌بینی کرده‌بود. به تازگی، بررسی انتقال به سرخ در ابرنواخترها نشان داد که سرعت انبساط گیتی نیز در حال افزایش است. دلیل افرایش سرعت انبساط گیتی، وجود انرژی تاریک است.[۱۲] با استفاده از قوانین فیزیکی شناخته‌شده می‌توان جزئیات ویژگی‌های جهان را در گذشته تا حالت نخستین چگالی و دمای بسیار بالا محاسبه نمود.[۱۳][۱۴][۱۵]

بررسی کلی

تاریخ گیتی - اینطور فرض می‌شود که امواج گرانشی برآمده از تورم کیهانی (انبساط بسیار سریع بلافاصله پس از مه‌بانگ) هستند.[۱۶][۱۷][۱۸][۱۹]

ادوین هابل، اخترشناس آمریکایی مشاهده نمود که میان فاصله ما تا کهکشان‌های دوردست و میزان انتقال به سرخ آنها رابطه محکمی وجود دارد. این مشاهده اینگونه تفسیر شد که تمام کهکشان‌ها در حال دور شدن از ما هستند و سرعت دورشدن آنها با فاصله‌شان از ما متناسب است: بدون توجه به جهتشان، هر چه دورتر باشند، سرعت دور شدنشان نیز بیشتر است.[۲۰] اما اگر اصل کوپرنیکی(زمین در مرکز گیتی نیست) را بپذیریم، تنها توضیح ممکن این است که تمام نواحی قابل مشاهده فضا در حال دور شدن از تمام نواحی دیگر هستند. پس امروزه می‌دانیم که فاصله میان کهکشان‌ها همواره در حال افزایش بوده‌است، و این یعنی در گذشته آنها به هم نزدیک‌تر بوده‌اند. انبساط دائمی گیتی بدین معنی است که گیتی در گذشته فشرده‌تر و داغ‌تر بوده‌است.

شتاب دهنده‌های بزرگ ذرات می‌توانند شرایطی که در زمان بسیار اندکی پس از پیدایش گیتی بر آن حاکم بوده‌اند را شبیه‌سازی کنند و با استفاده از آنها می‌توان جزئیات مدل مه‌بانگ را تأیید یا اصلاح نمود. هرچند که این شتاب‌دهنده‌ها قادر به شبیه‌سازی شرایط گیتی در ابتدایی‌ترین لحظات پس از مه‌بانگ نیستند و این نخستین لحظه‌های پیدایش گیتی هنوز به خوبی درک نشده و پژوهش و گمانه‌زنی در این زمینه همچنان در جریان است.

نخستین ذرات زیر اتمی پروتون‌ها، نوترونها و الکترون‌ها بودند. اگرچه هسته‌های اتمهای ساده در جریان هسته‌زایی مه‌بانگ و در سه دقیقه نخست عمر گیتی شکل گرفتند، اما تشکیل اتمهای خنثی، هزاران سال طول کشید. بیشتر اتمهایی که توسط مه‌بانگ ایجاد شدند هیدروژن، به همراه هلیم و لیتیم بودند. ابرهای غول‌پیکر گازی متشکل از این عناصر اولیه از طریق گرانش به هم پیوستند تا ستاره‌ها و کهکشان‌ها را پدید آورند و عناصر سنگین‌تر نیز در درون ستاره‌ها و یا در حین انفجارهای ابرنواختری شکل گرفتند.

نظریه مه‌بانگ، توضیح کاملی برای طیف گسترده‌ای از پدیده‌های مشاهده شده، از جمله فراوانی عناصر سبک، تابش زمینه کیهانی، ساختار بزرگ مقیاس و قانون هابل ارائه می‌دهد.[۶] چارچوب مدل مه‌بانگ بر نظریه نسبیت عام اینشتین و همچنین فرضهایی چون یکنواختی و همچنین همسانگرد بودن فضا استوار است. معادلات حاکم بر آن توسط الکساندر فریدمان فرمول‌بندی شدند و البته راه‌حل‌های مشابهی نیز توسط ویلم دو سیتر ارائه شد. از آن زمان تاکنون دانشمندان اخترفیزیک مشاهدات تجربی و نظریات جدیدی را به مدل مهبانگ افزوده‌اند وشکل پارامتری‌شده آن در مدل لامبدا-سی‌دی‌ام، چارچوب پژوهش‌های نظری کیهان‌شناسی امروزی را تشکیل می‌دهد. مدل لامبدا-سی‌دی‌ام مدل استاندارد کیهان‌شناسی مه‌بانگ است و ساده‌ترین مدلی است که توضیحات نسبتاً خوبی برای بسیاری از پدیده‌ها ارائه می‌دهد.

گاه‌شمار مه‌بانگ

مقالهٔ اصلی: گاه‌شمار مهبانگ

نقطه تکینگی

همچنین ببینید: تکینگی گرانشی و دوره پلانک

اگر با در نظر داشتن نظریه نسبیت عام، انبساط گیتی را در جهت معکوس در زمان دنبال کنیم، جهان به طور پیوسته منقبض خواهد شد ودمای آن افزایش می‌یابد تا سرانجام به نقطه‌ای در گذشته متناهی با چگالی و دمای بی‌نهایت برسد.[۲۱] این نقطه یک نقطه تکینگی گرانشی است و نشان می‌دهد که نظریه نسبیت عام و سایر قوانین فیزیک در این نقطه با شکست مواجه می‌شوند و قابل استفاده در مورد این نقطه از زمان نیستند. اینکه با برونیابی تا چه اندازه می‌توانیم به این نقطه نزدیک شویم جای بحث دارد اما قطعاً نمی‌توانیم از پایان دوره پلانک به این نقطه نزدیکتر شویم. گاهی این نقطه تکینگی، با نام مه‌بانگ خوانده می‌شود.[۲۲] اما واژه مه‌بانگ برای اشاره به خود حالت داغ و متراکم اولیه نیز به کار می‌رود.[۲۳][notes ۱] که می‌توان آن را تولد گیتی دانست. براساس اندازه‌گیری انبساط با استفاده از روشهای ابرنواخترهای نوع Ia، اندازه گیریهای نوسانات دما در تابش زمینه کیهانی و اندازه گیریهای توابع همبستگی کهکشان‌ها[نیازمند منبع]، سن کنونی جهان ۰٫۰۳۷±۱۳٫۷۹۸ میلیارد سال تخمین زده‌شده‌است.[۲۵] همخوانی نتایج حاصل از این سه روش مستقل اندازه‌گیری، تأییدی محکم بر مدل لامبدا-سی دی ام است که جزئیات محتوای گیتی را توصیف می‌کند.

تورم کیهانی و باریون‌زایی

مقاله‌های اصلی: تورم کیهانی و باریون‌زایی

گمانه‌زنی‌های نظری بسیاری در مورد لحظات نخستین مه‌بانگ صورت گرفته است. در مدل‌های رایج، گیتی در این لحظات به طور همگن و همسانگرد از انرژی با چگالی بسیار زیاد و دماها و فشارهای بسیار بالا تشکیل شده بود و با سرعت بسیار زیادی در حال انبساط و سرد شدن بود. تقریباً −۳۷۱۰ ثانیه پس از شروع انبساط، یک گذار فاز باعث تورم کیهانی شد که طی آن جهان رشدی نمایی داشت.[۲۶] پس از توقف تورم ٬ جهان متشکل از یک پلاسمای کوارک-گلوئون و همچنین همه ذرات بنیادی دیگر بود.[۲۷] دما به اندازه‌ای بالا بود که حرکات تصادفی ذرات در سرعتهای نسبیتی انجام می‌گرفت و همه انواع جفتهای ماده-پادماده در برخوردها دائماً ایجاد و نابود می‌شدند.[۴] در نقطه‌ای از زمان، واکنشی ناشناخته به نام باریون زایی (به انگلیسی: Baryogenesis) باعث نقض پایستگی عدد باریونی شد و درنتیجه آن تعداد کوارک‌ها و لپتون‌ها نسبت به پادکوارک‌ها و پادلپتون‌ها به میزان بسیار بسیار اندکی افزایش یافت (به اندازه یک در سی میلیون). این افزایش اندک مسبب برتری ماده بر ضد ماده در جهان کنونی است.[۲۸]

سرد شدن

مقاله‌های اصلی: هسته‌زایی مه‌بانگ و تابش زمینه کیهانی
نمای پانورامیک از کل آسمان توزیع کهکشانها در خارج از کهکشان راه شیری را نمایش می‌دهد؛ کهکشان‌ها بر اساس انتقال به سرخشان رنگ‌بندی شده‌اند.

ادامه یافتن کاهش دما و چگالی گیتی باعث کاهش انرژی ذرات می‌شد. تغییر فازهای تقارن شکن سبب شدند تا نیروهای بنیادی فیزیک و پارامترهای ذرات بنیادی به شکلی درآیند که امروزه مشاهده می‌شوند.[۲۹] پس از گذشت حدود -۱۱۱۰ ثانیه کمی از گمانه‌زنی کاسته می‌شود، زیرا انرژی ذرات کاهش می‌یابد و به مقادیری می‌رسد که در آزمایشگاههای ذرات بنیادی با تجهیزات کنونی قابل دسترسی هستند. پس از حدود -۶۱۰ ثانیه کوارکها و گلوئون‌ها ترکیب شدند تا باریونهایی مانند پروتون و نوترون را پدید آورند. فزونی اندک تعداد کوارک‌ها به پادکوارک‌ها باعث فزونی اندک تعداد باریون‌ها به پادباریون‌ها شد. دما در این زمان دیگر آن قدر بالا نبود که جفتهای پروتون-پادپروتون (و یا نوترون-پادنوترون) جدیدی بتوانند بوجود آیند، از این رو فرایند نابودسازی گسترده‌ای آغاز شد و ذرات و پادذرات شروع به نابودسازی یکدیگر نمودند و از هر ۱۰۱۰ پروتون و نوترون اولیه تنها یکی باقی‌ماند وهیچ پادذره‌ای نیز باقی نماند. فرایند نابود سازی مشابهی نیز در ثانیه ۱، میان الکترونها و پوزیترونها آغاز شد و پس از پایان این نابودسازی‌ها دیگر ذرات در سرعتهای نسبیتی حرکت نمی‌کردند و چگالی انرژی گیتی از فوتونهاها (به همراه درصد اندکی نوترینو) تشکیل می‌شد.

چند دقیقه پس از آغاز انبساط که دمای گیتی به یک میلیارد کلوین کاهش یافته بود و چگالی آن در حد چگالی هوا بود، نوترون‌ها و پروتونها با یکدیگر ترکیب شدند تا در جریان فرایندی که به نام هسته زایی مهبانگ خوانده می‌شود هسته‌های دوتریم و هلیم تشکیل گردند.[۳۰] بیشتر پروتونها ترکیب نشدند و به صورت هسته‌های هیدروژن باقی‌ماندند. همچنانکه جهان رو به سرد شدن می‌گذاشت٬ چگالی جرم سکون انرژی ماده از نظر گرانشی بر چگالی جرم سکون-انرژی تابش فوتون غلبه نمود. پس از ۳۷۹۰۰۰ سال الکترونها و هسته‌ها با یکدیگر تر کیب شدند و اتم‌های خنثی پدید آمدند (غالباً اتم هیدروژن). بدین ترتیب تابش از ماده جدا شد و بدون مانع جدی در فضا منتشر شد. این تابش با نام تابش زمینه کیهانی خوانده می‌شود.[۳۱] به فاصله اندکی پس از مه‌بانگ در ۱۳٫۸ میلیارد سال قبل و در دوره‌ای قابل سکونت از تاریخ جهان و زمانی که تنها ۱۰–۱۷ میلیون سال عمر داشت، امکان پیدایش شیمی حیات و آغاز زندگی وجود داشته‌است.[۳۲][۳۳][۳۴]

تشکیل ساختار

مقالهٔ اصلی: تشکیل ساختار

در طی یک دوره زمانی طولانی برخی نواحی از گیتی تقریباً یکنواخت که اندکی چگالتر از بقیه بودند به تدریج توسط گرانش ماده موجود در نزدیکی خود را جذب نموده و چگالتر شدند و درنتیجه آن، ابرهای گازی، ستاره‌ها، کهکشانها و سایر ساختارهای نجومی قابل مشاهده امروزی پدید آمدند. جزئیات این فرایند به مقدار و نوع ماده موجود در گیتی بستگی دارد. جهار نوع ممکن از ماده عبارتند از ماده تاریک سرد، ماده تاریک گرم، ماده تاریک داغ و ماده باریونی. بهترین اندازه گیریهای کنونی (توسط دبلیومپ) نشانگر این است که داده‌ها با مدل لامبدا-سی دی ام همخوانی دارند. این مدل فرض می‌کند که ماده تاریک موجود در گیتی، سرداست (ماده تاریک گرم توسط فرایند بازیونیده‌شدن اولیه از بین می‌رود[۳۵]) و در حدود ۲۳٪ از ماده-انرژی در جهان را تشکیل می‌دهد در حالی که سهم ماده باریونی (معمولی) تنها ۴٫۶٪ است.[۳۶]

در مدل گسترده‌تری که ماده تاریک داغ به شکل نوترینو را نیز شامل شود، چگالی فیزیکی باریون Ωbh2 در حدود ۰.۰۲۳ تخمین زده می‌شود و چگالی ماده تاریک سرد Ωch2 در حدود ۰.۱۱ و چگالی نوترینو Ωvh2 کمتر از ۰.۰۰۶۲ خواهد بود.

