گیتی: تفاوت میان نسخه‌ها

ویرایش پیوندها
از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
نمایش تاریخچه به صورت تعاملی
→ تفاوت قدیمی‌ترتفاوت جدیدتر ←
محتوای حذف‌شده محتوای افزوده‌شده
دیداریویکی‌متن
خط ۱۹۰: خط ۱۹۰:
{{اصلی|انرژی تاریک}}
{{اصلی|انرژی تاریک}}


دلیل شتاب گرفتن انبساط گیتی همچنان در هاله‌ای از ابهام قرار دارد. اغلب دلیل آن را به وجود شکل ناشناخته‌ای از انرژی به نام انرژی تاریک نسبت می‌دهند که پنداشته می‌شود در سراسر فضا نفوذ کرده‌است.<ref>Peebles, P. J. E. & Ratra, Bharat (2003). "The cosmological constant and dark energy". ''Reviews of Modern Physics''. '''75''' (2): 559–606. [[آرکایو (بایگانی نوشتارهای علمی)|arXiv]]:[https://arxiv.org/abs/astro-ph/0207347 astro-ph/0207347]. [[بیبکد|Bibcode]]:[[bibcode:2003RvMP...75..559P|2003RvMP...75..559P]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1103/RevModPhys.75.559|10.1103/RevModPhys.75.559]].</ref> اگر از دیدگاه [[هم‌ارزی جرم و انرژی]] به موضوع نگاه کنیم، چگالی انرژی تاریک (<sup>۳۰−</sup>۱۰×۷~ گرم بر سانتیمتر مکعب) بسیار کمتر از چگالی ماده معمولی یا ماده تاریک موجود در کهکشانهاست. اما امروزه در دوره انرژی تاریک جرم-انرژی گیتی را در تسلط خود دارد زیرا در پهنه فضا به شکل یکنواختی گسترده‌است.<ref>Paul J. Steinhardt, Neil Turok (2006). "Why the cosmological constant is small and positive". ''Science''. '''312''' (5777): 1180–1183. [[آرکایو (بایگانی نوشتارهای علمی)|arXiv]]:[https://arxiv.org/abs/astro-ph/0605173 astro-ph/0605173]. [[بیبکد|Bibcode]]:[[bibcode:2006Sci...312.1180S|2006Sci...312.1180S]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1126/science.1126231|10.1126/science.1126231]].</ref><ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Astro/dareng.html|عنوان=Dark Energy|ناشر=hyperphysics.phy-astr.gsu.edu|بازبینی=2016-12-11|archiveurl=https://web.archive.org/web/20130527105518/http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/HBASE/astro/dareng.html|archivedate=۲۷ مه ۲۰۱۳|dead-url=yes}}</ref>
دلیل شتاب گرفتن انبساط گیتی همچنان در هاله‌ای از ابهام قرار دارد. اغلب دلیل آن را به وجود شکل ناشناخته‌ای از انرژی به نام انرژی تاریک نسبت می‌دهند که پنداشته می‌شود در سراسر فضا نفوذ کرده‌است.<ref name="peebles(a)">{{یادکرد ژورنال|نویسنده۱=Peebles, P.J.E. |نویسنده۲=Ratra, Bharat |عنوان=The cosmological constant and dark energy|سال=2003|ژورنال=Reviews of Modern Physics|arxiv=astro-ph/0207347|دوره=75|شماره=2|صفحات=559–606|doi = 10.1103/RevModPhys.75.559|bibcode=2003RvMP...75..559P| }}</ref> اگر از دیدگاه [[هم‌ارزی جرم و انرژی]] به موضوع نگاه کنیم، چگالی انرژی تاریک (<sup>۳۰−</sup>۱۰×۷~ گرم بر سانتیمتر مکعب) بسیار کمتر از چگالی ماده معمولی یا ماده تاریک موجود در کهکشانهاست. اما امروزه در دوره انرژی تاریک جرم-انرژی گیتی را در تسلط خود دارد زیرا در پهنه فضا به شکل یکنواختی گسترده‌است.<ref>Paul J. Steinhardt, Neil Turok (2006). "Why the cosmological constant is small and positive". ''Science''. '''312''' (5777): 1180–1183. [[آرکایو (بایگانی نوشتارهای علمی)|arXiv]]:[https://arxiv.org/abs/astro-ph/0605173 astro-ph/0605173]. [[بیبکد|Bibcode]]:[[bibcode:2006Sci...312.1180S|2006Sci...312.1180S]]. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.1126/science.1126231|10.1126/science.1126231]].</ref><ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/Astro/dareng.html|عنوان=Dark Energy|ناشر=hyperphysics.phy-astr.gsu.edu|بازبینی=2016-12-11|archiveurl=https://web.archive.org/web/20130527105518/http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/HBASE/astro/dareng.html|archivedate=۲۷ مه ۲۰۱۳|dead-url=yes}}</ref>


دو شکل پیشنهاد شده برای انرژی تاریک عبارتند از [[ثابت کیهان‌شناسی|ثابت کیهانی]]، یک چگالی انرژی ثابت که به شکل همگن فضا را پرکرده‌است<ref>[[شان کارول|Carroll, Sean]] (2001). [http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/index.html "The cosmological constant"] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20061013042057/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/index.html |date=۱۳ اکتبر ۲۰۰۶}}. ''Living Reviews in Relativity''. '''4'''. [[Digital object identifier|doi]]:[[doi:10.12942/lrr-2001-1|10.12942/lrr-2001-1]]. Retrieved 2016-11-12.</ref> و [[نظریه میدان اسکالر|میدان‌های اسکالر]] مانند اثیر یا [[مدولی]] کمیتهای دینامیکی هستند که چگالی انرژی آن‌ها در فضا و زمان متغیر است. ثابت کیهانی را می‌توان به گونه‌ای فرمول‌بندی کرد که با [[انرژی خلاء]] هم‌ارز باشد. میدان‌های اسکالری که میزان ناهمگنی ناچیزی دارند به سختی از یک ثابت کیهانی قابل تمایزند.
دو شکل پیشنهاد شده برای انرژی تاریک عبارتند از [[ثابت کیهان‌شناسی|ثابت کیهانی]]، یک چگالی انرژی ثابت که به شکل همگن فضا را پرکرده‌است<ref name="carroll">{{یادکرد ژورنال|نویسنده=Carroll, Sean |سال=2001 |پیوند=http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/index.html |عنوان=The cosmological constant |ژورنال=Living Reviews in Relativity |دوره=4 |شماره=1 |صفحه=1 |تاریخ بازبینی=September 28, 2006 |doi=10.12942/lrr-2001-1 |pmid=28179856 |pmc=5256042 |aپیوند بایگانی=https://web.archive.org/web/20061013042057/http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2001-1/index.html |تاریخ بایگانی=October 13, 2006 |arxiv = astro-ph/0004075 |bibcode = 2001LRR.....4....1C |پیوند نویسنده=شان کارول }}</ref> و [[نظریه میدان اسکالر|میدان‌های اسکالر]] مانند اثیر یا [[مدولی]] کمیتهای دینامیکی هستند که چگالی انرژی آن‌ها در فضا و زمان متغیر است. ثابت کیهانی را می‌توان به گونه‌ای فرمول‌بندی کرد که با [[انرژی خلاء]] هم‌ارز باشد. میدان‌های اسکالری که میزان ناهمگنی ناچیزی دارند به سختی از یک ثابت کیهانی قابل تمایزند.


=== ماده تاریک ===
=== ماده تاریک ===

نسخهٔ ‏۲۱ ژوئن ۲۰۲۱، ساعت ۰۰:۰۵

جهان
تصویر زمینه فراژرف هابل، برخی از دورترین کهکشان‌هایی را نمایش می‌دهد که با فناوری‌های امروزی قابل دیدن هستند. هر یک از میلیاردها ستاره تشکیل شده‌اند. این تصویر بخش بسیار کوچکی از آسمان (اندازهٔ ظاهری آن ۱٫۷۹ برابر ماه کامل) را نشان می‌دهد. [۱]
سن۰٫۰۲۱ ± ۱۳٫۷۹۹ میلیارد سال[۲]
قطرناشناخته[۳] قطر جهان قابل مشاهده: ۸٫۸×۱۰۲۶ m (۲۸.۵ Gpc or ۹۳ Gly) [۴]
جرم (ماده معمولی)حداقل ۱۰۵۳ کیلوگرم[۵]
چگالی متوسط۹.۹ x ۱۰−۳۰ g/cm۳ [۶]
دمای متوسط۲/۷۲۵۴۸ کلوین (-۲۷۰/۴ °C یا -۴۵۴/۸ °F) [۷]
محتویات اصلیماده معمولی (باریونی) (۴٫۹٪)
ماده تاریک (۲۶٫۸٪)
انرژی تاریک (۶۸٫۳٪) [۸]
شکلتخت با حاشیه خطای ۰/۴٪ [۹]

گیتی عبارت است از کل فضا و زمان[الف] و محتویات آنها,[۱۰] که شامل سیارات، ستارگان، کهکشان‌ها و همه اشکال دیگر ماده و انرژی می‌شود. نظریه مه‌بانگ پذیرفته‌شده‌ترین توصیف کیهان‌شناختی از تکامل جهان است. بنا بر تخمین‌های این نظریه، فضا و زمان با هم در حدود ۱۳٫۷۹۹±۰٫۰۲۱ میلیارد سال سال قبل پدید آمدند،[۲] و از آن زمان جهان پیوسته در حال انبساط بوده‌است. اگر چه اندازه فضایی کل جهان هنوز ناشناخته‌است،[۳] معادله تورم کیهانی نشان می‌دهد که قطر آن باید حداقل ۲۳ تریلیون سال نوری باشد،[۱۱] و می‌توان اندازه جهان قابل مشاهده را به‌دست‌آورد که در حال حاضر تقریبا ۹۳ میلیارد سال نوری است.

نخستین مدل‌های کیهان‌شناسی که توسط یونانیان باستان و فیلسوفان هندی پدید آمدند، زمین-مرکز بودند و زمین را مرکز جهان می‌دانستند.[۱۲][۱۳] با گذشت قرنها، مشاهدات نجومی دقیق‌تر به نیکلاس کوپرنیک کمک کرد تا مدل خورشید-مرکزی را بر پایهٔ مرکزیت خورشید در منظومهٔ خورشیدی ارائه دهد. سر ایزاک نیوتن با بهره‌گیری از کارهای کوپرنیک و همچنین مشاهدات تیکو براهه و قوانین گردش سیارات کپلر، قانون جهانی گرانش را معرفی نمود.