انبساط شتاب‌دار کیهانی

مقالهٔ اصلی: جهان شتاب‌دار

ردیف‌های مستقلی از شواهد تجربی از ابر نو اخترهای نوع Ia و تابش زمینه کیهانی بر این واقعیت دلالت دارند که گیتی امروزه توسط گونه‌ اسرارآمیزی از انرژی به نام انرژی تاریک تسخیر شده‌است که ظاهراً در تمام فضا پخش شده‌است. مشاهدات پیشنهاد می‌دهند که ۷۳٪ از کل چگالی انرژی گیتی از انرژی تاریک تشکیل شده است. به احتمال زیاد، هنگامی که گیتی بسیار جوان بود از انرژی تاریک آکنده بوده است. البته فضا بسیار کمتر و همه جیز به یکدیگر نزدیک تر بود. نیروی گرانش تفوق داشت و به آرامی روند انبساط را کند می‌کرد. اما در گذر چند میلیارد سال، فراوانی رو به افزایش انرژی تاریک باعث شتاب گرفتن انبساط کیهانی شد. انرژی تاریک در ساده‌ترین شکل به عنوان ثابت کیهانی در معادلات میدان اینشتین در نظریه نسبیت عام فرمول‌بندی می‌شود. اما جزئیات معادله حالت آن و ارتباطش با مدل استاندارد ذرات کماکان مورد پژوهش نظری و تجربی است.[۱۲]

مدل کیهان شناسی لامبدا سی دی ام می‌تواند با قدرت بالایی سراسر دوره تکامل کیهان پس از دوره تورم کیهانی را مدلسازی کند. این مدل از چارچوب‌های مستقل مکانیک کوانتوم و نسبیت عام انیشتین بهره می‌گیرد. چنانچه پیشتر عنوان شد، هیچ مدلی قادر به توصیف کنشهای قبل از ۱۰-۱۵ ثانیه اول نیست. ظاهراً یک نظریه وحدت یافته گرانش کوانتومی برای فایق آمدن بر این محدودیت لازم است. درک اولین دوره‌های تاریخ گیتی در حال حاضر یکی از بزرگترین مسائل حل نشده فیزیک است.

پیش‌فرض‌های نظریه مه‌بانگ

نظریه مه‌بانگ بر دو فرض اساسی استوار است: جهان شمول بودن قوانین فیزیکی و اصل کیهان‌شناختی. اصل کیهان شناختی بیان می‌کند که در مقیاس بزرگ جهان همگن و همسانگرد است.

در ابتدا این ایده‌ها عنوان اصل پذیرفته‌شده بودند، اما امروزه تلاشهایی برای آزمودن درستی آنها در جریان است. مثلا این مشاهده که بیشترین انحراف از ثابت ساختار ریز در قسمت عمده‌ای از عمر جهان در حد ۱۰−۵ است، آزمونی برای فرض نخست به شمار می‌رود.[۳۷] همچنین نسبیت عام نیز آزمونهای دشواری را در مقیاس منظومه شمسی و ستارگان دوتایی پشت سر گذارده‌است. [notes ۲]

اگر گیتی در مقیاسهای بزرگ و وقتی از روی زمین مشاهده شود، همسانگرد باشد، اصل کیهان‌شناختی را می‌توان از اصل ساده‌تری به نام اصل کوپرنیکی نتیجه گرفت. بنا بر اصل کوپرنیکی، هیچ نقطه مشاهده برتر و ویژه‌ای وجود ندارد. تا امروز اصل کیهان‌شناختی از طریق مشاهدات تابش زمینه کیهانی تا حد ۱۰-۵، تأیید شده‌است. بنا بر اندازه‌گیریهای انجام شده، جهان در مقیاسهای بزرگ در سطح ۱۰٪ یکنواخت است.[۳۸]

انبساط فضا

مقالهٔ اصلی: متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر
نگاره شتاب گسترش فضازمان از لحظه مهبانگ.

نظریه نسبیت عام، فضازمان را توسط یک متریک توصیف می‌کند که فواصلی را که نقاط را از یکدیگر جدا کرده، تعریف می‌کند. خود این نقاط که ممکن است کهکشان، ستاره و یا اجسام دیگر باشند، توسط یک شبکه یا دستگاه مختصات که کل فضازمان را پوشش می‌دهد، تعریف می‌شوند. اصل کیهان شناختی بیان می‌کند که جهان در مقیاس بزرگ همسانگرد و همگن است که این موضوع به شکل منحصربه‌فردی با متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر همخوانی دارد. این متریک یک فاکتور مقیاس دارد که رابطه تغییر اندازه گیتی با زمان را توصیف می‌کند. با استفاده از آن می‌توانیم دستگاه مختصات ویژه‌ای به نام دستگاه مختصات همراه تعریف کنیم. در این دستگاه مختصات، خود دستگاه نیز همگام و هم‌راستا با انبساط گیتی منبسط می‌شود و از این رو اجسامی که تنها دلیل حرکتشان، انبساط گیتی است، در نقاط ثابتی روی این شبکه باقی می‌مانند و حرکتی ندارند. در حالیکه فاصله مختصاتی(فاصله همراه) آنها ثابت می‌ماند، فاصله فیزیکی آنها متناسب با فاکتور مقیاس گیتی افزایش می‌یابد.[۳۹]

مه‌بانگ مانند انفجار مادی نیست که به سمت خارج حرکت و یک جهان خالی از پیش موجود را پر کند، بلکه در این مورد، خود فضا نیز با گذر زمان منبسط می‌شود و فاصله فیزیکی بین دو نقطه همراه افزایش می‌یابد. به بیان دیگر مه‌بانگ انفجاری در فضا نیست بلکه انفجار خود فضاست.[۴] از آنجاییکه متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر(FLRW) بر پایه فرض توزیع یکنواخت ماده و انرژی استوار است، تنها در مقیاسهای بزرگ مصداق دارد و توده‌های محلی ماده مانند کهکشان ما چون در دام گرانش محدود هستند، انبساط بزرگ-مقیاس گیتی را تجربه نمی‌کنند.

افق‌ها

یکی از ویژگیهای مهم مه‌بانگ، وجود افق هاست. از آنجا که سن گیتی متناهی است و نور نیز با سرعتی متناهی حرکت می‌کند، ممکن است رویدادهایی در گذشته رخ داده باشند که هنوز نور آنها زمان کافی برای رسیدن به ما را نداشته است. این موضوع محدودیتی از نظر دورترین جسمی که قابل مشاهده باشد، بوجود می‌آورد که افق گذشته خوانده می‌شود. وهمچنین بالعکس چون گیتی در حال انبساط است و اجسام دورتر حتی با سرعت بیشتری از ما دور می‌شوند نوری که از جانب ما منتشر شود ممکن است هرگز به اجسام دور نرسد زیرا این اجسام نیز پیوسته در حال عقب رفتن هستند. این محدودیت یک افق آینده تعریف می‌کند که محدوده رویدادهایی در آینده که می‌توانیم تحت تأثیر قرار دهیم را تعیین می‌کند. وجود هر یک از این افق‌های گذشته و آینده وابسته به جزئیات مدل متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر است که گیتی را توصیف می‌کند. درکی که ما از گیتی در دوران بسیار قدیم آن داریم پیشنهاد می‌کند که افق گذشته وجود دارد هرچند که در عمل عدم شفافیت گیتی در دوران بسیار دور گذشته نیز دید ما را محدود می‌کند. پس اگرچه افق ما در فضا عقب نشینی می‌کند، دید ما هرگز نمی‌تواند به گذشته دورتر برسد. اگر گیتی به انبساط شتابدارش ادامه دهد یک افق آینده نیز وجود خواهد داشت.[۴۰]

تاریخچه

مقالهٔ اصلی: تاریخ نظریه مه‌بانگ
همچنین ببینید: گاه‌شمار کیهان‌شناسی

واژه شناسی

واژه «مِه‌بانگ» ترجمه پارسی واژه Big Bang از زبان انگلیسی است. در زبان پارسی یکی از معانی «مِه»، «بزرگ» است و بانگ به معنی آوای بلند است. ابداع واژه Big Bang به فرد هویل (به انگلیسی: Fred Hoyle) نسبت داده می‌شود که برای نخستین بار در سال ۱۹۴۹ از این واژه در یک برنامه رادیویی استفاده کرد. درآن زمان بسیاری بر این باور بودند که هویل که خود طرفدار نظریه حالت پایدار بود با طعنه از این واژه استفاده نموده است اما خود وی صریحاً این ادعاها را رد کرد و اعلام نمود که این واژه را تنها برای تصویر کردن اختلاف بین این دو نظریه استفاده نموده است.[۴۱][۴۲][۴۳]

شکل گیری نظریه مه‌بانگ

زمینه فراژرف هابل)
زمینه فراژرف هابل اندازه با اندازه ماه مقایسه شده - در این چشم انداز کوچک چندین هزار کهکشان که از میلیاردها ستاره تشکیل شده‌اند به چشم می‌خورند.
XDF چشم انداز ۲۰۱۲ -هر نقطه نوری یک کهکشان است - برخی از این کهکشانها عمرهایی طولانی تا ۱۳٫ میلیارد سال دارند[۴۴] - تخمین زده می‌شود که حدود ۲۰۰ میلیارد کهکشان در جهان وجود دارد.
تصویر زمینه فراژرف هابل کهکشانهای کاملاً بالغ را در صفحه جلویی - کهکشانهای نیمه بالغ با عمر ۵ تا ۹ میلیارد سال- نیا کهکشانها، که از نور ستارگان جوان می‌درخشند

نظریه مه‌بانگ از مشاهدات ساختار گیتی و بررسی‌های نظری شکل گرفت. در سال ۱۹۱۲ وستو اسلیفر (به انگلیسی: Vesto Slipher) اثر دوپلر را در یک سحابی مارپیچی (سحابی مارپیچی نامی منسوخ‌شده برای کهکشان مارپیچی است) اندازه‌گیری کرد و خیلی زود دریافت که تمام این سحابی‌ها در حال دور شدن از زمین هستند. او در آن زمان متوجه جنبه‌های کیهان شناختی این کشف نشد. در واقع در آن زمان بحثی داغ پیرامون اینکه این کهکشانها ممکن است جهانهای جزیره‌مانند دیگری باشند، در جریان بود.[۴۵][۴۶] ده سال بعد یک کیهان شناس و ریاضیدان روسی به نام الکساندر فریدمان بر پایه معادلات میدان نسبیت عام اینشتین معادلات فریدمان را ارائه داد که نشان می‌داد بر خلاف مدل جهان ایستا که اینشتین نیز از آن حمایت می‌کرد، جهان ممکن است در حال انبساط باشد.[۴۷] در سال ۱۹۲۴ اندازه‌گیری فاصله بزرگ ما تا نزدیکترین کهکشان مارپیچی توسط ادوین هابل نشان داد که این اجسام کهکشان هستند. در سال ۱۹۲۷ ژرژ لومتر؛ فیزیکدان و کشیش کاتولیک؛ با نتیجه‌گیری از معادلات فریدمان پیشنهاد داد که دور شدن کهکشانها ناشی از انبساط کیهان است.[۴۸]

در سال ۱۹۳۱ لومتر پارا فراتر نهاد و پیشنهاد کرد که اگر انبساط گیتی را در زمان به عقب برگردانیم، هر چه عقب‌تر رویم جهان کوچکتر می‌شود و در نهایت در یک زمان متناهی در گذشته کل گیتی در یک نقطه فشرده‌می‌شود؛ یک اتم نخستین که مکان و زمانی است که در آن فابریک زمان و فضا به وجود آمد.[۴۹]

ادوین هابل از سال ۱۹۲۴ با زحمت فراوان با استفاده از تلسکوپ ۱۰۰ اینچی هوکر در رصدخانه کوه ویلسون مجموعه‌ای از نشانگرهای فاصله را که نسخه اولیه‌ای برای نردبان فاصله کیهانی بودند، ایجاد کرد. با این روش او می‌توانست فاصله کهکشانهایی را که انتقال به سرخ آنها پیشتر عمدتا توسط اسلیفر اندازه‌گیری شده بود، تخمین بزند. در سال ۱۹۲۹ او کشف نمود که بین فاصله و سرعت عقب‌نشینی این کهکشانها رابطه‌ای وجود دارد که امروزه به نام قانون هابل شناخته می‌شود.[۲۰][۵۰] لومتر قبلاً نشان داده بود که این موضوع با استفاده از اصل کیهان‌شناختی قابل پیش بینی است.[۱۲]

در دهه‌های ۱۹۲۰ و ۱۹۳۰ تقریباً تمام کیهان شناسان برجسته نظریه حالت پایدار و جهان ابدی را ترجیح می‌دادند و گروهی نیز شکایت داشتند که ایده «آغاز زمان» که از نظریه مه‌بانگ نتیجه‌گیری می‌شود مفاهیم مذهبی را وارد فیزیک نموده است. این اعتراض بعدها نیز توسط طرفداران نظریه حالت پایدار دوباره مطرح شد.[۵۱] این واقعیت که ژرژ لومتر، بنیانگذار اصلی نظریه مه‌بانگ، یک کشیش کاتولیک بود، نیز این شبهه را تقویت می‌نمود.[۵۲] آرتور ادینگتون با ارسطو هم‌رای بود که جهان نقطه آغازی در زمان ندارد و ماده ابدی است. نقطه آغازی برای زمان در نظر وی غیرقابل قبول می‌نمود.[۵۳][۵۴]

اما لومتر بر این باور بود که

اگر دنیا از یک کوانتوم تنها شروع شده باشد مفاهیم زمان و فضا نمی‌توانند در آغاز معنادار باشند؛ آنها تنها زمانی می‌توانند معنی پیدا کنند که کوانتوم اولیه به تعداد کافی از کوانتاها تقسیم شده باشد. اگر این پیشنهاد درست باشد، آغاز دنیا کمی قبل از شروع زمان و مکان رخ داده است.[۵۵]

در خلال دهه ۱۹۳۰ نظریه‌های دیگری همچون کیهان شناسی‌های غیر استاندارد برای توضیح مشاهدات هابل مطرح شدند که از جمله این مدل‌ها می‌توان به مدل میلن (به انگلیسی: Milne Model)[۵۶] ، مدل چرخه‌ای (که در ابتدا توسط فریدمان مطرح شد اما توسط انیشتین و ریچارد تولمان حمایت شد)[۵۷] و فرضیه نور خسته فریتز زوئیکی اشاره کرد.[۵۸]

پس از جنگ جهانی دوم دو مدل متمایز وجود داشت. یکی مدل حالت پایدار فرد هویل بود که بنا بر این نظریه طی انبساط گیتی ماده جدید بوجود می‌آید. در این مدل گیتی تقریباً در همه زمانها یکسان است.[۵۹] مدل دیگر نظریه مه‌بانگ ژرژ لومتر بود که توسط جرج گاموف حمایت شد و توسعه یافت. گاموف فردی بود که هسته‌زایی مه‌بانگ را معرفی نمود[۶۰] و همکاران او، رالف آشر آلفر و رابرت هرمان، تابش زمینه کیهانی را پیش بینی نمودند.[۶۱] این هویل بود که واژه Big Bang را برای اشاره به نظریه لومتر به کار برد. او این واژه را در یک برنامه رادیویی بی‌بی‌سی در مارس ۱۹۴۹ در حالیکه از نظریه لومتر به عنوان «این ایده انفجار بزرگ» (به انگلیسی: this big bang idea) یاد می‌کرد ابداع نمود.[۶۲] تا مدتی حمایت دانشمندان بین این دو نظریه تقسیم شده بود اما در نهایت شواهد تجربی رای به برتری نظریه مه‌بانگ داد. کشف و تأیید تابش زمینه کیهانی در سال ۱۹۶۴[۶۳] جایگاه نظریه مه‌بانگ را به عنوان بهترین نظریه در توضیح آغاز و تکامل کیهان مستحکم نمود. بخش بزرگی از تلاشهای امروز در زمینه کیهان شناسی صرف فهمیدن چگونگی شکل گیری کهکشانها در نظریه مه‌بانگ، درک فیزیک جهان در زمانهای قبل تر وفبل تر و هماهنگ سازی مشاهدات با نظریه‌ها می‌شود.