با پیشرفت‌های بعدی که در مشاهدات حاصل شد، مشخص شد که خورشید تنها یکی از صدها میلیارد ستاره موجود در کهکشان راه شیری است که تنها یکی از چند صد میلیارد کهکشان‌ موجود در جهان است. بسیاری از ستاره‌ها در کهکشان سیاره دارند. در مقیاس بزرگ کهکشان‌ها به شکل یکنواختی توزیع شده‌اند و در همهٔ جهت‌ها یکسان هستند در نتیجه جهان گوشه یا مرکز ندارد. در مقیاس‌هاس کوچکتر کهکشانها در خوشه‌ها و ابرخوشه‌های کهکشانی پراکنده شده‌اند که رشته‌کهکشان‌ها و نواحی پوچ را در فضا تشکیل می‌دهند.[۱۴] کشفهایی که در اوایل قرن بیستم رخ داد، نشان دادند که جهان آغازی داشته‌است و ازآن زمان فضا در حال انبساط[۱۵] با نرخی رو به افزایش[۱۶]بوده‌است.

طبق نظریهٔ مه‌بانگ، چگالی ماده و انرژی موجود اولیه با انبساط جهان کاهش یافت پس از یک دوره انبساط بسیار سریع که در حدود −۳۲۱۰ ثانیه طول کشید و دوره تورمی نامیده می‌شود و جدایی نیروهای بنیادی چهارگانه از یکدیگر، جهان به تدریج سرد شد و انبساط آن نیز ادامه یافت و امکان پیدایش ذرات زیراتمی و اتم‌های ساده فراهم شد. ماده تاریک به تدریج جمع شد و تحت تاثیر اثر گرانش آن رشته‌کهکشان ها و نواحی پوچ شکل گرفتند. ابرهای غول‌پیکر هیدروژن و هلیم به تدریج به جاهایی که ماده تاریک در آن چگالی بالاتری داشت کشیده شدند و نخستین ستاره‌ها، کهکشانها و هرآنچه امروز دیده می‌شود را بوجود آوردند.

از مطالعه حرکت کهکشانها کشف شد که باید ماده بسیار بیشتری از آنچه در اجسام مرئی (ستاره‌ها، سحابی‌ها و گازهای میان‌ستاره‌ای) دیده می‌شود، در جهان موجود باشد. این ماده نامرئی به نام ماده تاریک شناخته می‌شود. [۱۷] (دلیل تاریک نامیدن این نوع ماده آن است که شواهد غیر مستقیم زیادی بر وجود آن دلالت دارند اما هرگز مستقیما دیده نشده). مدل لامبدا-سی‌دی‌ام که پذیرفته‌شده‌ترین مدل جهان است، پیشنهاد می ‌دهد که در حدود۱/۲٪ ± ۶۹/۲٪ از جرم و امرژی موجود در جهان، یک ثابت کیهان‌شناسی است که مسئول انبساط جهان است و حدود ۱/۱٪ ± ۲۵/۸٪ نیز ماده تاریک است.[۱۸] در نتیجه ماده معمولی (باریونی) تنها ۰/۱٪ ± ۴/۸۴٪ از جهان فیزیکی است.[۱۸] ستاره‌ها، سیارات، و ابرهای گازی قابل مشاهده تنها در حدود ۶٪ ماده عادی (باریونی) را تشکیل می‌دهند.[۱۹]

فرضیه‌های رقیب متعددی در مورد سرانجام جهان و آنچه قبل از مه‌بانگ بوده است مطرح شده‌اند اما سایر فیزیکدانان و فلاسفه از گمانه‌زنی در این مورد خودداری می‌کنند، زیرا تردید دارند که وضعیتهای ماقبل مه‌بانگ هرگز در دسترس دانش بشری قرار گیرند. برخی فیزیکدانان فرضیات چندجهانی مختلفی ارائه داده‌اند که در آنها جهان ما به عنوان یکی از چندین جهان مشابه موجود، در نظر گرفته می شود. [۳] [۲۰][۲۱]

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

تعریف

زمینه فراژرف هابل

تعریف جهان فیزیکی عبارت است از کل فضا و زمان(فضازمان) و محتویات آنها.[۱۰]این محتویات شامل کل انرژی در اشکال مختلف آن مثل تابش الکترومغناطیسی و ماده؛ و بنابراین کل سیارات، اقمار، ستارگان و کهکشانها و محتویات فضای میان‌کهکشانی می‌شود.[۲۲][۲۳][۲۴] جهان همچنین شامل قوانین فیزیکی است که روی انرژی و ماده تاثیر می ‌گذارند؛ مانند قوانین پایستگی، مکانیک کلاسیک و نسبیت.[۲۵]

جهان اغلب به عنوان «تمامیت وجود»، یا هرچیزی که وجود دارد، هرآنچه وجود داشته‌است و هرآنچه به‌وجود خواهد آمد؛ تعریف می‌شود.[۲۵] به نظر برخی از فلاسفه و دانشمندان، حتی ایده‌ها مثل ریاضیات و منطق را نیز باید جزئی از تعریف جهان دانست.[۲۷][۲۸][۲۹] واژه جهان همچنین ممکن است اشاره به مفاهیم دیگری همچون کیهان، دنیا و طبیعت به کار رود. [۳۰][۳۱]

ریشه‌شناسی

همچنین ببینید: کیهان، طبیعت، جهان، و کره‌های آسمانی

واژگان Kāheykeŝān، جهان و کیهان همگی ریشهٔ مشترکی دارند و از شکل کهن بن مضارع «زی» (به‌معنی زیستن) که به‌شکل «گی/جی» استفاده می‌شد، ساخته شده‌اند. بن مضارع «گی/جی» به‌معنی زیستن در ساخت واژگانی چون «جیوه»، «گیتی»، «جهان» و «کیهان (گیهان)» به‌کار رفته‌است.[نیازمند منبع]

معادل انگلیسی واژهٔ جهان، Universe است که خود برگرفته از واژهٔ کهن فرانسوی univers است کهآن نیز به نوبه خود در واژهٔ لاتینِ universum ریشه دارد.[۳۲] این واژه لاتین توسط سیسرون و بعدها توسط نویسندگان لاتین دیگر در معانی کم‌وبیش یکسانی با معنی امروزی آن در زبان به کار رفته‌است.[۳۳]

مترادف‌ها

یکی از واژگان رایج برای جهان در میان یونانیان باستان، از زمان فیثاغورث به بعد، واژهٔ τὸ πᾶν ( توپان، به معنی همه) بود که به عنوان کل ماده و فضا تعریف می‌شد و همچنین τὸ ὅλον (تو هولون به معنی همه چیزها) که الزاما شامل فضاهای خالی نمی‌شد. [۳۴][۳۵] واژه مترادف دیگر نیز ὁ κόσμος (هو کوسموس به معنی دنیا یا کیهان) بود. [۳۶] مترادف‌هایی برای آن در زبان لاتین نیز وجود دارد(totum, mundus, natura)[۳۷] و به زبان‌های امروزی نیز راه یافته‌اند، به عنوان مثال واژگان آلمانی Das All ,Weltal و Natur برای جهان استفاده می‌شوند. همان مترادف‌ها را در زبان انگلیسی نیز می‌توان یافت:واژه everything (مثلاeverything)، cosmos (مثلا cosmology)، world (مثلاً many-worlds interpretation) و nature (مثلا natural law یا natural philosophy).[۳۸]

گاه‌شماری و مه‌بانگ

مقالهٔ اصلی: گاه‌شمار مهبانگ

مدل علمیِ پذیرفته‌شده برای توصیف تکامل جهان، نظریه مه‌بانگ نام دارد.[۳۹][۴۰] بر اساس مدل مه‌بانگ، در نخستین لحظات، جهان در حالت بسیار داغ و فشرده‌ای بود و سپس منبسط و سرد شد. این مدل بر پایه نظریه نسبیت عام اینشتین بنا شده و بر پیش‌فرضهایی همچون همگن و همسانگرد بودن فضا متکی است. نسخه‌ای از این مدل که با نام لامبدا-سی‌دی‌ام شناخته می‌شود، بر مبنای یک ثابت کیهانی لامبدا و ماده تاریک سرد (CDM) ساخته‌شده و ساده‌ترین مدلی است که می‌تواند مشاهدات متعددی در جهان را به خوبی توضیح دهد. مدل مه‌بانگ قادر است برای مشاهداتی همچون تابش زمینه کیهانی، رابطه میان فاصله و میزان انتقال به سرخ کهکشان‌ها و فراوانی اتم‌های هیدروژن نسبت به هلیم، توضیح ارائه دهد. دراین شکل تاریخ جهان به تصویر کشیده‌شده‌است. در این نمودار جهت زمان از چپ به راست است و یکی از ابعاد فضا نادیده گرفته‌شده‌است، بنابراین جهان را در هر مقطع دلخواهی از زمان می‌توان با یک برش قرصی از این نمودار نمایش داد.

وضعیت داغ و فشرده اولیه جهان، دوره پلانک نامیده می‌شود؛ دوره کوتاهی از زمان ۰ تا یک واحد زمان پلانک که تقریباً معادل ۴۳-۱۰ ثانیه است . در طی دوره پلانک همه انواع ماده و انرژی در فضایی بسیار کوچک فشرده شده بودند و قدرت نیروی گرانش -که اکنون با اختلاف زیادی ضعیف‌ترین نیرو از بین نیروهای چهارگانه است- به اندازه نیروهای بنیادی دیگر بود و احتمالاً نیروهای بنیادی به صورت یک نیروی واحد به هم‌پیوسته بوده‌اند. از دوره پلانک به بعد، جهان پیوسته در حال انبساط بوده‌ است تا به مقیاس کنونی خود رسیده و احتمالاً دوره بسیار کوتاهی از انبساط بسیار سریع (تورم کیهانی) را نیز پشت‌سر گذاشته‌است که در ۳۲-۱۰ ثانیه نخست رخ داده است.[۴۱] انبساط جهان از انبساط‌‌هایی که در اطراف خود مشاهده می‌کنیم کاملا متفاوت است. اشیا در فضا جابجایی فیزیکی نداشتند بلکه خود متریکی که فضا را تعریف می‌کند، در حال تغییر است. اگرچه اشیایی که در این فضازمان قرار دارند نمی‌توانند با سرعتی بیشتر از سرعت نور حرکت کنند، اما متریکی که بر فضازمان حکمرانی می کند، خود از این محدودیت مستثنی است. دوره تورمی نخستین توضیح می‌دهد که چرا فضا تخت است و بسیار بزرگتر از آن است که نور بتواند از آغاز جهان تا کنون، کل آن را طی کند.

در نخستین لحظات وجود جهان، چهار نیروی بنیادی از هم جدا شدند. با ادامه سرد شدن جهان، در دوره‌های کوتاهی به نامهای دوره کوارک و دوره هادرون و دوره لپتون چند نوع از ذرات زیراتمی امکان تشکیل شدن پیدا کردند. پشت سر گذاشتن تمام این مراحل روی‌هم‌رفته کمتر از ۱۰ ثانیه پس از پیدایش جهان طول کشید. این عناصر بنیادی ترکیبهای پایداری با یکدیگر تشکیل دادند و پروتون‌ها و نوترون‌های پایداری بوجود آمدند و بعدها در واکنش‌های هسته‌ای، هسته‌های اتمهای بزرگتر هم بوجود آمدند. این فرایند، هسته‌زایی مه‌بانگ نام دارد که در حدود ۱۷ دقیقه طول کشید و تقریبا ۲۰ دقیقه پس از مه‌بانگ خاتمه یافت. بنابراین تنها سریع‌ترین و ساده‌ترین واکنش‌ها رخ دادند. تقریبا ۲۵٪ پروتون‌ها و همه نوترون‌های جهان به هلیم همراه با اندکی دوتریم (شکلی از هیدروژن) و لیتیم تبدیل شدند. تمام عناصر دیگر در مقادیر بسیار کوچکی بوجود آمدند. بقیه ۷۵٪ پروتون‌ها دست نخورده به شکل هسته هیدروژن باقی ماندند.

پس از پایان هسته‌زایی جهان وارد دوره فوتون شد.ر این دوره جهان برای تشکیل اتمهای خنثی بیش از حد داغ بود و ماده موجود در جهان عمدتاً یک پلاسمای داغ چگال متشکل از الکترون‌های با بار منفی، نوترینوهای خنثی و هسته‌های با بار مثبت بود.پس از ۳۷۷ هزار سال، جهان به اندازه کافی سرد شد تا الکترون‌ها و هسته‌ها نخستین اتم‌های پایدار را تشکیل دهند. این دوره به دلایل تاریخی به نام دوره بازترکیبی شناخته می‌شود اما در حقیقت الکترونها و هسته ها برای نخستین بار ترکیب می‌شدند. برخلاف پلاسما، اتمهای خنثی نسبت به بسیاری از طول موجهای نور شفاف هستند، و به همین دلیل برای نخستین بار جهان شفاف شد. فوتونهایی که در هنگام تشکیل اتمها آزاد (واجفتیده) شدند را هنوز می توان در تابش زمینه کیهانی (CMB) دید.

با انبساط جهان چگالی انرژی تابش الکترومغناطیسی سریع تر از چگالی ماده کاهش می‌یابد زیرا انرژی یک فوتون با افزایش طول موج کاهش می‌یابد. پس از حدود ۴۷ هزار سال چگالی انرژی ماده بیشتر از فوتون‌ها و نوترینوها شد و نقش بیشتری در رفتار جهان در مقیاس‌های بزرگتر پیدا کرد. بدین ترتیب دوران برتری تابش به پابان رسید و دوران برتری ماده آغاز شد.

در نخستین لحظات جهان، نوسانات بسیار کوچک در چگالی جهان باعث تمرکز ماده تاریک شد که به تدریج شکل می‌گرفت. ماده معمولی بر اثر گرانش به آن نزدیک شد و در نهایت ابرهای غول‌پیکر گازی و ستاره‌ها و کهکشانها در مکانهایی که ماده تاریک در آنجا چگال‌تر بود بوجود آمدند؛ و فضاهای پوچ هم در نقاطی که چگالی ماده تاریک کمتر بود بوجود آمدند. پس از ۱۰۰ تا ۳۰۰ میلیون سال نخستین ستاره‌ها که با نام ستارگان جمعیت سوم شناخته می‌شوندِ بوجود آمدند. این ستاره‌ها احتمالا بسیار بزرگ، نورانی، غیر فلزی بودند و عمر کوتاهی داشتند. این ستاره‌ها سبب بازیونیده‌شدن تدریجی جهان در طی ۲۰۰-۵۰۰ میلیون تا ۱ میلیارد سال شدند و از طریق هسته‌زایی ستاره‌ای منبع پیدایش عناصر سنگین‌تر از هلیم شدند.[۴۲] در جهان نوعی انرژی اسرارآمیز - احتمالا یک میدان نرده‌ای به نام انرژی تاریک نیز وجود داردکه چگالی آن در گذر زمان تغییر نمی‌کند. پس از ۹.۸ میالیارد سال جهان به اندازه‌ای منبسط شده‌بود که چگالی ماده از چگالی انرژی تاریک کمتر شد و شروع دوران برتری انرژی تاریک بود که هنوز ادامه دارد.[۴۳] در این دوران انبساط جهان به دلیل انرژی تاریک شتابدار است.

ویژگی‌های فیزیکی

مقاله‌های اصلی: جهان قابل مشاهده، سن جهان، و انبساط جهان

از بین چهار نیروی بنیادی، گرانش است که در فواصل در مقیاس ‌های نجومی غالب است، زیرا تاثیر گرانش تجمعی است؛ بر عکس بارهای مثبت و منفی که یکدیگر را خنثی می‌کنند و باعث می‌شوند که تاثیر الکترومغناطیس در فواصل نجومی ناچیز باشد. دو نیروی دیگر یعنی هسته‌ای قوی و هسته‌ای ضعیف، تاثیرشان با افزایش مسافت به شدت کاهش می‌یابد و تاثیرات آنها محدود به فواصل با مقیاس‌های زیراتمی است.

به نظر می‌رسد که مقدار ماده موجود در جهان بسیار بیشتر از مقدار ضدماده موجود است؛ عدم تقارنی که احتمالاً به پدیده نقض سی‌پی مرتبط است.[۴۴] این عدم تعادل بین ماده و ضدماده، مسبب وجود کل ماده‌ای است که امروز در جهان وجود است؛زیرا اگر ذرات ماده و ضدماده به تعداد مساوی در مه‌بانگ تولید می‌شدند، می‌بایست یکدیگر را به طور کامل نابود می‌کردند و در نتیجه برهم‌کنش آنها تنها فوتون باقی می‌ماند.[۴۵][۴۶] همچنین به نظر می‌رسد که اندازه تکانه و تکانه زاویه‌ای خالص جهان صفر است که اگر جهان را متناهی بدانیم، این با قوانین پذیرفته شده فیزیک سازگار است. این قوانین، قانون گاوس و ناواگرایی شبه‌تانسور ضربه-انرژی-تکانه هستند. [۴۷]

تصویری از جایگاه زمین در جهان

اندازه و نواحی

مقاله‌های اصلی: کیهان‌شناسی مشاهده‌ای و جهان قابل مشاهده
سیگنال‌های تلویزیونی منتشر شده از زمین هرگز به گوشه‌های این تصویر نمی‌رسند

طبق نظریه نسبیت عام، از آنجا که جهان در حال انبساط است و سرعت نور نیز محدود است؛ نواحی دوردست فضا ممکن است در طول عمر جهان هرگز برهم‌کنشی با ما نداشته باشند. مثلا امواج رادیویی که از زمین فرستاده می‌شوند ممکن است هرگز به برخی نواحی در فضا نرسند، حتی اگر جهان همیشه وجود داشته باشد: فضا ممکن است با سرعتی بیشتر از سرعت پیمایش نور، منبسط شود.[۴۸]

ناحیه فضایی که قابل رویت با تلسکوپ باشد، جهان قابل مشاهده نامیده می‌شو که به مکان ناظر بستگی دارد.فاصله ویژه - یعنی فاصله‌ای که در زمان مشخص مثلاً زمان حال، اندازه‌گیری شود و مربوط به آن زمان است - میان زمین و لبه جهان قابل مشاهده در حدود ۴۶ میلیارد سال نوری [۴۹](۱۴ میلیارد پارسک)[۵۰] است، پس قطر جهان قابل مشاهده در حدود ۹۳ میلیارد سال نوری است.[۴۹] مسافت پیموده‌شده توسط که نوری که از لبه جهان قابل مشاهده می‌آید، تقریبا برابر است با سن جهان ضرب در سرعت نور؛ ۱۳٫۸ میلیارد سال نوری (۴٫۲ میلیارد پارسک). البته این عدد را نمی‌توان به عنوان فاصله در هر زمانی شمار آورد، زیرا لبه‌های جهان قابل مشاهده و زمین از آن زمان تا کنون دورتر شده‌اند.[۵۱]برای درک میزان بزرگی جهان قابل مشاهده، در نظر بگیرید که قطر یک کهکشان معمولی در حدود ۳۰٬۰۰۰ سال نوری (۹/۱۹۸ کیلو پارسک) است و فاصلهٔ دو کهکشان همسایه به‌طور معمول در حدود ۳ میلیون سال نوری (۹۱۹/۸ کیلو پارسک) است.[۵۲] به عنوان مثال، قطر کهکشان راه شیری تقریباً بین ۱۰۰٬۰۰۰ تا ۱۸۰٬۰۰۰سال نوری است، [۵۳][۵۴]و نزدیکترین کهکشان خواهر آن، کهکشان زن برزنجیر است، که تقریباً ۲٫۵ میلیون سال نوری از آن فاصله دارد[۵۵]

از آنجا که شانس دیدن فضای فراتر از جهان قابل مشاهده را نداریم، نمی‌توان مشخص نمود که اندازه جهان متناهی یا نامتناهی است.[۳][۵۶][۵۷] تخمین‌ها پیشنهاد می‌دهند که که اگر کل جهان نیز متناهی باشد باید اندازه آن در حدود ۲۵۰ برابر جهان قابل مشاهده باشد.[۵۸] برخی دیگر این تخمین را زیر سوال برده[۵۹] و اندازه کل جهان به فرض متناهی بودن آن را در حد مگاپارسک می‌دانند.[۶۰][ب]

انبساط و سن

مقاله‌های اصلی: سن جهان و انبساط جهان

اخترشناسان با تکیه بر این فرض که مدل لامبدا-سی‌دی‌ام توصیف دقیقی از تکامل جهان از حالت داغ و چگال اولیه تا وضعیت کنونی آن است، سن جهان را با اندازه‌گیری پارامترهای کیهان‌شناسی مدل، محاسبه کنند. این مدل از لحاظ نظری به خوبی فهمیده شده‌است و با مشاهدات اخترشناسی بسیار دقیق انجام‌شده توسط دبلیومپ و پلانک همخوانی دارد. از جمله مشاهداتی که با این مدل تطابق دارند می‌توان به ناهمسانگردی تابش ریزموج زمینه کیهانی، رابطه میان روشنایی و انتقال به سرخ در ابرنواخترهای نوع Ia اشاره نمود. مشاهدات دیگری مانند ثابت هابل، فراوانی خوشه‌های کهکشانی، همگرایی گرانشی ضعیف نیز به طور عمومی با این مدل سازگار هستند اما در حال حاضر با دقت پایینتری اندازه‌گیری شده‌اند. با این پیش‌فرض که مدل لامبدا-سی‌دی‌ام درست باشد، با اندازه‌گیری پارامترها توسط تکنیک‌ها و آزمایش‌های متعدد، تا سال ۲۰۱۵ دقیقترین رقم به دست آمده برای سن کنونی جهان ۰٫۰۲۱ ± ۱۳٫۷۹۹ میلیارد سال است.[۲]

جهان و محتویات آن در گذر زمان تکامل یافته‌اند؛ مثلاً جمعیت نسبی اختروش‌ها و کهکشان‌ها تغییر کرده[۶۱] و خود فضا نیز منبسط شده‌است. این انبساط می‌تواند پاسخی برای این پرسش باشد که چرا دانشمندان روی زمین می‌توانند نور کهکشانی را که ۳۰ میلیارد سال نوری با آن‌ها فاصله دارد، ببینند؛ در حالیکه نور حداکثر در حدود ۱۳ میلیارد سال (به‌اندازهٔ سن جهان) برای انتشار و رسیدن به آن‌ها زمان داشته‌است. پاسخ این پرسش این است که خود فضای بین زمین و کهکشان مزبور منبسط شده و آن‌ها را از هم دور کرده‌است. انبساط فضا همچنین با این مشاهدهٔ تجربی همخوانی دارد که نور دریافتی از کهکشان‌های دور دچار پدیدهٔ انتقال به سرخ می‌گردد؛ از آنجا که جهان در انبساط است و این کهکشان‌ها در حال دور شدن از ما هستند، طول موج فوتون‌های منتشر شده از این منبع نور متحرک در طول سفر خود کشیده شده و افزایش می‌یابد و بسامد کاهش می‌یابد. بر پایه مطالعات انجام شده بر روی ابرنواختر نوع Ia و داده‌های دیگر، سرعت انبساط در حال افزایش است.[۶۲][۶۳]

اخترشناسان ستاره‌هایی در کهکشان راه شیری کشف کرده‌اند که تقریبا ۱۳.۶ میلیارد سال عمر دارند.