به دلیل پیشرفت در فناوری تلسکوپ‌ها و تحلیل داده‌های ماهواره‌هایی همچون کاوشگر زمینه کیهان[۶۴] ، تلسکوپ فضایی هابل و دبلیومپ از اواخر دهه ۱۹۹۰ به بعد پیشرفتهای قابل توجهی در کیهان شناسی مه‌بانگ حاصل شده است.[۶۵] اکنون کیهان شناسان اندازه گیریهای نسبتاً دقیقی از بسیاری از پارامترهای مدل مه‌بانگ در دست دارند و متوجه این واقعیت غیرمنتظره شده‌اند که سرعت انبساط جهان رو به افزایش است.

شواهد تجربی نظریه مهبانگ

تصویر سازی هنری از ماهواره دبلیو مپ در حال جمع‌آوری داده برای کمک به دانشمندان در فهم مهبانگ

" آنقدر داده‌های تاییدکننده نظریه مه‌بانگ در حوزه‌های گوناگون زیاد است که نمی‌توان به سادگی ویژگی‌های اصلی‌اش را رد نمود."

لاورنس کراوس[۶۶]

قدیمی‌ترین و مستقیم‌ترین شواهد تجربی در تایید نظریه مه‌بانگ عبارتند از: انبساط گیتی بر پایه قانون هابل (با مشاهده پدیده انتقال به سرخ در کهکشانها)، کشف و اندازه‌گیری تابش زمینه کیهانی و فراوانی نسبی عناصر سبک که در جریان هسته زایی مهبانگ تولید شده‌اند. مشاهدات مربوط به شکل‌گیری و تکامل کهکشانها و نحوه توزیع ساختارهای بزرگ مقیاس در گیتی نیز شواهد تازه‌تری هستند که به این گروه اضافه شدند.[۶۷] از این موارد به عنوان چهار ستون نظریه مه‌بانگ نیز یاد شده‌است.[۶۸] در مدل‌های نوین دقیق مه‌بانگ، پدیده‌های فیزیکی دورازذهنی مطرح می‌شوند که نه در هیچ آزمایشی در روی زمین تجربه شده‌اند و نه در مدل استاندارد فیزیک ذرات راه پیدا کرده‌اند. از جمله این پدیده‌ها می‌توان به ماده تاریک اشاره کرد که اکنون موضوع فعالترین پژوهشهای آزمایشگاهی است.[۶۹] از سایر موارد می‌توان به مسئله هاله تیزه‌ای و مسئله کهکشان کوتوله در ارتباط با ماده تاریک سرد اشاره نمود. انرژی تاریک نیز از موضوعاتی است که کنجکاوی دانشمندان را بسیار برانگیخته‌است اما مشخص نیست که کشف مستقیم آن امکان‌پذیر باشد.[۷۰] تورم کیهانی و باریون‌زایی نیز همچنان به عنوان ویژگیهای ابهام‌آمیز مدل‌های نوین مه‌بانگ باقی مانده‌اند و هنوز توضیح کمیتی قابل قبولی برای آنها پیدا نشده‌است. اینها تا امروز جز مسائل حل‌نشده فیزیک باقی مانده‌اند.

قانون هابل و انبساط فضا

مقاله‌های اصلی: قانون هابل و انبساط جهان

مشاهده کهکشانهای دوردست و اختروش‌ها نشان داد است که این اجسام دچار پدیده انتقال به سرخ می‌شوند-نور منتشر این اجسام به طول موجهای بلندتر منتقل شده‌است-. این پدیده را می‌توان با تطبیق طیف بسامدی یک جسم با الگوی طیف‌بینی خطوط گسیلی و جذبی طیف اتمهای عناصری که با نور برهم‌کنش دارند، مشاهده نمود. این انتقال‌ به سرخ‌ها به شکل یکنواختی همسانگرد هستند و به طور مساوی بین همه اجسام در همه جهتها توزیع شده‌اند. اگر انتقال به سرخ را به عنوان انتقال دوپلری تفسیر کنیم، سرعت عقب‌نشینی این اجسام قابل محاسبه است. برای برخی از کهکشانها می‌توان فاصله را از راه نردبان فاصله کیهانی تخمین زد. اگر نمودار سرعت عقب‌نشینی نسبت به فاصله را رسم کنیم، یک رابطه خطی در آن قابل تشخیص است که به نام قانون هابل مشهور است:[۲۰]

v = H۰D

که

  • v: سرعت عقب‌نشینی کهکشان یا هر جسم دیگر
  • D: طول همراه(Comoving) تا جسم مورد نظر
  • H۰: ثابت هابل است که بنا بر اندازه گیریهای دبلیومپ مقداری برابر با ۷۰٫۴ +۱٫۳−۱٫۴ کیلومتر/ثانیه/مگا پارسک دارد.[۳۶]

قانون هابل را به دو گونه ممکن می‌توان توجیه نمود. یا ما در مرکز انفجار کهکشان‌ها هستیم - که با پذیرش اصل کوپرنیکی این توجیه پذیرفتنی نیست - و یا اینکه جهان در همه جا به صورت یکنواخت منبسط می‌شود. پیش از اینکه هابل در سال ۱۹۲۹ این مشاهدات و تحلیل را انجام دهد، انبساط جهان توسط فریدمان در سال ۱۹۲۲[۴۷] و لومتر در سال ۱۹۲۷[۴۸] با استفاده از نسبیت عام پیش‌بینی شده بود و کماکان سنگ بنای نظریه مه‌بانگ فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر به شمار می‌رود

در این نظریه رابطه v = HD باید همیشه برقرار باشد. همچنانکه جهان منبسط می‌شود مقادیر v، Hو D نیز تغییر می‌کند (به همین دلیل ثابت هابل را با H۰ نمایش می‌دهیم که به معنی تابت هابل در زمان کنونی است) برای فواصلی که از اندازه جهان قابل مشاهده بسیار کوچکتر هستند می‌توان انتقال سرخ را به عنوان اثر دوپلر در نظر گرفت که به دلیل سرعت رو به عقب اجسام پدید می‌آید. اما انتقال به سرخ در واقع اثر دوپلر نیست بلکه ناشی از انبساط جهان در فاصله زمانی بین انتشار نور و زمانی است که نور به ما می‌رسد.[۷۱]

انبساط متریک جهان را می‌توان توسط مشاهدات مستقیم اصل کیهان شناختی و اصل کوپرنیکی نمایش داد که وقتی با قانون هابل در کنار هم قرار بگیرند هیچ توضیح دیگری جز انبساط جهان قابل تصور نیست. انتقال به سرخ‌های نجومی بسیار همگن و همسانگرد هستند[۲۰] و این موضوع تأیید کننده اصل کیهان شناختی است که می‌گوید جهان در تمام جهت‌ها یکسان به نظر می‌رسد. اگر انتقال به سرخ‌ها ناشی از انفجار از یک مرکز انفار در نقطه‌ای دور از ما بودند، در جهات مختلف یکسان نبودند.

اندازه‌گیری آثار تابش زمینه کیهانی بر سامانه‌های اخترفیزیکی دوردست در سال ۲۰۰۰ اصل کوپرنیکی را اثبات کرد که بیان می‌کند در مقیاس‌های کیهانی، زمین در موقعیتی مرکزی قرار ندارد.[۷۲] تابش مه‌بانگ در زمان گذشته گرم تر بوده است و سرد شدن یکنواخت تابش زمینه کیهانی تنها در حالتی قابل توضیح است که جهان انبساط یکنواختی داشته باشد و احتمال اینکه ما در یگانه مرکز انفجار باشیم را از بین می‌برد.

تابش زمینه کیهانی

مقالهٔ اصلی: تابش زمینه کیهانی
9 year WMAP تصویر تابش زمینه کیهانی (۲۰۱۲).[۲۵][۷۳] تابش به اندازه تقریباً یک در ۱۰۰٬۰۰۰ همسانگرد (به انگلیسی: isotropic) است.[۷۴]

در سال ۱۹۶۴ آرنو آلان پنزیاس و رابرت وودرو ویلسون با خوش شانسی تابش زمینه کیهانی را کشف کردند، یک سیگنال چند جهته در باند ریزموج.[۶۳] آنها در حالیکه می‌کوشیدند تا سیگنال‌های مزاحم پس زمینه را از سیگنال‌های دریافتی آنتن رادیویی خود حذف کنند به این کشف دست یافتند. آنها قادر به حذف این نویز نبودند و متوجه شدند که این نویز در تمام جهات به صورت یکسان دریافت می‌شود. این بدان معنی بود که این سیگنال می‌بایستی از ورای کهکشان آمده باشد، در غیر این صورت نمی‌توانست در تمام جهات آسمان به صورت یکسان دریافت شود. همگرایی شدید این سیگنال نیز نشان می‌داد که منبع این سیگنال در فاصلهٔ دوری از ما قرار دارد و در نتیجه این سیگنال در اوایل عمر جهان ایجاد شده است و همچنین منبع قدرتمندی دارد که ما امروزه قادر به دریافت این سیگنال هستیم.

وجود این تابش پیش از کشف آن توسط نظریه مه‌بانگ پیش‌بینی شده بود و ویژگیهای این تابش به خوبی با آنچه در موردش پیش‌بینی شده بود، همخوانی داشت : تابش در همه جهات با طیف یک جسم سیاه ایده‌آل همخوانی داشت؛ این طیف بر اثر انبساط جهان دچار انتقال سرخ شده و دمای کنونی آن در حدود ۲٫۷۲۵ درجه کلوین است. این موضوع موازنه شواهد تجربی را به نفع نظریه مه‌بانگ تغییر داد و در سال ۱۹۷۸ برای این کشف به پنزیاس و ویلسن جایزه نوبل اهدا شد.

اندازه‌گیری طیف تابش زمینه کیهانی در ماهواره کاوشگر زمینه کیهان(COBE) دقیقترین اندازه‌گیری طیف جسم سیاه در طبیعت است.[۷۵]

در سال ۱۹۸۹ ناسا ماهواره کاوشگر زمینه کیهان(COBE) را به فضا فرستاد. یافته‌های این ماهواره با پیش‌بینی‌ها در مورد تابش زمینه کیهانی همخوانی داشت. این ماهواره دمای پس زمینه‌ این تابش را ۲٫۷۲۶ کلوین اندازه‌گیری نمود (که البته در اندازه‌گیریهای جدیدتر این مقدار به ۲٫۷۲۵ تغییر یافته‌است) و همچنین برای نخستین بار شواهدی مبنی بر وجود نوسانات (ناهمسانگردی‌) در تابش زمینه کیهانی در مرتبه یک قسمت در ۱۰۵ ارائه داد.[۶۴] جان ماتر و جرج اسموت به عنوان پیشروان این پژوهش، موفق به کسب جایزه نوبل شدند. در خلال سالهای اخیر آزمایشهای زمینی و بالنی متعددی، ناهمسانگردی‌های تابش زمینه کیهانی را مورد پژوهش قرار داده‌اند. در سال ۲۰۰۰-۲۰۰۱ از آزمایشهای متعددی که از مهمترینشان می‌توان به آزمایش بومرنگ اشاره نمود، و با اندازه‌گیری اندازه زاویه‌ای ناهمسانگردی‌ها، این نتیجه حاصل شد که شکل فضایی جهان تخت است. [۷۶][۷۷][۷۸]

در اوایل سال ۲۰۰۳ نخستین نتایج کاوشگر ناهمسانگردی ریزموجی ویلکینسون منتشر شد و مقادیر دقیقتری برای برخی از پارامترهای کیهانی به‌دست‌آمد. این نتایج باعث رد چندین مورد از مدل‌های خاص تورم کیهانی شد اما به طور کلی با نظریه تورم کیهانی سازگار است.[۶۵] ماهواره پلانک نیز در سال ۲۰۰۹ به فضا پرتاب شد و آزمایشهای زمینی و بالنی دیگری نیز در مورد تابش زمینه کیهانی در جریان است.