هر چه میزان ماده در جهان بیشتر باشد، میزان جاذبه گرانشی دوطرفه میان مواد نیز بیشتر خواهد بود. اگر جهان خیلی چگال بود ممکن بود که دوباره منقبض شده و به یک نقطه تکینگی گرانشی رمبش کند. اگر میزان ماده موجود در جهان خیلی کم می‌بود نیز، خود-گرانشی آنقدر ضعیف می‌شد که امکان شکل‌گیری ساختارهای نجومی مانند کهکشانها و سیارات و سامانه‌های سیاره‌ای به‌وجود نمی‌آمد. از زمان مه‌بانگ جهان به شکل یکنوایی منبسط شده‌است. شاید عجیب نباشد که چگالی جرم-انرژی در جهان ما دقیقاً به اندازه کافی یعنی تقریباً ۵ پروتون در متر مکعب است که باعث شده جهان بتواند در ۱۳٫۸ میلیارد سال گذشته انبساط یابد و به شکل کنونی برسد.[۶۴]

نیروهای پویایی روی ذرات جهان تاثیر می‌گذارند که می‌توانند روی نرخ انبساط جهان نیز تاثیر بگذارند. قبل از ۱۹۹۸، انتظار می‌رفت که نرخ انبساط به دلیل تاثیر نیروهای گرانشی در جهان، در حال کاهش باشد. در نتیجه یک کمیت قابل مشاهده دیگر به نام نرخ کند شدن در جهان وجود دارد که بیشتر کیهان‌شناسان انتظار داشتند مقدار آن مثبت باشد و با چگالی ماده در جهان مرتبط باشد. در سال ۱۹۹۸ دو گروه مختلف مقداری منفی برای این پارامتر (در حدود ۰/۵۵-) اندازه‌گیری نمودند که به این معناست که فاکتور مقیاس کیهانی در ۵-۶ میلیارد سال اخیر همیشه مثبت بوده‌است. [۱۶][۶۵]این شتاب البته به این معنی نیست که حتما پارامتر هابل درحال حاضر در حال افزایش باشد.

فضازمان

مقاله‌های اصلی: فضازمان و خط جهانی

فضازمان‌ ظرفی‌است که همه رویدادهای فیزیکی در آن رخ می‌دهند. رویدادها عناصر پایه‌ای فضازمان هستند. در هر فضازمانی یک رویداد عبارت است از یک موقعیت مکانی منحصربه‌فرد در یک موقعیت زمانی منحصربه‌فرد. فضازمان مجموع همه رویدادهای آن است، (همان‌طور که یک خط مجموع همه نقاط تشکیل‌دهنده آن است) و می‌توان آن را به شکل یک خمینه نمایش داد.[۶۶]

رویدادهایی همچون ماده وانرژی فضازمان را خم می‌کنند. از آن سو فضازمان خمیده نیز سبب می‌شود که ماده و انرژی به شکل خاصی رفتار کنند. بنابراین تمرکز روی یکی بدون در نظرگرفتن دیگری، سودی ندارد.[۱۵]

به نظر می‌رسد که جهان یک فضازمان پیوسته و هموار است که سه بعد فضایی و یک بعد زمانی دارد(بنابراین هر رویداد در فضازمان جهان فیزیکی را می توان با مجموعه‌ای از ۴ مختصات (x, y, z, t) مشخص نمود). به‌طور میانگین، شکل فضا بر طبق مشاهدات بسیار نزدیک به تخت است (انحنای نزدیک به صفر)؛ یعنی هندسه اقلیدسی با دقت بالایی در بیشتر نقاط جهان صادق است.[۶۷] همچنین به نظر می‌رسد که توپولوژی جهان، حداقل در مقیاس جهان قابل مشاهده، یک توپولوژی همبند ساده قابل مقایسه با کره است. هرچند که مشاهدات کنونی نمی‌تواند این احتمال را نیز رد کند که جهان ممکن است ابعاد بیشتری داشته باشد (چنانکه در نظریه ریسمان نیز پیشنهاد شده) و توپولوژی سراسری فضازمان آن نیز ممکن است همبند چندگانه باشد؛ مانند توپولوژی‌های استوانه‌ای و چنبره‌ای در فضاهای دوبعدی.[۶۸][۶۹] معمولا فضازمان جهان با دیدگاه اقلیدسی تفسیر می‌شود که فضا شامل سه بعد و زمان شامل بعد دیگری است به بعد چهارم از آن یاد می‌شود.[۷۰] با ترکیب فضا و زمان در یک خمینه به نام فضای مینکوفسکی، فیزیکدانان بسیاری از نظریه‌های فیزیکی را ساده‌تر کرده‌ و همچنین توصیف یکنواخت‌تری برای پدیده‌ها در هر دو مقیاس فراکهکشانی و زیراتمی را ارائه داده‌اند.

رویدادهای فضازمان را نمی‌توان به صورت مطلق از نظر فضایی و زمانی تعریف نمود، بلکه به حرکت ناظر بستگی دارند.فضای مینکوفسکی تقریبی از جهان بدون گرانش است و خمینه‌های شبه‌ریمانی نسبیت عام فضازمان با ماده و گرانش را توصیف می‌کنند.

شکل

مقالهٔ اصلی: شکل جهان
سه حالت ممکن برای شکل جهان با توجه به مقدار پارامتر چگالی (Ω)

نظریه نسبیت عام چگونگی خمیده شدن فضازمان توسط ماده و انرژی را توصیف می‌کند. توپولوژی یا هندسه جهان، شامل هندسه محلی در جهان قابل مشاهده و همچنین هندسه سراسری می‌شود. کیهان‌شناسان اغلب با یک برش شبه‌فضا از فضازمان کار می‌کنند که مختصات همراه نامیده می‌شود. آن بخش از فضازمان که قابل‌مشاهده است، یک مخروط نوری در جهت گذشته‌است که حدود افق کیهان‌شناسی را مشخص می‌کند. افق کیهان‌شناختی (که با نامهای افق ذره و افق نور نیز شناخته می‌شود) حداکثر فاصله‌ای از ناظر است که ذرات با توجه به سن کنونی جهان برای پیمودن آن و رسیدن به ناظر زمان کافی داشته‌اند. این افق نمایانگر مرز بین جهان قابل مشاهده و نواحی غیرقابل مشاهده جهان است.[۷۱][۷۲] وجود، ویژگی‌ها و اهمیت افق کیهان‌شناسی به مدل کیهان‌شناسی بستگی دارد.

پارامتر مهمی که تعیین‌کننده آینده تکامل جهان است، پارامتر چگالی(Ω) نام دارد که به صورت چگالی متوسط ماده جهان تقسیم بر مقدار بحرانی این چگالی تعریف می‌شود. بسته به اینکه Ω برابر، کوچک‌تر یا بزرگ‌تر از ۱ باشد، شکل جهان به ترتیب تخت، باز و بسته خوانده می‌شود.[۷۳]

بر طبق مشاهدات به دست‌آمده از منابعی همچون کاوشگر زمینه کیهان (COBE)، کاوشگر ناهمسان‌گرد ریزموجی ویلکینسون (WMAP) و نقشه‌های ماهواره پلانک از تابش زمینه کیهانی، به نظر می‌رسد که جهان از نظر اندازه نامتناهی است اما طول عمری متناهی دارد که توسط مدل‌های فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر (FLRW) نیز توصیف شده‌بود.[۷۴][۶۸][۷۵][۷۶]به همین دلیل این مدل‌های FLRW با مدل‌های تورمی و مدل استاندارد کیهان‌شناسی که جهان را تخت، همگن و در تسلط ماده تاریک و انرژی تاریک توصیف می‌کنند، همخوانی دارند.[۷۷][۷۸]

امکان حیات

ممکن است جهان تنظیم‌شده باشد. فرضیه جهان تنظیم‌شده پیشنهاد می‌دهد که شرایطی که مقدمات پیدایش حیات قابل مشاهده در جهان را فراهم می‌سازد، تنها برای بازه بسیار کوچکی از مقادیر ممکن ثابتهای بنیادی فیزیک امکانپذیر است؛ یعنی اگر مقادیر ثابتهای فیزیکی حتی اندکی از مقادیر کنونی آن متفاوت بودند، احتمالا اصلا ماده و متعاقب آن ساختارهای نجومی و حیات بوجود نمی‌آمد.[۷۹] این فرضیه موضوع بحث فلاسفه، دانشمندان، خداشناسان و پیروان آفرینش‌گرایی است.