فراوانی عناصر نخستین

مقالهٔ اصلی: هسته زایی مهبانگ

با استفاده از نظریه مهبانگ می‌توان میران تمرکز هلیم-۴، هلیم-۳، دوتریم و لیتیم-۷ در جهان را نسبت به مقدار هیدروژن معمولی به دست آورد.[۷۹] فراوانی نسبی این عناصر به مقدار نسبت فوتونها به باریونها بستگی دارد. این مقدار را می توان به صورت جداگانه از جزئیات ساختاری نوسانات تابش زمینه کیهانی محاسبه نمود. مقادیر تقریبی پیش‌بینی‌شده برای فراوانی نسبی عناصر عبارتند از: حدود ۰٫۲۵ برای نسبت 4
He/H، حدود ۱۰-۳ برای نسبت 2
H/H، حدود ۱۰-۴ برای 3
He/H و حدود ۱۰-۹ برای 7
Li/H.[۷۹]

تمام مقادیر اندازه‌گیری شده، حداقل به طور تقریبی با مقادیر پیش‌بینی‌شده از طریق نسبت باریون به فوتون همخوانی دارند. این همخوانی به ویژه در مورد دوتریم با دقت بالایی صادق است. برای نسبت 4
He مقدیر اندازه‌گیری شده و پیش‌بینی‌شده نزدیک به هم‌اند اما اختلافی نیز وجود دارد و برای نسبت 7
Li با فاکتور ۲ اختلاف دارد. در دو مورد آخر خطاهای سیستماتیک اندازه‌گیری نیز در اختلاف مشاهده‌شده دخیل‌اند. در هر صورت همخوانی کلی فراوانی‌های نسبی پیش‌بینی‌شده توسط نظریه هسته‌زایی مه‌بانگ و مقادیر اندازه‌گیری‌شده، شاهدی قوی برای درستی نظریه مه‌بانگ به شمار می‌رود واین نظریه تنها توضیح ممکن برای فراوانی عناصر سبک است و تقریباً غیرممکن است که بتوان مه‌بانگ را طوری تنظیم نمود که مقداری خیلی بیشتر یا کمتر از ۲۰–۳۰٪ هلیم تولید کند.[۸۰] در واقع به جز مه‌بانگ، هیچ دلیل واضح دیگری وجود ندارد که در جهان جوان نخستین(یعنی پیش از شکل گیری ستاره‌ها) مقدار هلیم از دوتریم بیشتر باشد و یا میزان دوتریم از 3
He بیشتر باشد و نسبتها نیز ثابت باشد.[۸۱]: ۱۸۲-۱۸۵ 

توزیع و تکامل کهکشانها

مقاله‌های اصلی: شکل‌گیری و تکامل کهکشان‌ها و تشکیل ساختار
این دید پانورامیک از سراسر آسمان توزیع کهکشانها در خارج از کهکشان راه شیری را نمایش می‌دهد کهکشانها بر اساس انتقال سرخشان رنگ بندی شده‌اند.

مشاهدات مربوط به شکل‌ و توزیع کهکشانها و اختروشها با پیش بینی‌های نظریه مه‌بانگ همخوانی دارند. ترکیبی از مشاهدات و نظریات چنین پیشنهاد می‌کند که نخستین اختروش‌ها و کهکشانها در حدود یک میلیارد سال پس از مه‌بانگ بوجود آمده‌اند و از آن موقع تا کنون ساختارهای بزرگتری مانند خوشه‌های کهکشانی و اَبَر خوشه‌ها در حال شکل گیری بوده‌اند. جمعیت‌های ستاره‌ای در حال تکامل و پیرتر شدن بوده‌اند به گونه‌ای که کهکشانهای دورتر (که به دلیل فاصله‌شان به همان شکلی که در اوایل جهان داشتند، دیده می‌شوند) بسیار متفاوت از کهکشانهای نزدیک به نظر می‌رسند. علاوه بر این، میان کهکشانهایی که به نسبت زمان کمتری از تشکیلشان می‌گذرد، با کهکشانهایی که تقریبا در همان فاصله از ما قرار دارند اما اندکی پس از مه‌بانگ بوجود آمده‌اند، تفاوت مشخصی وجود دارد. این‌ها همه شواهدی قوی بر علیه نظریه حالت پایدار هستند. مشاهدات زایش ستارگان، توزیع کهکشانها و اختروش‌ها و ساختارهای بزرگ‌تر، با نتایج شبیه‌سازی‌های مبتنی بر نظریه مه‌بانگ همخوانی کامل دارند و کمک می‌کنند که جزئیات بیشتری از این نظریه به دست آید.[۸۲][۸۳]

ابرهای گازی نخستین

صفحه کانونی تلسکوپ BICEP زیر یک میکروسکوپ - ممکن است امواج گرانشی را از زمان طفولیت گیتی ردیابی کرده باشد.[۱۶][۱۷][۱۸][۱۹]

در سال ۲۰۱۱ فضانوردان از طریق برسی خطوط جذبی طیف اختروش‌های دوردست، چیزی را کشف کردند که به گمان آنها ابرهای دست نخورده‌ای از گازهای نخستین بود. پیش از این تمام اجسام نجومی شناخته‌شده حاوی عناصر سنگین‌تری بودند که در ستارگان بوجود آمده‌اند. این دو ابر گازی هیچ عنصری سنگین‌تر از هیدروژن و دوتریم نداشتند. [۸۴][۸۵] از آنجا که ابرهای گازی شامل عنصر سنگینی نیستند، احتمالا می‌بایست در نخستین دقایق پس از مه‌بانگ و در حین هسته‌زایی مه‌بانگ شکل‌گرفته باشند. ترکیب آنها با ترکیب پیش‌بینی‌شده توسط نظریه هسته‌زایی مه‌بانگ همخوانی داردو این شاهدی مستقیم برای این موضوع ارائه می‌دهد که در دوره‌ای از عمر گیتی، بیشتر ماده معمولی موجود، به شکل ابرهای گازی متشکل از هیدروژن خنثی بوده‌است.[نیازمند منبع]

سایر شواهد

مقدار تخمین‌زده‌شده برای سن گیتی بر اساس انبساط هابل و تابش زمینه کیهانی، اکنون به خوبی با تخمین‌های دیگری که با استفاده از سن پیرترین ستارگان به دست می‌آیند، همخوانی دارند. چه آن مقادیر تخمینی که از طریق استفاده از نظریه تکامل ستارگان در مورد خوشه‌های ستاره‌ای کروی، به دست می‌آیند، و چه مقادیری که از طریق تاریخ‌نگاری رادیومتریک ستارگان منفرد جمعیت II به دست می‌آیند. [۸۶] این پیش بینی که دمای تابش زمینه کیهانی در گذشته بالاتر بوده است توسط مشاهدات تجربی خطوط جذب دماهای بسیار پایین در ابرهای گازی در انتقال به سرخ بالا اثبات شده است. [۸۷] این پیش بینی همچنین بیانگر آن است که دامنه اثر سونیائف زلدوویچ در خوشه‌های کهکشانی مستقیماً به انتقال به سرخ وابسته نیست. شواهد درستی این موضوع را به طور تقریبی نشان داده‌اند اما این اثر به ویژگیهای خوشه بستگی دارد و در طول زمان کیهانی تغییر می‌کند و اندازه‌گیری دقیق را مشکل می‌سازند.[۸۸][۸۹] در ۱۷ مارس ۲۰۱۴، فضانوردان مرکز اخترفیزیک هاروارد-اسمیتسونین، اعلام نمودند که امواج گرانشی اولیه را ردیابی کرده‌اند، که اگر به تایید برسد، می‌تواند مدرکی محکم برای تورم کیهانی و مه‌بانگ باشد. [۱۶][۱۷][۱۸][۱۹] هرچند که در ۱۹ ژوئن ۲۰۱۴ گزارش‌هایی مبنی بر کاهش اطمینان نسبت به درستی این کشف منتشر شد [۹۰][۹۱][۹۲] و در ۱۹ سپتامبر ۲۰۱۴ این اطمینان حتی کمتر هم شد. [۹۳][۹۴]

موضوعات فیزیکی مرتبط با مهبانگ

عدم تقارن باریون

مقالهٔ اصلی: عدم تقارن باریون

دلیل بیشتر بودن ماده بر پادماده هنوز به خوبی درک نشده است.[۹۵] به طور عمومی تصور می‌شود که وقتی جهان جوان و بسیار داغ بود در یک تعادل آماری بود و تعداد باریونها و پادباریونها برابر بود. این در حالی است که مشاهدات نشان می‌دهند که جهان حتی در دورترین نقاط آن تقریباً به طور کامل از ماده ساخته شده. این گونه فرض می‌شود که فرایندی ناشناخته به نام باریون‌زایی (به انگلیسی: Baryogenesis) مسئول این عدم تقارن است. برای اینکه پدیده باریون‌زایی بتواند اتفاق بیفتد، سه شرط ساخاروف باید برقرار باشد:

همه این شرایط در مدل استاندارد رخ می‌دهند اما تأثیر آن آن‌قدر زیاد نیست که عدم تقارن باریونی که امروزه در جهان موجود است را توجیه کند.

انرژی تاریک

مقالهٔ اصلی: انرژی تاریک

اندازه گیریهای رابطه انتقال سرخ-قدر ظاهری ابرنواخترهای نوع Ia نشان می‌دهد که انبساط جهان در زمانی که جهان نیمی از سن کنونی اش راداشته شروع به شتاب گرفتن نموده است. بنا بر نظریه نسبیت عام برای اینکه چنین شتابی امکانپذیر باشد باید بیشتر انرژی جهان از مولفه‌ای با فشار منفی بالا تشکیل شده باشد که این مولفه را انرژی تاریک نامیده‌اند.

انرژی تاریک اگرچه هنوز در مرحله گمانه زنی است اما مسائل متعددی را حل می‌کند. اندازه گیریهای تابش زمینه کیهانی نشان می‌دهند که جهان از نظر شکل فضایی تقریباً تخت است و بنا براین پیرو نظریه نسبیت عام باید میزان چگالی جرم/انرژی آن تقریباً با مقدار چگالی بحرانی برابر باشد. چگالی جرم جهان را می‌توان از خوشه بندی‌های گرانشی آن به دست آورد و این مقدار تنها ۳۰٪ چگالی بحرانی است.[۱۲] از آنجا که بنا بر نظریات انرژی تاریک به شیوه متعارف خوشه بندی نمی‌شود، این بهترین توضیح برای چگالی انرژی گمشده است. انرژی تاریک همچنین در توضیح دو روش اندازه‌گیری هندسی خمش کیهان کمک می‌کند، یکی از طریق بسامد لنزهای گرانشی و دیگری با استفاده از ساختار بزرگ مقیاس کیهان به عنوان خط کش کیهانی.

اینگونه پنداشته می‌شود که فشار منفی از ویژگی‌های انرژی خلاء است، اما ماهیت دقیق و وجود انرژی تاریک همچنان به عنوان یکی از رازهای مهبانگ باقی می‌ماند. دو تا از کاندیداهای ممکن ثابت کیهانی و اثیر (به انگلیسی: Quintessence) هستند. نتایج دبلیومپ در سال ۲۰۰۸ گواهی می‌دهند که جهان شامل ۷۳٪ انرژی تاریک، ۲۳٪ ماده تاریک، ۴٫۶٪ ماده ومعمولی و کمتر از ۱٪ نوترینو است.[۳۶] بنا بر نظریات چگالی انرژی در شکل ماده با انبساط کیهان کاهش می‌یابد اما چگالی انرژی تاریک ثابت است (یا تقریباً ثابت است). بنا براین در گذشته ماده بخش بزرگتری از کل انرژی جهان را در مقایسه با زمان حال تشکیل می‌داد و اما همچنان که سلطه انرژی تاریک در آینده دور افزایش می‌یابد سهم ماده کاهش می‌یابد.

ماده تاریک

مقالهٔ اصلی: ماده تاریک
نمودار دایره‌ای نشان دهنده ترکیب نسبی مولفه‌های مختلف چگالی-انرژی جهان، با استفاده از مدل لامبدا سی دی ام. تقریباً ۹۵٪ از فرمهای عجیب ماده تاریک (۲۳٪) و انرژی تاریک (۷۳٪) همچنین کمتر از ۴٪ هلیم و هیدروژن و کمتر از ۱٪ شامل ۰٫۳٪ نیتروژن، ۰٫۵٪ ستاره و ۰٫۰۳ اجسام سنگین تشکیل شده است.

در دهه های۱۹۷۰ و ۱۹۸۰ مشاهدات مختلفی نشان داد که ماده کافی در جهان برای توجیه قدرت نیروهای گرانشی بین کهکشانها و درون آنها وجود ندارد. این مشاهدات به این ایده منجر شد که ۹۰٪ ماده در جهان ماده تاریک است که نوری از آن منتشر نمی‌گردد و برهمکنشی با ماده باریونی معمولی ندارد. علاوه براین فرضیه جهانی که اکثراً از ماده معمولی تشکیل شده باشد، منجر به پیش بینی‌هایی می‌شد که با مشاهدات تجربی همخوانی نداشتند. به عنوان نمونه در جهان امروز میزان دوتریم بسیار کمتری از آنچه انتظار می‌رود موجود است. اگرچه ماده تاریک همواره محل بحث و اختلاف نظر بوده است اما مشاهدات مختلفی دلالت بر وجود آن دارند: ناهمسانگردی‌ها در تابش زمینه کیهانی، سرعت پراکندگی گروه‌ها و خوشه‌های کهکشانی، پراکندگی‌ها در ساختار بزرگ مقیاس، مطالعات در زمینه همگرایی گرانشی و اندازه گیریهای پرتو ایکس خوشه‌های کهکشانی.[۹۷]

تا کنون ماده تاریکی در آزمایشگاه‌ها مشاهده نشده است و تنها گواه غیر مستقیم برای ماده تاریک تأثیر گرانشی آن بر ماده معمولی است. کاندیداهای بسیاری برای ماده تاریک در فیزیک ذرات پیشنهاد شده است و پروژه‌های متعددی برای ردیابی مستقیم آن در راهند.[۹۸]

سن خوشه ستاره‌ای کروی

مقالهٔ اصلی: خوشه ستاره‌ای کروی

در میانه دهه ۱۹۹۰ گروهی از مشاهدات مربوط به خوشه‌های ستاره‌ای کروی با نظریه مهبانگ سازگار نبود. شبیه‌سازی‌های رایانه‌ای که با مشاهدات جمعیت‌های ستاره خوشه‌های کروی سازگار بود نشان می‌داد که سن این خوشه‌ها نزدیک به ۱۵ میلیارد سال است که این موضوع با سن جهان که ۱۳٫۷۷ میلیارد سال است در تناقض بود. این مسئله در اواخر دهه ۱۹۹۰ تا حدودی حل شد. شبیه سازیهای رایانه‌ای جدید که تأثیرات کاهش جرم ناشی از بادهای ستاره‌ای را درنظر می‌گرفتند، سن این خوشه‌ها را بسیار جوانتر از آنچه پیشتر به دست آمده بود نشان می‌دادند.[۹۹] اینکه تا جه حد اندازه‌گیری سن خوشه‌ها دقیق باشد هنوز مورد سؤال است اما مشاهدات سن خوشه‌های ستاره‌ای کروی دیگر با نظریه مهبانگ تناقضی ندارند.