ترکیب

همچنین ببینید: شکل‌گیری و تکامل کهکشان‌ها، خوشه کهکشانی، و خوشه کهکشانی
شکل‌گیری خوشه‌ها و رشته‌کهکشانهای عظیم در مدل ماده تاریک سرد با در نظرگرفتن انرژی تاریک. فریم‌ها تکامل ساختار را در یک جعبه به ابعاد ۴۳ میلیون پارسک (یا ۱۴۰ میلیون سال نوری) از انتقال به سرخ ۳۰ تا دوره کنونی را نمایش می‌دهند. (z=۳۰ در بالا سمت چپ و z=۰ در پایین سمت راست)

جهان تقریباً به‌طور کامل از انرژی تاریک، ماده تاریک و ماده معمولی تشکیل شده‌است. سایر محتویات آن تابش الکترومغناطیسی (که میزان آن از ۰٫۰۰۵٪ تا ۰٫۰۱٪ تخمین زده می‌شود) و ضدماده است.[۸۰][۸۱][۸۲]

نسبت مقادیر مختلف همه اشکال ماده و انرژی موجود در جهان در طول زمان تغییر کرده‌است.[۸۳] در دو میلیارد سال گذشته مقدار کل تابش الکترومغناطیسی تولید شده در گیتی به نصف کاهش یافته‌است.[۸۴][۸۵] امروزه ماده معمولی که سازنده اتم‌ها ستارگان، کهکشان‌ها و زندگی است، تنها ۴٫۹٪ از محتوای گیتی را تشکیل داده‌است.[۸] در حال حاضر چگالی کل این شکل از ماده بسیار کم و تقریباً برابر با ۳۱−۱۰ × ۴٫۴ گرم در سانتیمتر مکعب است که معادل چگالی در حد تنها یک پروتون در هر متر مکعب می‌باشد.[۶] ماهیت ماده تاریک و انرژی تاریک ناشناخته است. ماده تاریک گونه مبهمی از ماده است که هنوز شناسایی نشده و در حدود ۲۶٫۸٪ از محتوای جهان را تشکیل می‌دهد. انرژی تاریک که انرژی فضای خالی است و باعث شتاب‌دار شدن انبساط گیتی شده‌است، ۶۸٫۳٪ از محتوای جهان را تشکیل می‌دهد. [۸][۸۶][۸۷]

نقشه نزدیکترین ابرخوشه‌ها و فضاهای پوچ به زمین

توزیع ماده، ماده تاریک و انرژی تاریک در سراسر گیتی در فواصل بزرگتر از ۳۰۰ میلیون سال نوری، یکنواخت و همگن است.[۸۸] اما در مقیاس‌های طولی کوتاهتر مواد تشکیل توده می‌دهند؛ بسیاری از اتمها متمرکز شده و تشکیل ستاره می‌دهند و بیشتر ستارگان گرد هم آمده و کهکشان‌ها را می‌سازند، بیشتر کهکشان‌ها در کنار هم تشکیل خوشه، ابرخوشه و در نهایت رشته‌کهکشان‌های عظیم را شکل می‌دهند. جهان قابل مشاهده شامل حدود ۲۰۰ میلیارد کهکشان[۸۹][۹۰] و (۱‎×۱۰۲۴) ستاره[۹۱][۹۲] است(بیشتر از تعداد تمام دانه‌های شن روی زمین).[۹۳] اندازه کهکشان‌ها به‌طور معمول در طیفی از کهکشانهای کوتوله با کمتر از ده میلیون (۱۰۷)[۹۴] ستاره، تا کهکشان‌های غول‌پیکر با یک تریلیون (۱۰۱۲)[۹۵] ستاره، متغیر است. در بین این ساختارها فضاهای پوچ هستند که قطری بین با ۱۰-۱۵۰ مگاپارسک (۳۳-۴۹۰ میلیون سال نوری) دارند. کهکشان راه شیری در گروه محلی کهکشان‌ها قرار دارد که خود درون ابرخوشه لانیاکیا قرار دارد.[۹۶] طول این ابرخوشه در حدود ۵۰۰ میلیون سال نوری است در حالی که اندازه گروه محلی در حدود ۱۰ میلیون سال نوری است.[۹۷] در جهان نواحی بسیار گسترده‌ای از فضاهای نسبتا خالی نیز وجود دارند؛ بزرگترین ناحیه پوچ شناخته شده پهنایی برابر با ۱٫۸ میلیارد سال نوری (۵۵۰ مگاپارسک) دارد.[۹۸]

مقایسه محتویات گیتی امروز با ۳۸۰۰۰۰ سال پس از مه‌بانگ که توسط داده‌های ۵ ساله دبلیومپ (از سال ۲۰۰۸) اندازه‌گیری شده‌است.[۹۹] (به دلیل خطای گرد کردن مجموع این ارقام ۱۰۰ نمی‌شود). این نشان‌دهنده محدودیت‌های دبلیومپ در سال ۲۰۰۸ در توانایی تعریف ماده تاریک و انرژی تاریک است.

جهان قابل مشاهده در مقیاس‌های بسیار بزرگتر از ابرخوشه‌ها همسانگرد است؛ یعنی از روی زمین، ویژگی‌های آماری جهان در همه جهات یکسان هستند. جهان در یک تابش ریزموج بسیار همسانگرد غوطه‌ور است که متناظر با یک طیف تعادل گرمایی جسم سیاه با دمای تقریبی ۲٫۷۲۵۴۸ درجه کلوین است.[۷] این فرضیه که جهان در مقیاس‌های بزرگ همگن و همسانگرد است، اصل کیهان‌شناختی نام دارد.[۱۰۰] جهانی که همگن و همسانگرد باشد از تمام زوایای دید یکسان به نظر می‌رسد[۱۰۱] و مرکزی ندارد.[۱۰۲]

انرژی تاریک

مقالهٔ اصلی: انرژی تاریک

دلیل شتاب گرفتن انبساط گیتی همچنان در هاله‌ای از ابهام قرار دارد. اغلب دلیل آن را به وجود شکل ناشناخته‌ای از انرژی به نام انرژی تاریک نسبت می‌دهند که پنداشته می‌شود در سراسر فضا نفوذ کرده‌است.[۱۰۳] اگر از دیدگاه هم‌ارزی جرم و انرژی به موضوع نگاه کنیم، چگالی انرژی تاریک (۳۰−۱۰×۷~ گرم بر سانتیمتر مکعب) بسیار کمتر از چگالی ماده معمولی یا ماده تاریک موجود در کهکشانهاست. اما امروزه در دوره انرژی تاریک جرم-انرژی گیتی را در تسلط خود دارد زیرا در پهنه فضا به شکل یکنواختی گسترده‌است.[۱۰۴][۱۰۵]

دو شکل پیشنهاد شده برای انرژی تاریک عبارتند از ثابت کیهانی، یک چگالی انرژی ثابت که به شکل همگن فضا را پرکرده‌است[۱۰۶] و میدان‌های اسکالر مانند اثیر یا مدولی کمیتهای دینامیکی هستند که چگالی انرژی آن‌ها در فضا و زمان متغیر است. ثابت کیهانی را می‌توان به گونه‌ای فرمول‌بندی کرد که با انرژی خلاء هم‌ارز باشد. میدان‌های اسکالری که میزان ناهمگنی ناچیزی دارند به سختی از یک ثابت کیهانی قابل تمایزند.

ماده تاریک

مقالهٔ اصلی: ماده تاریک

ماده تاریک یک نوع فرضی از ماده است که برای کل طیف الکترومغناطیسی نامریی است اما بیشترین نوع ماده موجود در گیتی است. وجود و ویژگی‌های ماده تاریک از آثار گرانشی‌اش بر روی ماده مرئی، تابش و ساختار بزرگ-مقیاس گیتی، نتیجه‌گیری می‌شود. به جز نوترینوها که شکلی از ماده تاریک داغ هستند، تاکنون هیچ گونه‌ای از ماده تاریک به‌طور مستقیم مشاهده نشده‌است و به یکی از بزرگترین اسرار اخترفیزیک نوین تبدیل شده‌است. ماده تاریک هیچ گونه نور یا هر تابش الکترومغناطیسی دیگری را جذب یا منتشر نمی‌کند. تخمین زده می‌شود که ماده تاریک ۲۶٫۸٪ کل جرم-انرژی گیتی و ۸۴٫۵٪ کل ماده موجود در گیتی را تشکیل می‌دهد.[۱۰۷][۱۰۸]

ماده معمولی

مقالهٔ اصلی: ماده (فیزیک)

۴٫۹٪ باقی‌مانده جرم-انرژی گیتی، ماده معمولی است که از اتمها، یونها، الکترون‌ها و ترکیبات آنها، تشکیل می‌شود. ستارگان نیز از این نوع ماده تشکیل شده‌اند که تقریباً کل نوری که از کهکشان‌ها به ما می‌رسد را آن‌ها تولید می‌کنند و همچنین منشأ پیدایش گازهای میان‌ستاره‌ای در فضاهای میان‌ستاره‌ای و میان‌کهکشانی، سیارات و هر جسمی که در طول روز می‌بینیم و لمس می‌کنیم، هستند.[۱۰۹] واقعیت این است که بیشتر ماده معمولی موجود در گیتی هنوز دیده نشده‌است، زیرا ستارگان و گاز درون کهکشان‌ها تنها ۱۰ درصد از سهم ماده معمولی در چگالی جرم-انرژی گیتی را تشکیل می‌دهند.[۱۱۰]

ماده معمولی عموماً در ۴ حالت (یا فاز) وجود دارد :جامد، مایع، گاز و پلاسما. اما پیشرفت در تکنیک‌های آزمایشگاهی حالتهای دیگری را نیز که پیش از این صرفاً جنبه نظری داشتند، آشکار کرده‌است. از جمله این حالت‌ها می‌توان به چگالش بوز-اینشتین و چگال فرمیونی اشاره نمود.

ماده معمولی از دو ذره بنیادی ساخته شده‌است: کوارک و لپتون[۱۱۱] مثلاً پروتون از دو کوارک بالا و یک کوارک پایین تشکیل می‌شود؛ نوترون از دو کوارک پایین و یک کوارک بالا ساخته می‌شود؛ و الکترون نوعی لپتون است. اتم یک هسته اتمی دارد که از پروتون و نوترون ساخته شده و الکترون‌هایی که در مدارهای اطراف هسته می‌چرخند. از آنجا که بیشتر جرم اتم در هسته آن است که از باریون تشکیل شده، اخترشناسان اغلب از واژه ماده باریونی برای توصیف ماده معمولی استفاده می‌کنند، هرچند که بخش اندکی از این «ماده باریونی» را الکترون‌ها تشکیل می‌دهند.

اندکی پس از مه‌بانگ، پروتون‌ها و نوترون‌های نخستین از سرد شدن پلاسمای کوارک-گلوئون گیتی اولیه به میزان ۲ تریلیون درجه پدید آمدند. چند دقیقه بعد در فرایندی به نام هسته‌زایی مه‌بانگ هسته‌ها از پروتون‌ها و نوترون‌های نخستین شکل گرفتند. این فرایند هسته‌زایی سبب پیدایش عناصر سبک‌تر با اعداد اتمی کوچک (حداکثر به سنگینی لیتیم و بریلیم) شد. اما فراوانی عناصر سنگین‌تر با افزایش عدد اتمی به شدت کاهش می‌یابد. ممکن است میزان اندکی بور در این زمان به وجود آمده‌باشد اما از عنصر سنگین‌تر بعدی یعنی کربن میزان قابل توجهی در این فرایند به وجود نیامد. هسته‌زایی مه‌بانگ پس از ۲۰ دقیقه به دلیل افت شدید دما و چگالی گیتی در حال انبساط پایان یافت. شکل‌گیری عناصر سنگین‌تر در آینده از هسته‌زایی ستاره‌ای و هسته‌زایی ابرنواختری نتیجه شد.[۱۱۲]

ذرات

مقالهٔ اصلی: فیزیک ذرات
مدل استاندارد ذرات بنیادی: ۱۲ فرمیون بنیادی و ۴ بوزون بنیادی. حلقه‌های قهوه‌ای نشان می‌دهند که هر بوزون (قرمز) با چه فرمیون‌هایی (بنفش و سبز) جفت می‌شود. ستون‌ها نشان دهنده سه نسل از ماده (فرمیون‌ها) و یک نسل از نیروها (بوزون‌ها) هستند. در سه ستون نخست، دو ردیف به کوارک‌ها و دو ردیف به لپتون‌ها اختصاص یافته. در دو ردیف بالایی کوارک‌های بالا(u)، پایین (d)، افسون(c)، شگفت(s)، سر(t) و ته(b) و فوتون(γ) و گلوئون(g) قرار دارند. دو ردیف پایینی شامل الکترون نوترینو(νe)، الکترون(e)، میون نوترینو(νμ)، میون(μ)، تاو نوترینو(ντ)، تاو(τ) و بوزن‌های زد(Z0) و دبلیو(W±)، حاملین نیروی هسته‌ای ضعیف قرار گرفته‌اند. جرم بار و اسپین هر ذره نیز نمایش داده شده‌است.