مشکلات نظریه مهبانگ

به طور عمومی سه مسئله مهم در ارتباط با نظریه مهبانگ مطرح است: مسئله افق، مسئله تخت بودن و مسئله تک قطبی مغناطیسی. معمول‌ترین پاسخ برای این پرسشها نظریه تورم کیهانی است؛ اما ازآنجا که خود پرسشهای جدیدی را مطرح می‌کند، پاسخهای دیگری مانند فرضیه خمش ویل (به انگلیسی: Weyl Curvature Hypothesis) نیز پیشنهاد شده است.[۱۰۰][۱۰۱]

مسئله افق

این مسئله نخستین بار در اواخر دهه۱۹۶۰ توسط چارلز میسنر مطرح شد و اشکالی را در مدل استاندارد کیهان شناسی مهبانگ نمایان ساخت. این مسئله بر این اصل استوار است که در نظریه‌های استاندارد فیزیکی هیچ اطلاعاتی نمی‌تواند باسرعتی بیشتر از سرعت نور منتقل شود (در این مبحث اطلاعات به معنی هرگونه برهم کنش فیزیکی است. مثلاً گرما از جای گرمتر به سردتر جریان می‌یابد و در فیزیک این جریان گرما را یک جور مبادله اطلاعات می‌خوانند). در نتیجه بین دو ناحیه که فاصله آنها بیشتر از ۱۳٫۷۷ میلیارد سال نوری باشد هیچ اطلاعاتی نمی‌تواند به اشتراک گذاشته شود زیرا با توجه به حداکثر سرعت اطلاعات و سن جهان هیچ اطلاعاتی زمان کافی برای انتقال از یک ناحیه به دیگری ندارد. به عبارت دیگر در جهانی با سن محدود حدی برای جداسازی دو ناحیه از فضا که با یکدیگر رابطه سببی دارندایجاد می‌کند.[۱۰۲] همسانگردی تابش زمینه کیهانی در این مورد مشکل زاست: اگر جهان در همه زمانها تا مرحله پراکندگی فعلی از تابش یا ماده تشکیل شده باشد، افق ذره در آن زمان می‌بایست متناظر با ۲ درجه در آسمان باشد و هیچ مکانیزمی برای اینکه نواحی گشسترده تر از این هم دما باشند وجود نداشته است.

نظریه تورم کیهانی پاسخی برای این ناسازگاری آشکار پیشنهاد می‌کند. در نخستین لحظات پس از مهبانگ (پیش از باریون زایی) یک میدان نرده‌ای (اسکالر) انرژی همسانگرد و همگن سراسر جهان را در بر می‌گیرد. در حین تورم، جهان دچار انبساطی نمایی می‌شود که در آن افق ذره با سرعتی بیش از آنچه پیشتر تصور می‌شد گسترش می‌یابد و بدین ترتیب نواحی که در جهان فعلی در دو انتهای مخالف هم قرار دارند نیز در افق ذره یکدیگر قرار می‌گیرند. همسانگردی مشاهده شده در تابش زمینه کیهانی نیز برآمده از این واقعیت است که این ناحیه بزرگتر پیش از شروع تورم کیهانی در ارتباط سببی بوده‌اند.

اصل عدم قطعیت هایزنبرگ پیش بینی می‌کند که در حین فاز تورمی نوسانات گرمایی کوانتومی وجود دارند که در مقیاس کیهان بزرگ می‌شوند. این نوسانات بذر تمام ساختارهای کنونی در جهان هستند. بنا بر نظریه تورمی، نوسانات نخستین تقریباً مستقل از مقیاس هستند و از توزیع نرمال پیروی می‌کنند که این واقعیت به دقت توسط اندازه گیریهای تابش زمینه کیهانی تأیید شده است.

مسئله تخت بودن جهان

شکل هندسی کلی جهان بسته به اینکه پارامتر امگای کیهان شناسی کوچتر، مساوی یا بزگتر از ۱ باشد متفاوت خواهد بود. در این شکل از بالا به پایین یک جهان کروی با خمش مثبت، جهان هایپربولیک با خمش منفی و جهان تخت با خمش صفر نمایش داده شده‌اند.

مسئله تخت بودن (یا مسئله پیری) به مشکلی مشاهداتی در مورد متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر اشاره می‌کند.[۱۰۲] این مشکل از آنجا بر می‌آید که برخی از شرایط اولیه جهان در نظریه مهبانگ روی مقادیر خاصی تنظیم شده است و انحراف جزئی از این مقادیر می‌توانسته عواقب بزرگی در تغییر ماهیت کنونی جهان داشته باشد. یکی از این پارمترهای اولیه که به نظر می‌رسد بر روی مقدار خاصی تنظیم شده است چگالی ماده و انرژی در جهان است. مقدار این پارامتر بر روی خمش فضا زمان تأثیر می‌گذارد. جهان بر اساس چگالی انرژی کل آن ممکن است خمش فضایی مثبت، منفی و یا صفر داشته باشد. اگر چگالی انرژی آن کمتر از چگالی بحرانی باشد خمش منفی، اگر بزرگتر باشد خمش مثبت و اگر برابر چگالی بحرانی باشد خمش صفر و فضا تخت خواهد بود. بر اساس مشاهدات تجربی چگالی کنونی جهان به مقدار بحرانی بسیار نزدیک است. با توجه به اینکه چگالی کل در طول زمان کیهانی به سرعت از مقدار بحرانی فاصله می‌گیرد[۱۰۳] در جهان اولیه می‌بایست چگالی حتی از این هم به مقدار بحرانی نزدیکتر باشد و اختلاف آن با مقدار بحرانی بیشتر از یک در ۱۰۶۲ نباشد. حتی در سن نسبتاً بالای چند دقیقه (زمان هسته زایی مهبانگ) اختلاف چگالی جهان با مقدار بحرانی می‌بایست در حدود یک در ۱۰۱۴ بوده باشد و در غیر این صورت جهان به شکل کنونی اش وجود نداشت.[notes ۳][۱۰۴] این واقعیت پرسشی را در ذهن کیهان شناسان ایجاد می‌کند که چرا چگالی اولیه جهان با دقت بالایی نزدیک به مقدار بحرانی بوده است. این مسئله نخستین بار در سال ۱۹۶۹ توسط رابرت دیک (به انگلیسی: Robert Dicke)، فیزیکدان آمریکایی، مطرح شد.

پاسخی که در بین کیهان شناسان از همه بیشتر مورد پذیرش قرارگرفته است باسخ نظریه تورم کیهانی است. در خلال دوره تورم کیهانی فضا زمان تا اندازه‌ای منبسط شده که خمش آن صاف شده است و در واقع تورم کیهانی سبب شده است که جهان تقریباً تخت شود و چگالی آن بسیار به مقدار بحرانی نزدیک شده است.

مسئله تک قطبی مغناطیسی

مسئله تک قطبی مغناطیسی در اوخر دهه ۱۹۷۰ مطرح شد. نظریه وحدت بزرگ نقایص توپولوژیکی را در فضا پیش بینی می‌کند که می‌تواند به صورت تک قطبی مغناطیسی تجلی یابد. این اشیاء ممکن بود به سادگی در جهان داغ اولیه بوجود آیند و باعث شوند چگالی بسیار بیشتر از آنجه با واقعیت مطابقت دارد باشند اما تا کنون جستجوها برای تک قطبی مغناطیسی بی‌نتیجه مانده است. این مسئله نیز با استفاده از نظریه تورم کیهانی این گونه پاسخ داده شده است که تورم کیهانی همانگونه که شکل جهان را تخت کرد همه نقایص توپولوژیکی را نیز برطرف نمود.[۱۰۵]

آینده جهان بنا بر نظریه مهبانگ

مقالهٔ اصلی: سرانجام کیهان

پیش از مشاهدات مربوط به وجود انرژی تاریک، کیهان شناسان دو سناریوی متفاوت برای آینده جهان متصور بودند. اگر چگالی جرم جهان بیشتر از مقدار بحرانی بود، جهان به اندازه بیشینه‌ای رسیده و شروع به فروپاشی می‌کرد. جهان چگالتر و داغ تر می‌شد تا سر انجام به وضعیتی مشابه وضعیتی که از آن شروع شده است برسد. به این فرایند مه‌رمب (به انگلیسی: Big Crunch) می‌گویند.[۱۰۶] در حالت دیگر اگر چگالی جهان با چگالی بحرانی برابر یا از آن کمتر بود انبساط کندتر شده اما هرگز متوقف نخواهد شد. با مصرف شدن تمام گازهای میان ستاره‌ای درون کهکشانها، زایش ستارگان متوقف می‌شود و ستاره‌ها کاملاً می‌سوزند و از خود کوتوله‌های سفید، ستاره‌های نوترونی و سیاهچاله به جای می‌گذارند. در روندی بسیار کند و تدریجی این اجسام با هم برخورد می‌کنند و سیاهجاله‌های بزرگتر و بزرگتری پدید می‌آید دمای متوسط جهان به سمت صفر مطلق میل خواهد کرد. چنانچه پروتون ناپایدار شود ماده باریونی ناپدید خواهد شد و تنها تابش و سیاهچاله باقی می‌ماند. در نهایت سیاه چاله‌ها نیز بر اثر انتشار تابش هاوکینگ تبخیر خواهند شد. انتروپی جهان تا نقطه‌ای افزایش خواهد یافت که هیچ شکل سازمان دیده‌ای از انرژی را نمی‌توان از آن استخراج کرد. این سناریو را مرگ گرمایی جهان می‌نامند.

مشاهدات مدرن شتابدار بودن انبساط جهان بیانگر آن است که بخشهای بیشتر و بیشتری از جهانی که هم اکنون قابل مشاهده است از افق رویداد ما فراتر می‌روند و ارتباط ما با آن بخشها قطع می‌شود. سرانجام نهایی نامعلوم است. مدل لامبدا سی دی ام (به انگلیسی: Lambda-CDM model(ΛCDM)) انرژی تاریک را به صورت یک ثابت کیهان شناسی در نظر می‌گیرد. این نظریه پیشنهاد می‌کند که تنها سامانه‌های گرانشی بسته مانند کهکشانها منسجم می‌مانند و در نهایت آنها نیز بر اثر انبساط و سرد شدن جهان دجار مرگ گرمایی می‌شوند. سایر نظریات مطرح شده برای انرژی تاریک، مانند نظریه انرژی‌های فانتومی پیش بینی می‌کنند که در نهایت خوشه‌های کهکشانی، سیاره‌ها، هسته و خود ماده بر اثر انبساط روزافزون، طی فرایندی که مه‌گسست نامیده می‌شود از هم گسیخته می‌شوند.[۱۰۷]

نظریه‌پردازی‌های فراتر از مهبانگ

این نگاره، نمایشی هنری از انبساط متریک فضاست که در آن فضا (که شامل قسمت‌های فرضی غیرقابل مشاهده جهان هم هست) را در هر لحظه از زمان را می‌توان با برشی قرصی از نمودار نمایش داد. توجه کنید که در سمت چپ شکل می‌توانید انبساط دراماتیک فضا در دوره تورمی را ببینید

اگرچه نظریه مه‌بانگ نظریه‌ای پذیرفته‌شده در دانش کیهان‌شناسی فیزیکی امروزی است، اما ایجاد تغییرات در آن در آینده نیز دور از ذهن نیست. دانش کمی دربارهٔ نخستین ثانیه عمر جهان در دسترس است. معادلات کلاسیک نسبیت عام، در مبدأ زمان کیهانی، وجود یک نقطه تکینگی گرانشی را پیش‌بینی می‌کنند، اگرچه که این پیش‌بینی بر پایه فرضیات متعددی بنا شده و معادلات آن حتی در زمانی پیش از آنکه جهان به دمای پلانک برسد نیز جواب نمی‌دهند. پیدایش یک نظریه گرانش کوانتومی ممکن است ثابت کند که این یک نقطه تکینگی نیست.[۱۰۸] اینکه چه‌چیزی ممکن است سبب به‌وجودآمدن این نقطه تکینگی شده و یا اینکه چگونه و چرا آغاز شده، هنوز نادانسته مانده‌است. اگرچه در شاخه کیهان‌زایی، گمانه‌زنی‌های متعددی در این زمینه صورت گرفته‌است. برخی از این گمانه‌زنی‌ها که همگی شامل فرضیه‌های آزموده‌نشده‌اند، عبارتند از:

  • مدلهایی که شامل شرط بدون مرز هارتل-هاوکینگ (به انگلیسی: Hartle-Hawking no-boundary condition) هستند که در آن کل فضا-زمان محدود است. مهبانگ نمایانگر حد زمان است اما نیازی به تکینگی نیست.[۱۰۹]
  • مدل مهبانگ شبکه‌ای (به انگلیسی: Lattice Big Bang model) بیان می‌کند که جهان در لحظه مهبانگ از شبکه‌ای نامحدود از فرمیونها تشکیل شده بوده است که تمامی دامنه بنیادی آغشته به آن بوده است و بنا براین تقارن چرخشی، انتقالی و پیمانه‌ای دارد. این تقارن بالاترین سطح تقارن ممکن است و در نتیجه پایین‌ترین انتروپی را به دنبال دارد.[۱۱۰]
  • مدلهای کیهان شناسی غشایی (به انگلیسی: Brane cosmology) که در آنها تورم کیهانی ناشی از جابجایی غشاها در نظریه ریسماناست؛ مدل پیش مهبانگ؛ مدل اکپیروتیک (به انگلیسی: ekpyrotic) که در آن مهبانگ ناشی از تصادم غشا هاست؛ و مدل چرخه‌ای (به انگلیسی: Cyclic model) که تغییر یافته مدل اکپیروتیک است که در آن تصادمها متناوباً تکرار می‌شوند. درمدل دوم پیش از مهبانگ یک مه رمب است و جهان بدون پایان از چرخه‌ای به چرخه دیگر می‌رود.[۱۱۱][۱۱۲][۱۱۳][۱۱۴]
  • تورم ابدی (به انگلیسی: Eternal Inflation) که در آن تورم جهانی به صورت محلی در اینجا و آنجا (برحسب تصادف) پایان می‌یابد؛ و هر نقطه پایانی به یک جهان حبابی تبدیل می‌شود که بر اثر بیگ بنگ خود منبسط می‌شود.[۱۱۵][۱۱۶]

پیشنهادهایی که در دو دسته آخر قرار می‌گیرند مهبانگ را یا به صورت رویدادی در یک جهان بزرگتر و کهن تر ویا در یک چندجهانی(به انگلیسی: Multiverse) می‌بینند.

تفسیرهای مذهبی و فلسفی مهبانگ

به عنوان نظریه‌ای در مورد پیدایش جهان، مهبانگ جهت گیریهای مذهبی و فلسفی بسیاری برانگیخته است.[۱۱۷][۱۱۸] مهبانگ به خودی خود یک نظریه علمی است و از این رو رد یا قبول آن بر پایه مشاهدات تجربی استوار است.[۱۱۹] اما از آنجا که به مبدأ جهان می‌پردازد از لحاظ خداشناسی نیز در ارتباط مفهوم «خلقت از هیچ» جالب توجه است.[۱۲۰][۱۲۱][۱۲۲] علاوه بر این بسیاری از خداشناسان و فیزیکدانان مهبانگ را به عنوان گواهی برای وجود خدا می‌دانند.[۱۲۳][۱۲۴] یکی از بحثهای پرطرفدار فلسفی در مورد وجود خدا که با نام بحث کیهان شناسی کلام (به انگلیسی: Kalām cosmological argument) مشهور است (نام Kalam برگرفته از علم کلام است) بر پایه مهبانگ استوار است.[۱۲۵][۱۲۶]

اسلام

بسیاری از مفسرین مسلمان بیان می‌کنند که در قرآن از مهبانگ یاد شده است.[۱۲۷][۱۲۸] به عنوان نمونه به آیه ۳۰ از سوره انبیاء اشاره شده است که ترجمه آن چنین است: «آیا کسانی که کفر ورزیدند ندانستند که آسمانها و زمین هر دو به هم پیوسته بودند و ما آن دو را از هم جدا ساختیم و هر چیز زنده‌ای را از آب پدید آوردیم. آیا ایمان نمی‌آورند؟»[۱۲۹][۱۳۰][۱۳۱]

مسیحیت

پاپ پیوس دوازدهم در نشست افتتاحیه آکادمی علوم پونتیفیکال در ۲۲ نوامبر ۱۹۵۱ اعلام کرد که نظریه مهبانگ با مفهوم خلفت در آیین کاتولیک نتاقضی ندارد[۱۳۲][۱۳۳] اما پیروان باور آفرینش‌گرایی زمین جوان که از تفسیر لغوی کتاب خلقت حمایت می‌کنند این نظریه را رد می‌کنند.

هندوئیسم

در میان پوراناهای هندو، جهان ابدی و بدون نقطه شروع زمان و به صورت چرخه‌ای توصیف شده است تا اینکه بر اثر مهبانگ به وجود آمده باشد.[۱۳۴][۱۳۵] اما دانشنامه هندوئیسم بیان می‌کند که نظریه مهبانگ به بشریت یادآوری می‌کند که همه چیز از برهمن سرچشمه گرفته است که از یک اتم سبکتر و از بزرگترین‌ها بزرگتر است.[۱۳۶] ناسادیا سوکتا (سرود آفرینش) در ریگ‌ودا (۱۲۹:۱۰) عنوان می‌کند که جهان از یک نقطه (بیندو) توسط گرما ایجاد شده است.[۱۳۷][۱۳۸]