ماده معمولی و نیروهایی که برآن اثر می‌کنند را می‌توان با توجه به ذرات بنیادی توصیف نمود.[۱۱۳] این ذرات را بنیادی می‌نامند زیرا ساختار آن‌ها ناشناخته‌است و هنوز مشخص نیست که آیا آن‌ها از ذرات کوچکتر و بنیادی‌تری ساخته‌شده‌اند یا خیر.[۱۱۴][۱۱۵] در این میان مدل استاندارد اهمیت فراوانی دارد. مدل استاندارد نظریه‌ای است که با برهمکنش‌های الکترومغناطیسی یا هسته‌ای قوی و ضعیف سروکار دارد.[۱۱۶] آزمایش‌های تجربی وجود ذرات سازنده ماده: کوارک‌ها و لپتون‌ها و همزادهای ضدماده آن‌ها و همچنین ذرات نیرویی که واسطه برهمکنش‌ها هستند: فوتون‌ها، بوزون‌های دبلیو و زد و گلوئون‌ها، همگی مدل استاندارد را تأیید می‌کنند.[۱۱۴] مدل استاندارد وجود بوزون هیگز که به تازگی کشف شد را پیش‌بینی کرده‌بود، ذره‌ای که تجلی میدانی در گیتی است که به ذرات جرم می‌بخشد.[۱۱۷][۱۱۸] به خاطر موفقیت در توضیح طیف وسیعی از نتایج تجربی، گاهی مدل استاندارد را با نام نظریه تقریباً همه‌چیز می‌شناسند.[۱۱۶] هرچند که مدل استاندارد گرانش را توصیف نمی‌کند و یک نظریه همه‌چیز واقعی نیرو-ذره هنوز مطرح نشده‌است.[۱۱۹]

هادرون

مقالهٔ اصلی: هادرون

هادرون یک ذره مرکب است که از کوارک‌هایی تشکیل می‌شود که توسط نیروی هسته‌ای قوی کنار یکدیگر نگه‌داشته شده‌اند. هادرون‌ها را به دو دسته تقسیم می‌کنند: باریون‌ها (مثل پروتون و نوترون) که از سه کوارک تشکیل شده‌اند و مزون‌ها (مانند پیون) که از یک کوارک و یک ضد کوارک تشکیل شده‌اند. از میان هادرون‌ها پروتون‌ها پایدار هستند و همچنین نوترون‌هایی که محدود به هسته اتم هستند نیز پایدارند. سایر هادرون‌ها در شرایط معمولی ناپایدارند و اجزای کم‌اهمیت‌تری از گیتی به‌شمار می‌روند. پس از تقزیبا ۶−۱۰ ثانیه از مه‌بانگ، در طی دوره‌ای به نام دوره هادرون، دما گیتی به اندازه کافی کاهش یافت تا کوارک‌ها بتوانند به هم بپوندند و هادرون‌ها را تشکیل دهند و جرم گیتی در تسلط هادرون‌ها بود. در ابتدا دما به اندازه‌ای بالا بود که امکان پدید آمدن جفت‌های هادرون-ضد هادرون وجود داشت و ماده و ضد ماده در تعادل گرمایی بودند. اما با کاهش دمای گیتی دیگر جفتهای هادرون-ضد هادرون تشکیل نمی‌شد. بیشتر هادرون‌ها و ضدهادرون‌ها در واکنش‌های نابودسازی ذره-پاد ذره از بین رفتند و پس از یک ثانیه از عمر گیتی، تنها میزان اندکی از هادرون‌ها باقی ماند.[۱۲۰]

لپتون

مقالهٔ اصلی: لپتون

لپتون یک ذره بنیادی با اسپین نیمه‌صحیح است که در برهم‌کنش‌های هسته‌ای قوی شرکت نمی‌کند اما در اصل طرد پاولی صدق می‌کند. دو لپتون از یک گونه نمی‌توانند هم‌زمان با هم در وضعیت‌های یکسانی قرار داشته باشند. دو رده اصلی از لپتون‌ها وجود دارد: لپتون‌های باردار (لپتون‌های الکترون-مانند) و لپتون‌های خنثی (نوترینوها). الکترون‌ها پایدار هستند و معمول‌ترین نوع لپتون باردار در گیتی هستند، در حالیکه میون و تاو ناپایدارند و پس از به وجود آمدن در برخوردهای پرانرژی به سرعت واپاشی می‌شوند.[۱۲۱][۱۲۲] لپتون‌های باردار می‌توانند با بقیه ذرات ترکیب شوند و ذرات مرکبی مانند اتم و پوزیترونیم بسازند. الکترون تقریباً بر کل شیمی حکمرانی می‌کند زیرا در اتم‌ها یافت می‌شود و به خواص شیمیایی مرتبط است. نوترینوها به ندرت برهمکنشی با هرچیز دیگری دارند و به همین دلیل به ندرت مشاهده می‌شوند. نوترینوها در سراسر گیتی جریان دارند اما به ندرت با ماده معمولی برهمکنشی دارند.[۱۲۳]

دوره لپتون، دروه‌ای در تکامل گیتی بود که در آن جرم گیتی در تسلط لپتون‌ها بود. این دوره تقریباً یک ثانیه پس از مه‌بانگ آغاز شد؛ یعنی زمانی که اکثر هادرون‌ها و ضدهادرون‌ها یکدیگر را در پایان دروه هادرون نابود کرده‌بودند. در حین دوره لپتون دمای گیتی هنوز برای تشکیل جفتهای لپتون-ضدلپتون کافی بود و بنابراین لپتون‌ها و ضدلپتون‌ها در تعادل گرمایی بودند. تقریباً ۱۰ ثانیه پس از مه‌بانگ دمای گیتی آنقدر کاهش یافته بود که دیگر امکان تشکیل جفت‌های لپتون-ضد لپتون وجود نداشت.[۱۲۴] بیشتر لپتون‌ها و ضدلپتون‌ها در واکنش‌های نابودسازی از بین رفتند و میزان اندکی از آن‌ها باقی ماند. در این زمان گیتی وارد دوره فوتون می‌شد و جرم گیتی در تسلط فوتون بود.[۱۲۵][۱۲۶]

فوتون

مقالهٔ اصلی: دوره فوتون

فوتون کوانتوم نور و سایر اشکال تابش الکترومغناطیسی است. فوتون ذره حامل نیرو برای نیروی الکترومغناطیسی است. آثار این نیرو به سادگی در مقیاس‌های ماکروسکوپیک و میکروسکوپیک قابل مشاهده است زیرا فوتون جرم سکونی برابر صفر دارد؛ و این اجازه برهمکنش در فواصل دور را می‌دهد. مانند همه ذرات بنیادی فوتون‌ها در حال حاضر توسط مکانیک کوانتومی به خوبی توضیح داده می‌شوند و ویژگی دوگانگی موج و ذره از خود نمایش می‌دهند.

دوره فوتون در حدود ۱۰ ثانیه پس از مه‌بانگ و وقتی آغاز شد که در پایان دوره لپتون بیشتر لپتون‌ها و ضدلپتون‌ها در واکنش‌های نابودسازی از بین رفته‌بودند. هسته‌های اتمی در فرایند هسته‌سازی که در نخستین دقایق دوره فوتون رخ داد، پدید آمده‌بودند. در باقی دوران فوتون گیتی شامل یک پلاسمای داغ از هسته‌ها الکترون‌ها و فوتون‌ها بود. پس از گذشت ۳۸۰۰۰۰ سال از مه‌بانگ دمای گیتی تا حدی کاهش یافت که هسته می‌توانست با الکترون‌ها تشکیل شده و اتم‌های خنثی تشکیل دهد. در نتیجه دیگر فوتون‌ها برهمکنش‌های پرشماری با ماده نداشتند و گیتی شفاف شد. فوتون‌ها با انتقال به سرخ بسیار بالا از این دوره تابش زمینه کیهانی (CMB) را شکل می‌دهند. تغییرات جزئی در دما و چگالی تابش زمینه کیهانی نخستین بذرهای تشکیل ساختار بودند که بعدها رخ داد.[۱۲۰]

مدل‌های کیهان‌شناسی

مدل جهان بر اساس نسبیت عام

نسبیت عام نظریه هندسی گرانش است که توسط آلبرت اینشتین در سال ۱۹۱۵ ارائه شد و توصیف کنونی گرانش در فیزیک نوین است. پایه مدل‌های کیهان‌شناسی کنونی از جهان است. نسبیت عام، نظریه‌های نسبیت خاص و قانون جهانی گرانش نیوتن را تعمیم می‌دهد و توصیفی یکپارچه از گرانش به عنوان یک ویژگی هندسی فضا و زمان یا فضازمان ارائه می‌کند. خمش فضازمان با انرژی و تکانه همه ماده و تابش موجود رابطه مستقیمی دارد. این رابطه توسط معادلات میدان اینشتین توصیف می‌شود که یک سیستم معادلات دیفرانسیل جزئی است. در نسبیت عام، توزیع ماده و انرژی تعیین‌کننده هندسه فضازمان و آن نیز به نوبه خود توصیف‌کننده شتاب ماده است؛ بنابراین پاسخهای معادلات میدان اینشتین تکامل جهان را توصیف می‌کنند. معادلات نسبیت عام با ترکیب شدن با اندازه‌گیری‌های مقدار، نوع و توزیع ماده در جهان می‌توانند تکامل جهان در گذر زمان را توصیف کنند.[۱۲۷]

با پذیرفتن اصل کیهان‌شناسی که بیان می‌کند جهان در همه‌جا همگن و همسانگرد است، یکی از پاسخهای ویژه برای معادلات میدان به دست می‌آید که تنسور متریکی است به نام متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر،

که در آن (r, θ, φ) متناظر با یک سیستم مختصات کروی است. این متریک تنها دو پارامتر نامعین دارد. یک فاکتور مقیاس طول بدون بعد R مقیاس اندازه جهان را به صورت تابعی از زمان توصیف می‌کند؛ افزایش مقدار R به معنی انبساط جهان است.[۱۲۸] یک شاخص خمش k هندسه جهان را توصیف می‌کند. شاخص k به شکلی تعریف شده که مقدار آن تنها می‌تواند صفر، متناظر با هندسه اقلیدسی تخت؛ ۱، متناظر با فضایی انحنای مثبت؛ و ۱-، متناظر با فضایی با خمیدگی مثبت یا منفی باشد.[۱۲۹] مقدار R به عنوان تابعی از زمان به k و ثابت کیهانی بستگی Λ دارد.[۱۳۰] ثابت کیهانی نماینده چگالی انرژی خلاء فضاست و ممکن است با انرژی تاریک مرتبط باشد.[۱۳۱] معادله‌ای که تغییرات R در زمان را توصیف می‌کند معادلات فریدمان نام دارد که از روی نام مبتکر آن الکساندر فریدمان گرفته شده‌است.[۱۳۲]