جستارهای وابسته

منابع

  1. ↑ Horizons of Cosmology [افق کیهان‌شناسی] (به انگلیسی). Templeton Press. 2009. p. 208. {{cite book}}: |نام= missing |نام= (help)
  2. ↑ Big Bang: The Origin of the Universe [مه‌بانگ، سرآغاز گیتی] (به انگلیسی). Harper Perennial. 2005. p. 560. {{cite book}}: |نام= missing |نام= (help)
  3. ↑ Wollack, E. J. (10 December 2010). "Cosmology: The Study of the Universe" [کیهان‌شناسی: مطالعه گیتی]. Universe 101: Big Bang Theory (به انگلیسی). NASA. Retrieved 27 April 2011. بخش دوم در مورد آزمون‌های نظریه مه‌بانگ است که باعث می‌شود پذیرش آن به عنوان توصیف احتمالی گیتی شدنی به نظر برسد.
  4. ↑ ۴٫۰ ۴٫۱ ۴٫۲ "First Second of the Big Bang". How The Universe Works 3. 2014. Discovery Science.
  5. ↑ [[[دانشنامه بریتانیکا|Encyclopedia Britannica]] "Big-bang model"] [مدل مه بانگ] (به انگلیسی). Retrieved 11 February 2015. {{cite web}}: Check |پیوند= value (help); More than one of |نشانی= و |پیوند= specified (help)
  6. ↑ ۶٫۰ ۶٫۱ Wright, E. L. (9 May 2009). "What is the evidence for the Big Bang?". Frequently Asked Questions in Cosmology (به انگلیسی). UCLA, Division of Astronomy and Astrophysics. Retrieved 16 October 2009.
  7. ↑ «Planck reveals an almost perfect universe» [ماهواره پلانک از جهانی تقریباً کامل پرده برمی‌دارد]. Planck. ESA. ۲۰۱۳-۰۳-۲۱. دریافت‌شده در ۲۰۱۳-۰۳-۲۱.
  8. ↑ هوبرت ریوز و دیگران، منشاء عالم، حیات، انسان و زبان، جلال‌الدین رفیع‌فر، آگاه، ۱۳۷۹، ص ۲۱-۲۲
  9. ↑ Hawking, S.; Ellis, G. F. (1968). "The Cosmic Black-Body Radiation and the Existence of Singularities in our Universe". Astrophysical Journal, vol. 152, p.25 (به انگلیسی).
  10. ↑ Hawking, S.; Penrose, R. (27 January 1970). "The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology". Proceedings of the Royal Society A: Mathematical, Physical & Engineering Sciences (به انگلیسی). The Royal Society. 314 (1519): 529–548. Bibcode:1970RSPSA.314..529H. doi:10.1098/rspa.1970.0021. Retrieved 27 March 2015.
  11. ↑ Kragh, H. (1996). Cosmology and Controversy. Princeton University Press. p. 318. ISBN 0-691-02623-8.
  12. ↑ ۱۲٫۰ ۱۲٫۱ ۱۲٫۲ ۱۲٫۳ Peebles, P. J. E. and Ratra, Bharat (2003). "The cosmological constant and dark energy". Reviews of Modern Physics (به انگلیسی). 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559.{{cite journal}}: نگهداری یادکرد:نام‌های متعدد:فهرست نویسندگان (link) خطای یادکرد: برچسب <ref> نامعتبر؛ نام «peebles» چندین بار با محتوای متفاوت تعریف شده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  13. ↑ Gibson، C. H. (۲۰۰۱). «The First Turbulent Mixing and Combustion» (PDF). IUTAM Turbulent Mixing and Combustion.
  14. ↑ Gibson, C. H. (2001). "Turbulence And Mixing In The Early Universe". arXiv:astro-ph/0110012. {{cite arxiv}}: |class= ignored (help)
  15. ↑ Gibson, C. H. (2005). "The First Turbulent Combustion". arXiv:astro-ph/0501416. {{cite arxiv}}: |class= ignored (help)
  16. ↑ ۱۶٫۰ ۱۶٫۱ ۱۶٫۲ Staff (17 March 2014). "BICEP2 2014 Results Release". National Science Foundation. Retrieved 18 March 2014.{{cite web}}: نگهداری یادکرد:استفاده از پارامتر نویسندگان (link)
  17. ↑ ۱۷٫۰ ۱۷٫۱ ۱۷٫۲ Clavin, Whitney (17 March 2014). "NASA Technology Views Birth of the Universe". NASA. Retrieved 17 March 2014.
  18. ↑ ۱۸٫۰ ۱۸٫۱ ۱۸٫۲ Overbye, Dennis (17 March 2014). "Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang". The New York Times. Retrieved 17 March 2014.
  19. ↑ ۱۹٫۰ ۱۹٫۱ ۱۹٫۲ Overbye, Dennis (24 March 2014). "Ripples From the Big Bang". New York Times. Retrieved 24 March 2014.
  20. ↑ ۲۰٫۰ ۲۰٫۱ ۲۰٫۲ ۲۰٫۳ "A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae" [رابطه‌ای میان فاصله و سرعت شعاعی در میان سحابی‌های فراکهکشانی]. Proceedings of the National Academy of Sciences (به انگلیسی). 15 (3): 168–73. 1929. Bibcode:1929PNAS...15..168H. doi:10.1073/pnas.15.3.168. PMC 522427. PMID 16577160. {{cite journal}}: |نام= missing |نام= (help); Unknown parameter |نتام خانوادگی= ignored (help)
  21. ↑ Hawking, S.W (1973). The Large-Scale Structure of Space-Time (به انگلیسی). Cambridge University Press.
  22. ↑ Roos, M (2008). Astronomy and Astrophysics (به انگلیسی). EOLSS publishers.
  23. ↑ Drees, W.B (1990). Beyond the big bang: quantum cosmologies and God (به انگلیسی). Open Court Publishing. p. ۲۲۳–۲۲۴.
  24. ↑ Weinberg, S. (1993). The First Three Minutes: A Modern View Of The Origin Of The Universe [سه دقیقه نخست: دیدگاهی نو در مورد پیدایش گیتی] (به انگلیسی). Basic Books. p. [کدام صفحه؟]. ISBN 0–465–02437–8. {{cite book}}: Check |isbn= value: invalid character (help)
  25. ↑ ۲۵٫۰ ۲۵٫۱ Bennett, C.L; Larson, L; Weiland, J.L (December 20, 2012). "Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results" (به انگلیسی). {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (help); Unknown parameter |ماه= ignored (help)نگهداری یادکرد:تاریخ و سال (link) خطای یادکرد: برچسب <ref> نامعتبر؛ نام «arXiv-20121220» چندین بار با محتوای متفاوت تعریف شده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  26. ↑ Guth, A.H (1998). The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins (به انگلیسی). Vintage Books.
  27. ↑ Schewe, P (2005). "An Ocean of Quarks". Physics News Update (به انگلیسی). American Institute of Physics. ۷۲۸ (1=).
  28. ↑ Kolb and Turner (1988), chapter 6
  29. ↑ Kolb and Turner (1988), chapter 7
  30. ↑ Kolb and Turner (1988), chapter 4
  31. ↑ Peacock (1999), chapter 9
  32. ↑ Loeb, Abraham (October 2014). "The Habitable Epoch of the Early Universe". International Journal of Astrobiology. 13 (04): 337–339. doi:10.1017/S1473550414000196. Retrieved 15 December 2014.
  33. ↑ Loeb, Abraham (2 December 2013). "The Habitable Epoch of the Early Universe" (PDF). Arxiv. arXiv:1312.0613v3. Retrieved 15 December 2014.
  34. ↑ Dreifus, Claudia (2 December 2014). "Much-Discussed Views That Go Way Back - Avi Loeb Ponders the Early Universe, Nature and Life". New York Times. Retrieved 3 December 2014.
  35. ↑ Spergel, D. N.; et al. (2003). "First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters". Astrophysical Journal Supplement (به انگلیسی). 148 (1): 175–194. arXiv:astro-ph/0302209. Bibcode:2003ApJS..148..175S. doi:10.1086/377226. {{cite journal}}: |نام2= missing |نام2= (help); Explicit use of et al. in: |نام2= (help)
  36. ↑ ۳۶٫۰ ۳۶٫۱ ۳۶٫۲ Jarosik, N. "Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results" (PDF) (به انگلیسی). NASA. {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (help)
  37. ↑ Ivanchik, A.V; Potekhin, A.Y (1999). "The Fine-Structure Constant: A New Observational Limit on Its Cosmological Variation and Some Theoretical Consequences". Astronomy and Astrophysics (به انگلیسی): ۳۴۳: ۴۵۹. Bibcode:1999A&A...343..439I.
  38. ↑ Goodman, J. (1995). "Geocentrism Reexamined". Physical Review D (به انگلیسی). 52 (4): 1821. arXiv:astro-ph/9506068. Bibcode:1995PhRvD..52.1821G. doi:10.1103/PhysRevD.52.1821.
  39. ↑ d'Inverno, R (1992). Chapter 23. Introducing Einstein's Relativity (به انگلیسی). Oxford University Press.
  40. ↑ Kolb and Turner (1988), chapter 3
  41. ↑ «'Big bang' astronomer dies». BBC News. ۲۲ اوت ۲۰۰۱. بایگانی‌شده از روی نسخه اصلی در ۸ دسامبر ۲۰۰۸. دریافت‌شده در ۷ دسامبر ۲۰۰۸.
  42. ↑ Croswell، K. (۱۹۹۵). «Chapter ۹». The Alchemy of the Heavens. Random House.
  43. ↑ Mitton، S. (۲۰۰۵). Fred Hoyle: A Life in Science. Aurum Press. ص. ۱۲۷.
  44. ↑ Moskowitz، Clara (سپتامبر ۲۵, ۲۰۱۲). «Hubble Telescope Reveals Farthest View Into Universe Ever». Space.com. دریافت‌شده در سپتامبر ۲۶, ۲۰۱۲.
  45. ↑ Slipher, V.M (1913). "The Radial Velocity of the Andromeda Nebula". Lowell Observatory Bulletin (به انگلیسی). ۱: ۵۶–۵۷. Bibcode:1913LowOB...2...56S.
  46. ↑ Slipher, V.M (1915). "Spectrographic Observations of Nebulae". Popular Astronomy (به انگلیسی). ۲۳: ۲۱–۲۴. Bibcode:1915PA.....23Q..21S.
  47. ↑ ۴۷٫۰ ۴۷٫۱ Friedman، A.A. (۱۹۲۲). «Über die Krümmung des Raumes». Deutsche Physikalische Gesellschaft. ۱۰ (۱): ۳۷۷–۳۸۶. doi:10.1007/BF01332580. بیبکد:1922ZPhy...10..377F. (آلمانی)
    (ترجمه انگلیسی: Friedman, A. (1999). "On the Curvature of Space" [در باب خمش فضا]. General Relativity and Gravitation (به انگلیسی). ۳۱ (۱۲): ۱۹۹۱–۲۰۰۰. Bibcode:1999GReGr..31.1991F. doi:10.1023/A:1026751225741.)
  48. ↑ ۴۸٫۰ ۴۸٫۱ Lemaître، G. (۱۹۲۷). «Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques». Annals of the Scientific Society of Brussels. ۴۷A: ۴۱. (فرانسوی)
    (ترجمه انگلیسی: Lemaître (1931). "A Homogeneous Universe of Constant Mass and Growing Radius Accounting for the Radial Velocity of Extragalactic Nebulae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (به انگلیسی). ۹۱: ۴۸۳–۴۹۰. Bibcode:1931MNRAS..91..483L. {{cite journal}}: Unknown parameter |نام 1= ignored (help))
  49. ↑ Lemaître, G. (1931). "The Evolution of the Universe: Discussion". Nature (به انگلیسی). ۱۲۸ (۳۲۳۴): ۶۹۹–۷۰۱. Bibcode:1931Natur.128..704L. doi:10.1038/128704a0.
  50. ↑ Christianson, E. (1995). Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae (به انگلیسی). Farrar, Straus and Giroux. ISBN 0–374–14660–8. {{cite book}}: Check |isbn= value: invalid character (help)
  51. ↑ Kragh، H. (۱۹۹۶). Cosmology and Controversy. Princeton (NJ): Princeton University Press. شابک ۰–۶۹۱–۰۲۶۲۳–۸ مقدار |شابک= را بررسی کنید: invalid character (کمک).
  52. ↑ "People and Discoveries: Big Bang Theory". A Science Odyssey (به انگلیسی). PBS. Retrieved 9 March 2012.
  53. ↑ Eddington, A. (1931). "The End of the World: from the Standpoint of Mathematical Physics". Nature (به انگلیسی). ۱۲۷ (۳۲۰۳): ۴۴۷–۴۵۳. Bibcode:1931Natur.127..447E. doi:10.1038/127447a0.
  54. ↑ Appolloni, S. (17 June 2011). ""Repugnant", "Not Repugnant at All": How the Respective Epistemic Attitudes of Georges Lemaitre and Sir Arthur Eddington Influenced How Each Approached the Idea of a Beginning of the Universe". IBSU Scientific Journal (به انگلیسی). ۵ (۱): ۱۹–۴۴. ISSN ۲۲۳۳–۳۰۰۲. {{cite journal}}: Check |issn= value (help)
  55. ↑ Lemaître، G. (۱۹۳۱). «The Beginning of the World from the Point of View of Quantum Theory». Nature. ۱۲۷ (۳۲۱۰): ۷۰۶. doi:10.1038/127706b0. بیبکد:1931Natur.127..706L.
  56. ↑ Milne, E.A. (1935). Relativity, Gravitation and World Structure (به انگلیسی). Oxford University Press. LCCN ۳۵۱۹۰۹۳. {{cite book}}: Check |lccn= value (help)
  57. ↑ Tolman، R.C. (۱۹۳۴). Relativity, Thermodynamics, and Cosmology. Oxford University Press. LCCN ۳۴۳۲۰۲۳ مقدار |lccn= را بررسی کنید (کمک). شابک ۰–۴۸۶–۶۵۳۸۳–۸ مقدار |شابک= را بررسی کنید: invalid character (کمک).
  58. ↑ Zwicky, F. (1929). "On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space". Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America (به انگلیسی). ۱۵ (۱۰): ۷۷۳–۷۷۹. Bibcode:1929PNAS...15..773Z. doi:10.1073/pnas.15.10.773. PMC ۵۲۲۵۵۵. PMID ۱۶۵۷۷۲۳۷. {{cite journal}}: Check |pmc= value (help); Check |pmid= value (help)
  59. ↑ Hoyle, F. (1948). "A New Model for the Expanding Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (به انگلیسی). ۱۰۸: ۳۷۲. Bibcode:1948MNRAS.108..372H.
  60. ↑ Alpher, R.A.; Bethe, H.; Gamow, G. (1948). "The Origin of Chemical Elements". Physical Review (به انگلیسی). ۷۳ (۷): ۸۰۳. Bibcode:1948PhRv...73..803A. doi:10.1103/PhysRev.73.803.
  61. ↑ Alpher, R.A.; Herman, R. (1948). "Evolution of the Universe". Nature (به انگلیسی). ۱۶۲ (۴۱۲۴): ۷۷۴. Bibcode:1948Natur.162..774A. doi:10.1038/162774b0.
  62. ↑ Singh, S. (21 April 2007). "Big Bang". SimonSingh.net (به انگلیسی). Archived from the original on 30 June 2007. Retrieved 28 May 2007.
  63. ↑ ۶۳٫۰ ۶۳٫۱ Penzias, A.A.; Wilson, R.W. (1965). "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s". Astrophysical Journal (به انگلیسی). ۱۴۲: ۴۱۹. Bibcode:1965ApJ...142..419P. doi:۱۰٫۱۰۸۶/۱۴۸۳۰۷. {{cite journal}}: Check |doi= value (help)
  64. ↑ ۶۴٫۰ ۶۴٫۱ Boggess, N.W.; et al. (1992). "The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch". Astrophysical Journal (به انگلیسی). ۳۹۷: ۴۲۰. Bibcode:1992ApJ...397..420B. doi:۱۰٫۱۰۸۶/۱۷۱۷۹۷. {{cite journal}}: Check |doi= value (help); Unknown parameter |نام 8= ignored (help)
  65. ↑ ۶۵٫۰ ۶۵٫۱ Spergel, D.N.; et al. (2006). "Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology". Astrophysical Journal Supplement (به انگلیسی). ۱۷۰ (۲): ۳۷۷. arXiv:astro-ph/0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. doi:۱۰٫۱۰۸۶/۵۱۳۷۰۰. {{cite journal}}: Check |doi= value (help)
  66. ↑ Krauss, L. (2012). A Universe From Nothing: Why there is Something Rather than Nothing. Free Press. p. 118. ISBN 978-1-4516-2445-8.
  67. ↑ Gladders, M.D.; et al. (2007). "Cosmological Constraints from the Red-Sequence Cluster Survey". The Astrophysical Journal. ۶۵۵ (۱): ۱۲۸–۱۳۴. arXiv:astro-ph/0603588. Bibcode:2007ApJ...655..128G. doi:۱۰٫۱۰۸۶/۵۰۹۹۰۹. {{cite journal}}: Check |doi= value (help)
  68. ↑ The Four Pillars of the Standard Cosmology
  69. ↑ Sadoulet, B. "Direct Searches for Dark Matter". Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey. The National Academies. Retrieved 12 March 2012.
  70. ↑ Cahn, R. "For a Comprehensive Space-Based Dark Energy Mission". Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey. The National Academies. Retrieved 12 March 2012.
  71. ↑ Peacock (1999), chapter 3
  72. ↑ Srianand, R.; Petitjean, P.; Ledoux, C. (2000). "The microwave background temperature at the redshift of 2.33771". Nature. ۴۰۸ (۶۸۱۵): ۹۳۱–۹۳۵. arXiv:astro-ph/0012222. Bibcode:2000Natur.408..931S. doi:۱۰٫۱۰۳۸/۳۵۰۵۰۰۲۰. {{cite journal}}: Check |doi= value (help); Unknown parameter |laydate= ignored (help); Unknown parameter |laysource= ignored (help); Unknown parameter |laysummary= ignored (help)
  73. ↑ Gannon, Megan (December 21, 2012). "New 'Baby Picture' of Universe Unveiled". Space.com. Retrieved December 21, 2012.
  74. ↑ Wright, E.L. (2004). "Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy". In W. L. Freedman (ed.). Measuring and Modeling the Universe. Carnegie Observatories Astrophysics Series. انتشارات دانشگاه کمبریج. p. ۲۹۱. arXiv:astro-ph/0305591. ISBN 0-521-75576-X.
  75. ↑ White, M. (1999). "Anisotropies in the CMB". Proceedings of the Los Angeles Meeting, DPF 99. UCLA. arXiv:astro-ph/9903232. Bibcode:1999dpf..conf.....W. {{cite conference}}: Unknown parameter |booktitle= ignored (|book-title= suggested) (help)
  76. ↑ A. Melchiorri; et al. (1999). "A measurement of Omega from the North American test flight of BOOMERANG". Astrophys Journal. Institute of Physics (536). Retrieved 2015-05-15. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |author= (help)
  77. ↑ P. de Bernardis; et al. (2000). "A Flat Universe from High-Resolution Maps of the Cosmic Microwave Background Radiation". Nature. Nature Publishing Group. 404: 955–959. arXiv:astro-ph/0004404. doi:10.1038/35010035. {{cite journal}}: |access-date= requires |url= (help); Explicit use of et al. in: |author2= (help)
  78. ↑ A. D. Miller; et al. (1999). "A Measurement of the Angular Power Spectrum of the Cosmic Microwave Background from l = 100 to 400". The Astrophysical Journal Letters. 524 (1). arXiv:astro-ph/9906421. Bibcode:1999ApJ...524L...1M. doi:10.1086/312293. {{cite journal}}: Explicit use of et al. in: |author2= (help)
  79. ↑ ۷۹٫۰ ۷۹٫۱ Kolb and Turner (1988), chapter 4
  80. ↑ Steigman, G. (2005). "Primordial Nucleosynthesis: Successes And Challenges". International Journal of Modern Physics E [Nuclear Physics]. ۱۵: ۱–۳۶. arXiv:astro-ph/0511534. Bibcode:2006IJMPE..15....1S. doi:10.1142/S0218301306004028.
  81. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Ryden2003 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  82. ↑ Bertschinger, E. (2001). "Cosmological Perturbation Theory and Structure Formation". arXiv:astro-ph/0101009. {{cite arxiv}}: |class= ignored (help)
  83. ↑ Bertschinger, E. (1998). "Simulations of Structure Formation in the Universe". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. ۳۶ (۱): ۵۹۹–۶۵۴. Bibcode:1998ARA&A..36..599B. doi:10.1146/annurev.astro.36.1.599.
  84. ↑ Fumagalli, M.; O'Meara, J. M.; Prochaska, J. X. (2011). "Detection of Pristine Gas Two Billion Years After the Big Bang". Science. 334 (6060): 1245–9. arXiv:1111.2334. Bibcode:2011Sci...334.1245F. doi:10.1126/science.1213581. PMID 22075722.
  85. ↑ "Astronomers Find Clouds of Primordial Gas from the Early Universe, Just Moments After Big Bang". Science Daily. 10 November 2011. Retrieved 13 November 2011.
  86. ↑ Perley, D. (21 February 2005). "Determination of the Universe's Age, to". University of California Berkeley, Astronomy Department. Retrieved 27 January 2012.
  87. ↑ Srianand, R.; Noterdaeme, P.; Ledoux, C.; Petitjean, P. (2008). "First detection of CO in a high-redshift damped Lyman-α system". Astronomy and Astrophysics. 482 (3): L39. Bibcode:2008A&A...482L..39S. doi:10.1051/0004-6361:200809727.
  88. ↑ Avgoustidis, A.; Luzzi, G.; Martins, C. J. A. P.; Monteiro, A. M. R. V. L. (2011). "Constraints on the CMB temperature-redshift dependence from SZ and distance measurements". arXiv:1112.1862v1 [astro-ph.CO].
  89. ↑ Belusevic, R. (2008). Relativity, Astrophysics and Cosmology. Wiley-VCH. p. 16. ISBN 3-527-40764-2.
  90. ↑ Overbye, Dennis (19 June 2014). "Astronomers Hedge on Big Bang Detection Claim". New York Times. Retrieved 20 June 2014.
  91. ↑ Amos, Jonathan (19 June 2014). "Cosmic inflation: Confidence lowered for Big Bang signal". BBC News. Retrieved 20 June 2014.
  92. ↑ Ade, P.A.R. (BICEP2 Collaboration); et al. (19 June 2014). "Detection of B-Mode Polarization at Degree Angular Scales by BICEP2". Physical Review Letters. 112: 241101. arXiv:1403.3985. Bibcode:2014PhRvL.112x1101A. doi:10.1103/PhysRevLett.112.241101. PMID 24996078.
  93. ↑ Planck Collaboration Team (19 September 2014). "Planck intermediate results. XXX. The angular power spectrum of polarized dust emission at intermediate and high Galactic latitudes". ArXiv. arXiv:1409.5738. Bibcode:2014arXiv1409.5738P. Retrieved 22 September 2014.
  94. ↑ Overbye, Dennis (22 September 2014). "Study Confirms Criticism of Big Bang Finding". New York Times. Retrieved 22 September 2014.
  95. ↑ Kolb and Turner, chapter 6
  96. ↑ Sakharov, A.D. (1967). "Violation of CP Invariance, C Asymmetry and Baryon Asymmetry of the Universe". Zhurnal Eksperimental'noi i Teoreticheskoi Fiziki, Pisma. ۵: ۳۲. (روسی)
    (Translated in Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters 5, 24 (1967).)
  97. ↑ Keel, B. "Dark Matter". Retrieved 28 May 2007.
  98. ↑ Yao, W.M.; et al. (2006). "Review of Particle Physics: Dark Matter" (PDF). Journal of Physics G. ۳۳ (۱): ۱–۱۲۳۲. arXiv:astro-ph/0601168. Bibcode:2006JPhG...33....1Y. doi:۱۰٫۱۰۸۸/۰۹۵۴–۳۸۹۹/۳۳/۱/۰۰۱. {{cite journal}}: Check |doi= value (help)
  99. ↑ Navabi, A.A.; Riazi, N. (2003). "Is the Age Problem Resolved?". Journal of Astrophysics and Astronomy. ۲۴ (۱–۲): ۳. Bibcode:2003JApA...24....3N. doi:10.1007/BF03012187.
  100. ↑ Penrose, R. (1979). "Singularities and Time-Asymmetry". In Hawking, S.W. (ed); Israel, W. (ed) (ed.). General Relativity: An Einstein Centenary Survey. Cambridge University Press. pp. ۵۸۱–۶۳۸. {{cite conference}}: |editor= has generic name (help); Unknown parameter |booktitle= ignored (|book-title= suggested) (help)نگهداری یادکرد:نام‌های متعدد:فهرست ویراستاران (link)
  101. ↑ Penrose, R. (1989). "Difficulties with Inflationary Cosmology". In Fergus, E.J. (ed) (ed.). Proceedings of the 14th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics. New York Academy of Sciences. pp. ۲۴۹–۲۶۴. doi:10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x. {{cite conference}}: |editor= has generic name (help); Unknown parameter |booktitle= ignored (|book-title= suggested) (help)
  102. ↑ ۱۰۲٫۰ ۱۰۲٫۱ Kolb and Turner (1988), chapter 8
  103. ↑ Peacock, J. A. (1998). Cosmological Physics. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978–0–521–42270–3. {{cite book}}: Check |isbn= value: invalid character (help)
  104. ↑ Dicke, R.H.; Peebles, P.J.E. "The big bang cosmology—enigmas and nostrums". In Hawking, S.W. (ed); Israel, W. (ed) (ed.). General Relativity: an Einstein centenary survey. انتشارات دانشگاه کمبریج. pp. ۵۰۴–۵۱۷. {{cite conference}}: |editor= has generic name (help); Unknown parameter |booktitle= ignored (|book-title= suggested) (help)نگهداری یادکرد:نام‌های متعدد:فهرست ویراستاران (link)
  105. ↑ Kolb and Turner, chapter 8
  106. ↑ Kolb and Turner, 1988, chapter 3
  107. ↑ Caldwell, R.R; Kamionkowski, M.; Weinberg, N. N. (2003). "Phantom Energy and Cosmic Doomsday". Physical Review Letters. ۹۱ (۷): ۰۷۱۳۰۱. arXiv:astro-ph/0302506. Bibcode:2003PhRvL..91g1301C. doi:10.1103/PhysRevLett.91.071301. PMID ۱۲۹۳۵۰۰۴. {{cite journal}}: Check |pmid= value (help)
  108. ↑ Hawking, S.W.; Ellis, G.F.R. (1973). The Large Scale Structure of Space-Time. Cambridge (UK): Cambridge University Press. ISBN 0–521–09906–4. {{cite book}}: Check |isbn= value: invalid character (help)
  109. ↑ Hartle, J.H.; Hawking, S. (1983). "Wave Function of the Universe". Physical Review D. ۲۸ (۱۲): ۲۹۶۰. Bibcode:1983PhRvD..28.2960H. doi:10.1103/PhysRevD.28.2960.
  110. ↑ Bird, Paul (2011). "Determining the Big Bang State Vector" (PDF).
  111. ↑ Langlois, D. (2002). "Brane Cosmology: An Introduction". Progress of Theoretical Physics Supplement. ۱۴۸: ۱۸۱–۲۱۲. arXiv:hep-th/0209261. Bibcode:2002PThPS.148..181L. doi:10.1143/PTPS.148.181.
  112. ↑ Linde, A. (2002). "Inflationary Theory versus Ekpyrotic/Cyclic Scenario". arXiv:hep-th/0205259. {{cite arxiv}}: |class= ignored (help)
  113. ↑ Than, K. (2006). "Recycled Universe: Theory Could Solve Cosmic Mystery". Space.com. Retrieved 3 July 2007.
  114. ↑ Kennedy, B.K. (2007). "What Happened Before the Big Bang?". Archived from the original on 4 July 2007. Retrieved 3 July 2007.
  115. ↑ Linde, A. (1986). "Eternal Chaotic Inflation". Modern Physics Letters A. ۱ (۲): ۸۱. Bibcode:1986MPLA....1...81L. doi:10.1142/S0217732386000129.
  116. ↑ Linde, A. (1986). "Eternally Existing Self-Reproducing Chaotic Inflationary Universe". Physics Letters B. ۱۷۵ (۴): ۳۹۵–۴۰۰. Bibcode:1986PhLB..175..395L. doi:۱۰٫۱۰۱۶/۰۳۷۰–۲۶۹۳(۸۶)۹۰۶۱۱–۸. {{cite journal}}: Check |doi= value (help)
  117. ↑ Harris, J.F. (2002). Analytic philosophy of religion. Springer. p. ۱۲۸. ISBN 978–1–4020–0530–5. {{cite book}}: Check |isbn= value: invalid character (help)
  118. ↑ Frame, T. (2009). Losing my religion. UNSW Press. pp. ۱۳۷–۱۴۱. ISBN 978–1–921410–19–2. {{cite book}}: Check |isbn= value: invalid character (help)
  119. ↑ Kragh, Helge (1996). Cosmology and Controversy. Princeton University Press. p. [کدام صفحه؟]. ISBN 0-691-00546-X.
  120. ↑ George F R Ellis (۲۰۰۷–۰۸–۰۸). "Issues in the philosophy of cosmology". Philosophy of Physics: ۱۱۸۳–۱۲۸۵. doi:10.1016/B978-044451560-5/50014-2. {{cite journal}}: Check date values in: |date= (help)
  121. ↑ Alexander, Vilenkin (۱۹۸۲–۱۱–۰۴). "Creation of universes from nothing". Physics Letters B. ۱۱۷ (۱–۲): ۲۵–۲۸. doi:۱۰٫۱۰۱۶/۰۳۷۰–۲۶۹۳(۸۲)۹۰۸۶۶–۸. ISSN ۰۳۷۰–۲۶۹۳. Retrieved 2012–02–28. {{cite journal}}: Check |doi= value (help); Check |issn= value (help); Check date values in: |accessdate= و |date= (help)
  122. ↑ Manson, N.A. (1993). God and Design: The Teleological Argument and Modern Science. Routledge. ISBN 978–0–415–26344–3. The Big Bang theory strikes many people as having theological implications, as shown by those who do not welcome those implications. {{cite book}}: Check |isbn= value: invalid character (help)
  123. ↑ Harris, J.F. (2002). Analytic Philosophy of Religion. Springer Press. ISBN 978–1–4020–0530–5. Both theists and physicists have seen the big bang theory as leaving open such an opportunity for a theistic explanation. {{cite book}}: Check |isbn= value: invalid character (help)
  124. ↑ Eric J. Lerner. The Big Bang Never Happened: A Startling Refutation of the Dominant Theory of the Origin of the Universe. Vintage Books. Retrieved 16 March 2012. From theologians to physicists to novelists, it is widely believed that the Big Bang theory supports Christian concepts of a creator. In February of 1989, for example, the front-page article of the New York Times Book Review argued that scientists argued that scientists and novelists were returning to God, in large part through the influence of the Big Bang.
  125. ↑ James Franklin Harris (2002). Analytic Philosophy of Feligion. Springer Science+Business Media. THE KALAM COSMOLOGICAL ARGUMENT Perhaps the best known and most clearly formulated version of the cosmological argument that incorporates the fundamental concepts of big bang theory is found in the work of William Lane Craig.
  126. ↑ McGrath, A.E. (2011). Science and Religion. John Wiley & Sons. ISBN 978–1–4443–5808–7. It will be clear that this type of argument relates directly to modern cosmological research, particularly the "big bang" theory of the origins of the cosmos. This is also true of the kalam version of the cosmological argument, to which we now turn. {{cite book}}: Check |isbn= value: invalid character (help)
  127. ↑ Diane Morgan (2010). Essential Islam: a comprehensive guide to belief and practice. ABC-CLIO. Although the Quran is not intended to be a textbook on physics, many Muslim commentators search through it for passages that seem to parallel findings made by modern science, in an effort to show the timeless wisdom of the book. Some of these parallels are said to include references to the Big Bang, antimatter, rotating stars, radioactive fusion, tectonic plates, and the ozone layer.
  128. ↑ Helaine Selin, ed. (1997). Encyclopædia of the history of science, technology, and medicine in non-western cultures. Springer Press. Subjects ranging from relativity, quantum mechanics, and the big bang theory to the entire field of embryology and much of modern geology have been discovered in the Qur'an.
  129. ↑ Islam in Malawi week 1998. University of Malawi. 2000. "Do you know what the Quran says about the BIG BANG THEORY? The Quran says: Do not the unbelievers see that the Heavens and the earth were joined together (as one unit of creation) before we clove them asunder? Holy Quran 21:30.
  130. ↑ quran.com Surat Al-'Anbyā' 21:30 سورة الأنبیاء
  131. ↑ tanzil.net [۱]
  132. ↑ Ferris, T. (1988). Coming of age in the Milky Way. Morrow. pp. ۲۷۴, ۴۳۸. ISBN 978–0–688–05889–0. {{cite book}}: Check |isbn= value: invalid character (help), citing Berger, A. (1984). The Big bang and Georges Lemaître: proceedings of a symposium in honour of G. Lemaître fifty years after his initiation of big-bang cosmology, Louvainla-Neuve, Belgium, 10–13 October 1983. D. Reidel. p. ۳۸۷. ISBN 978–90–277–1848–8. {{cite book}}: Check |isbn= value: invalid character (help)
  133. ↑ پیوس دوازدهم (۱۹۵۱–۱۱–۰۲). "Ai soci della Pontificia Accademia delle Scienze, 22 novembre 1951 - Pio XII, Discorsi" (به ایتالیایی). Tipografia Poliglotta Vaticana. Retrieved 2012–02–23. {{cite web}}: Check date values in: |accessdate= و |date= (help)
  134. ↑ Sushil Mittal, G. R. Thursby (2004). The Hindu World. Psychology Press. In the Vedic cosmogonies, the question of what caused the primordial desire does not arise; like the Big Bang of modern cosmology, the primal impulse is beyond all time and causation, so it makes no sense to ask what preceded it or what caused it. However, in the Hindu cosmology which we find in the Puranas and other non-Vedic Sanskrit texts, time has no absolute beginning; it is infinite and cyclic and so is kama.
  135. ↑ John R. Hinnells (2010). The Routledge companion to the study of religion. Taylor & Francis. There are also other cosmological models of the universe besides the Big bang model, including eternal universe theories - views more in keeping with Hindu cosmologies than with traditional theistic concepts of the cosmos.
  136. ↑ Sunil Sehgal (1999). Encyclopædia of Hinduism: T-Z, Volume 5. Sarup & Sons. The theory is known as the 'Big Bang theory' and it reminds us of the Hindu idea that everything came from the Brahman which is "subtler than the atom, greater than the greatest" (Kathopanishad-2-20).
  137. ↑ Kenneth, Kramer (1986), World scriptures: an introduction to comparative religions, p. 34, ISBN 978-0-8091-2781-8
  138. ↑ Swami Ranganathananda (1991). Human Being in Depth: A Scientific Approach to Religion. SUNY Press. p. ۲۱. ISBN 0–7914–0679–2. {{cite book}}: Check |isbn= value: invalid character (help)

== یادداشت‌ها ==

  1. ↑ هیچ اجماعی در مورد اینکه طول زمان مرحله مه بانگ چقدر است وجود ندارد. برای برخی از نویسنده‌ها این زمان تنها شامل لحظه اولیه می‌شود و برای برخی شامل کل تاریخ جهان. معمولاً حداقل چند دقیقه اول (که طی آن هلیم تشکیل می‌شود) را جز مه بانگ می‌دانند.[۲۴] (see also هسته‌زایی مهبانگ)
  2. ↑ جزئیات بیشتر در مورد آزمونهای نسبیت عام را در نوشتار آزمونهای نسبیت عام بیینید
  3. ↑ انرژی تاریکی که در شکل یک ثابت کیهانی در نظر گرفته شود قطعاً جهان را به سوی وضعیت تخت می‌راند اما جهان ما میلیاردها سال پیش از اینکه چگالی انرژی تاریک قابل توجه باشد نیز در حالت تخت باقی‌مانده است.

پیوند به بیرون

مطالعه بیشتر

برگرفته از «https://fa.wikipedia.org/w/index.php?title=مه‌بانگ&oldid=15786819»