پاسخ‌های R به k و Λ بستگی دارد اما برخی ویژگی‌های کیفی این پاسخ‌ها عمومی هستند. نخستین و مهم‌ترین ویژگی این است که مقیاس طول R جهان فقط در صورتی ثابت می‌ماند که جهان کاملاً همسانگرد و با انحنای مثبت (k=۱) باشد و چگالی همه نقاط آن دقیقاً برابر با یک مقدار مشخص باشد.[۱۲۷] هرچند که این تعادل ناپایدار است: زیر جهان در مقیاس‌های کوچکتر ناهمگن است و در نتیجه مقدار R باید با زمان تغییر کند. وقتی R تغییر کند همه فواصل فضایی در جهان تغییر خواهند کرد؛ یعنی خود فضا نیز دچار انبساط یا انقباض خواهد شد. این موضوع توضیح می‌دهد که چرا کهکشان‌ها از هم دور می‌شوند؛ زیرا فضای میان آن‌ها در حال کشیده‌شدن است. کشیده‌شدن فضا همچنین توضیحی برای این پارادوکس ظاهری ارائه می‌دهد که چگونه می‌شود دو کهکشان ۴۰ میلیارد سال نوری از هم فاصله داشته باشند در حالیکه هر دوی آن‌ها ۱۳٫۸ میلیارد سال قبل در یک نقطه بوده‌اند[۱۳۳] و هرگز نمی‌توانسته‌اند سریعتر از نور هم حرکت کنند.

دوم اینکه از تمام پاسخ‌ها چنین برمی‌آید که یک تکینگی گرانشی در گذشته وجود داردکه در آن R برابر صفر و ماده و انرژی بی‌نهایت فشرده بوده‌اند. ممکن است به نظر برسد که این نتیجه‌گیری نامطمئن است زیرا بر پایه فرض قابل بحث همگنی و همسانگردی جهان بنا شده‌است و همچنین بر این اصل که تنها نیروی گرانشی است که نقش مهمی دارد. اما قضایای تکینگی پنروز-هاوکینگ نشان می‌دهند که نقطه تکینگی در شرایط عمومی نیز باید وجود داشته باشد؛ بنابراین طبق معادلات میدان اینشتین، R به سرعت از حالت بسیار داغ و چگال که بلافاصله پس از تکینگی به وجود آمد، افزایش یافت؛ این موضوع عصاره مدل مه‌بانگ است. درک تکینگی مه‌بانگ احتمالاً نیاز به یک نظریه گرانش کوانتومی دارد که هنوز به‌دست نیامده‌است.[۱۳۴]

سوم اینکه شاخص خمش k علامت مقدار متوسط خمش فضایی فضازمان را مشخص می‌کند[۱۲۹] که در یک بازه طولی به اندازه کافی بزرگ (بزرگتر از یک میلیارد سال نوری) به دست آمده‌است. اگر k=۱ باشد، خمش مثبت است و حجم جهان متناهی است.[۱۳۵] چنین جهانی را اغلب به شکل یک کره سه‌بعدی قرارگرفته در یک فضای چهار بعدی تصور می‌کنند. متقابلاً اگر k صفر یا منفی باشد، حجم جهان بی‌نهایت است.[۱۳۵] شاید دور از ذهن به نظر برسد که یک جهان بی‌نهایت و در عین حال بی‌نهایت چگال می‌تواند در یک لحظه در مه‌بانگ وقتی R=۰ پدید آید، اما این دقیقاً چیزی است که توسط ریاضیات وقتی k برابر با ۱ نباشد، پیش‌بینی می‌شود. برای مقایسه در نظر بگیرید که یک صفحه تخت خمش صفر دارد اما مساحتش بی‌نهایت است در حالیکه یک استوانه بی‌نهایت در یک جهت متناهی است و یک چنبره در هر دو جهت متناهی است. یک جهان چنبره‌ای ممکن است مانند یک جهان عادی با شرایط مرزی متناوب رفتار کند؛ یعنی فردی که از یک مرز خارجی فضا به بیرون می‌رود به‌طور هم‌زمان در نقطه مرزی دیگری به درون فضا وارد می‌شود.

سرانجام نهایی جهان هنوز ناشناخته است، زیرا به میزان زیادی به شاخص خَمِش k و ثابت کیهانی Λ بستگی دارد. اگر جهان به حد کافی چگال باشد، k برابر ۱ می‌شود و میانگین خَمِش جهان مثبت است و جهان در نهایت طی یک مه‌رمب در خود فرو می‌ریزد و احتمالاً طی یک مه‌جهش(به انگلیسی: Big Bounce) جهان دیگری به‌وجود می‌آید. اما اگر جهان به‌اندازهٔ کافی چگال نباشد k برابر با ۰ یا ۱− می‌شود و جهان تا ابد منبسط می‌شود و دمای آن کاهش می‌یابد تا اینکه سرانجام برای همه حیات موجود در آن غیرقابل سکونت می‌شود و ستارگان می‌میرند و کل ماده به درون سیاهچاله‌ها سقوط می‌کند (انجماد بزرگ و مرگ گرمایی جهان). همان‌طور که پیشتر اشاره شد داده‌های جدید نشانگر آن است که برخلاف انتظار سرعت انبساط جهان در حال کاهش نیست، بلکه افزایش می‌یابد و چنانچه این روند به مدت نامحدود ادامه یابد جهان سرانجام از هم خواهد گسست (مه‌گسست). بنا بر داده‌های تجربی جهان چگالی نزدیک به میزان بحرانی بین سقوط مجدد و انبساط ابدی دارد. برای پاسخ به این سؤال به مشاهدات نجومی بیشتری نیاز است.

فرضیه چندجهانی

مقاله‌های اصلی: فرضیه چندجهانی، دنیاهای چندگانه، نظریه جهان حبابی، و جهانهای موازی (داستان تخیلی)
تصویر یک چندجهانه متشکل از هفت جهان حبابی که پیوستارهای فضازمان منفصل از هم هستند. هر کدام قوانین و ثوابت فیزیکی خاص خود را دارا هستند و حتی ممکن است از نظر تعداد بعد و توپولوژی متفاوت باشند.

برخی از نظریه‌پردازی‌ها چنین گمانه‌زنی کرده‌اند که این جهان تنها یکی از مجموعه جهان‌های غیرمتصلی است که در مجموع از آن‌ها با عنوان چندجهانه یاد می‌شود و از این طریق تعریف‌های محدودتر از جهان را به چالش می‌کشند.[۱۳۶][۱۳۷][۱۳۸] مدل‌های علمی نظریه چندجهانی از مفاهیمی همچون واقعیت شبیه‌سازی‌شده متمایز هستند اما ایده جهان بزرگتر ایده تازه‌ای نیست؛ مثلاً اسقف پاریس، اتین تاپیه، در سال ۱۲۷۷ چنین حکم کرد که خدا می‌توانسته به هر تعداد که مناسب بوده باشد، جهان خلق کند. این پرسش بحث‌های داغی را در میان خداشناسان فرانسوی برانگیخت.[۱۳۹]

مکس تگمارک یک طرح طبقه‌بندی برای انواع مختلف نظریه‌های چندجهانی که دانشمندان مختلف در حوزه مسائل مختلف ارائه داده‌اند، ایجاد نمود. نمونه‌ای از این نظریه‌ها مدل انبساط بی‌نظم از جهان اولیه است.[۱۴۰] مثال دیگر تفسیر دنیاهای چندگانه در مکانیک کوانتومی است. جهان‌های موازی به شیوه‌ای شبیه به برهم‌نهی کوانتومی و ناپیوستگی کوانتومی ایجاد می‌شوند، هر یک از حالات تابع موج در یک دنیای جداگانه به واقعیت می‌پیوندد. بخشی که در طبقه‌بندی تگمارک کمتر از بقیه بحث‌انگیز است، مرحله یک است که رویدادهای هوافضا را در این جهان و در نقاط دوردست توصیف می‌کند.

جهان تنظیم‌شده

جهان تنظیم شده به این موضوع اشاره می‌کند که شرایطی که حیات را در جهان امکانپذیر می‌سازند تنها زمانی رخ می‌دهند که برخی توابت بنیادین فیزیکی اندازه‌های خاصی از یک دامنه مقادیر بسیار محدود داشته باشند، بنابراین اگر مقدار هر یک از چندین ثابت بنیادین کمی متفاوت بود، احتمال اینکه جهان به گونه‌ای پیش رود که ماده و ساختارهای نجومی و فراوانی عناصر و حیات به شکلی که می‌شناسیم پدید آیند، وجود نمی‌داشت.[۱۴۱]

تکامل تاریخی کیهان‌شناسی

همچنین ببینید: کیهان‌شناسی و گاه‌شمار کیهان‌شناسی

در طول تاریخ، با توجه به داده‌های در دسترس و درک موجود از کیهان در هر زمان، مدل‌های بسیاری برای کیهان (کیهان‌شناسی) و چگونگی پیدایش آن (کیهان‌زایی) ارائه شده‌اند. از لحاظ تاریخی، کیهان‌شناسی‌ها و کیهان‌زایی‌ها بر پایهٔ روایاتی از خدایانی بنا می‌شد که به گونه‌های مختلفی عمل می‌کردند. نظریه‌ها ی شامل یک جهان غیرشخصی که قوانین فیزیکی بر آن حکمفرماست، نخستین بار توسط یونانی‌ها و هندی‌ها ارائه شدند. با گذشت قرن‌ها و پیشرفت مشاهدات نجومی و نظریه‌های حرکت و گرانش به دقیق‌ترین توصیف جهان در حال حاضر انجامیده‌است. دوران کیهان‌شناسی نوین با نظریه نسبیت عام آلبرت اینشتین در سال ۱۹۱۵ آغاز شد، که این امکان را به‌وجود آورد که بتوان به‌صورت کمی سرآغاز، تکامل و سرانجام جهان به‌عنوان یک کل را توضیح داد. بیشتر نظریات نوین در کیهان‌شناسی بر پایهٔ نسبیت عام یا به‌طور خاص بر پایهٔ مهبانگ بنا شده‌اند.

آفرینش

مقاله‌های اصلی: اسطوره‌های آفرینش و الهه آفرینش

در بسیاری از فرهنگ‌ها داستان‌هایی در توصیف سرآغاز جهان وجود دارند که ممکن است بتوان آن‌ها را در چند گونه گروه‌بندی نمود. در یک گونه این داستان‌ها جهان از یک تخم کیهانی زاییده می‌شود. از زمره این‌گونه داستان‌ها می‌توان به شعر حماسی فنلاندی کالوالا، افسانه چینی پانگو یا افسانه هندی براهماندا پورانه اشاره نمود. در افسانه‌های مشابهی جهان به‌دست یک موجودیت یکتا آفریده شده‌است که از خود چیزی پراکنده یا تولید می‌نماید، مانند مفهوم آدی بودا در بودیسم تبتی، افسانه گایا (مادر زمین) در یونان باستان، الهه آزتک در افسانه کواتلیکوئه، داستان خدای مصر باستان به نام آتوم یا روایت آفرینش در کتاب آفرینش. در گونه‌ای دیگر از این داستان‌ها جهان از اجتماع خدایان مؤنث و مذکر پدید آمده‌است، مانند رنگی و پاپا در افسانه مائوری. در دیگر داستان‌ها جهان با استفاده از مواد از پیش موجود همچون پیکر خدایان درگذشته - مثلاً از پیکر تیامات در حماسه بابلی انوما الیش یا از یمیر غول‌پیکر در اساطیر اسکاندیناوی - یا مواد پرهرج‌ومرج مانند ایزاناگی و ایزانامی در اساطیر ژاپن. در سایر داستان‌ها جهان از عناصری بنیادی منتشر می‌شود، مانند برهمن و پراکریتی[۱۴۲] و یا یین و یانگ در تائو.

در افسانه‌های آفرینش ایرانی پیدایش جهان به یکی از ایزدان باستانی به نام زروان، که به او خدای زمان نیز گفته‌اند، نسبت داده شده‌است، که دو جهان برای دو پسر خود یعنی اورمزد و اهریمن آفرید. زروان زمان بیکران است و از این زمان بیکران، زمان کراندار جهان به‌وجود آمده‌است. پیش از خلقت جهان مینویی بوده و مکان و زمان وجود نداشته و هیچ ماده و حرکتی نیز در جهان نبوده‌است.[۱۴۳]

مدل‌های فلسفی

همچنین ببینید: کیهان‌شناسی، فلسفه پیشاسقراطی، فیزیک (ارسطو)، کیهان‌شناسی هندو، کیهان‌شناسی اسلامی، و زمان

از قرن ششم پیش از میلاد فیلسوفان یونانی پیشاسقراطی نخستین مدل‌های فلسفی شناخته شده از جهان را ایجاد نمودند. فیلسوفان یونانی نخستین متوجه شده‌بودند که ظاهر می‌تواند گمراه‌کننده باشد و از همین رو به دنبال درک واقعیت نهفته در پشت ظاهر بودند؛ مثلاً آن‌ها متوجه قابلیت تغییر شکل ماده (مثلاً یخ به آب به بخار) شده‌بودند و چندین فیلسوف بر پایه این مشاهده پیشنهاد دادند که همه مواد که در ظاهر متفاوت، شکل‌های مختلفی از یک ماده اولیه یا آرخه(به انگلیسی: arche) هستند. نخستین کسی که چنین پیشنهادی داد تالس بود که پیشنهاد نمود این ماده آب است. آناکسیماندروس، شاگرد تالس، پیشنهاد داد که همه چیز از آپایرون نامحدود آمده‌است. آناکسیماندروس عقیده داشت که باد به دلیل کیفیتهای جاذبه و دافعه آن باعث می‌شود که آرخه فشرده شود یا به شکل دیگری درآید. آناکساگوراس عنصر نوس (ذهن) را معرفی نمود. هراکلیتوس آتش را معرفی کرد و از لوگوس سخن گفت. امپدوکلس چهار عنصر پیشنهاد نمود: خاک، آب، باد و آتش. نظریه عناصر چهارگانه وی بسیار مورد توجه قرار گرفت. همانند فیثاغورس، افلاطون نیز بر این باور بود که همه چیز از عدد تشکیل شده‌است و عناصر امپدوکلس به شکل اجسام افلاطونی هستند. دموکریتوس و فیلسوفان بعدی - که مهمترینشان لئوکیپوس بود - پیشنهاد دادند که جهان از اتم‌های تجزیه‌ناپذیری تشکیل شده‌است که در خلاء حرکت می‌کنند. ارسطو باور نداشت که چنین چیزی امکانپذیر باشد زیرا هوا نیز مانند آب دربرابر حرکت مقاومت می‌کند.

اگرچه هراکلیتوس به تغییر ابدی اعتقاد داشت، پارمنیدس، فیلسوف تقریباً هم‌دوره او بر این باور بود که تغییر تنها یک توهم است. واقعیت نهفته تا ابد بدون تغییر و در سکون می‌ماند و ماهیت یکتایی دارد. پارامنیدس این واقعیت یکتا را به‌صورت τὸ ἐν (آن یگانه) نمایش داده‌است. نظریهٔ پارامنیدس به‌نظر بسیاری از فیلسوفان ناپذیرفتنی می‌نمود، اما یکی از شاگردان او به نام زنون الئایی با چندین پارادوکس معروف آن‌ها را به مجادله فراخواند. ارسطو با معرفی مفهوم بی‌نهایت قابل‌شمارش و همچنین پیوستار تقسیم‌پذیر تا بی‌نهایت، به این پارادوکس‌ها پاسخ داد.

کانادا، فیلسوف هندی و بنیان‌گذار مدرسهٔ وایششیکا، یک نظریه اتم‌گرایی معرفی کرد و پیشنهاد داد که نور و گرما اشکال مختلف یک ماده واحد هستند.[۱۴۴] در قرن پنجم پیش از میلاد، دیگناگا، فیلسوف بودایی اتم‌گرا پیشنهاد نمود اکه اتم‌ها به اندازه نقطه و بدون زمان هستند و از انرژی ساخته شده‌اند. آن‌ها وجود ماده اولیه را رد کردند و اعتقاد داشتند حرکت در واقع برقهای لحظه‌ای جریانی از انرژی هستند.[۱۴۵]

نظریه متناهی‌گرایی زمانی برآمده از دکترین آفرینش مشترک در بین سه دین ابراهیمی بود: یهودیت، مسیحیت و اسلام. جان فیلوپونوس، فیلسوف مسیحی، استدلال‌هایی علیه مواضع فیلسوفان یونانی در مورد نامتناهی بودن گذشته و آینده ارائه داد. این استدلال‌ها توسط یکی از فیلسوفان اسلامی نخستین به نام ابویوسف کندی، فیلسوف یهودی به نام سعادیا گائون و متکلم اسلامی به نام امام محمد غزالی نیز استفاده شده‌است. آن‌ها از فیزیک و متافیزیک ارسطو بهره جستند و دو استدلال منطقی در رد گذشته نامتناهی ارائه دادند. استدلال نخست در باب ناممکن بودن وجود بی‌نهایت واقعی است، که این‌گونه بیان می‌شود:[۱۴۶]

«یک بی‌نهایت واقعی وجود ندارد»
«سیر نامتناهی روبه گذشته رویدادها در زمان یک بی‌نهایت واقعی است»
« سیر نامتناهی رو به گذشته رویدادها وجود ندارد»

دومین استدلال در باب ناممکن بودن تکمیل یک بی‌نهایت از طریق افزودن‌های پیاپی است. این استدلال به این صورت بیان شده‌است:

«یک بی‌نهایت واقعی را نمی‌توان از طریق افزایش‌های پیاپی کامل نمود»
«سریهای زمانی اتفاقات گذشته با افزایش‌های پیاپی کامل شده‌اند»
« سریهای زمانی از اتفاقات گذشته نمی‌تواند بی‌نهایت واقعی باشد»

هردوی این استدلال‌ها توسط فیلسوفان و خداشناسان مسیحی نیز مورد اقتباس قرار گرفته‌اند. به‌ویژه استدلال دومی که کانت در رساله آنتی‌نومی خود در مورد زمان از آن استفاده نمود.

مدل‌های نجومی

مقالهٔ اصلی: تاریخ اخترشناسی
محاسبات اندازه نسبی از چپ به راست: خورشید، زمین و ماه. آریستارخوس ساموسی در قرن سوم پیش از میلاد، که از یک کپی یونانی در قرن دهم پس از میلاد گرفته شده‌است.

نخستین مدل‌های نجومی جهان اندکی پس از شروع اخترشناسی توسط اخترشناسان بابلی پیشنهاد شد. آن‌ها جهان را به شکل یک صفحه تخت می‌پنداشتند که در اقیانوسی غوطه‌ور است و این پیش‌زمینه نقشه‌های یونانی مانند نقشه‌های آناکسیماندروس و هکاتئوس بود.

بعدها اخترشناسان یونانی با مشاهده حرکت اجرام آسمانی به این اندیشه افتادند که مدل‌های ژرفتری از جهان را بر پایه شواهد تجربی ابداع کنند. نخستین مدل منطقی توسط اودوکسوس کنیدوسی ارائه شد. طبق تعبیر فیزیکی ارسطو از این مدل کره‌های آسمانی تا ابد با سرعت یکنواخت به دور زمین ثابت می‌گردند. ماده عادی کاملاً در درون کرهٔ خارجی قرار گرفته‌است. این مدل توسط کالیپوس اصلاح شد و بعد از اینکه کره‌های هم‌مرکز از آن حذف شد با مشاهدات نجومیِ بطلمیوس تقریباً در سازگاری کامل بود. موفقیت این مدل تا حدود زیادی مدیون این اصل ریاضی است که هر تابعی (مثلاً تابع موقعیت یک سیاره) را می‌توان به صورت مجموعه‌ای از توابع دایره‌ای (حالات فوریه) درآورد. سایر دانشمندان یونانی مانند فیلسوف مکتب فیثاغوری، فیلولائوس به این اصل رسیدند که در مرکز جهان یک آتش مرکزی قرار دارد که زمین، خورشید، ماه و سایر سیارات در حرکت دایره‌ای با سرعت یکنواخت به دور آن می‌چرخند.[۱۴۷] آریستارخوس ساموسی، اخترشناس یونانی، نخستین فرد شناخته‌شده‌ای است که مدلی خورشیدمرکزی برای جهان ارائه داد. اگرچه متون اصلی وی گم شده‌اند، اما ارشمیدس در کتاب «جدول اعداد ماسه» به این مدل اشاره کرده و نظریهٔ خورشیدمرکزی وی را توصیف می‌کند. ارشمیدس چنین می‌نویسد (ترجمه از متن انگلیسی):

شما شاه گلون مستحضر هستید که جهان نامی است که بیشتر اخترشناسان برای کره‌ای برگزیده‌اند که مرکز آن مرکز زمین است و شعاع آن برابر طول خط مستقیمی است که از مرکز زمین به مرکز خورشید می‌رسد. همانگونه که از اخترشناسان به گوشتان رسیده‌است عقیدهٔ عموم بر این است. حال آنکه آریستارخوس کتابی بیرون داده‌است که شامل فرضیات مشخصی است که در آن به نظر می‌رسد در نتیجه فرضهای صورت‌گرفته، جهان در حقیقت بسیار یزرگتر از «جهانی» است که پیشتر عرض کردم. فرضیات آن بر این است که ستارگان ثابت و خورشید حرکتی نداشته و زمین به دور خورشید و بر روی محیط یک دایره می‌گردد و خورشید در مرکز این مدار قرار دارد و کره ستارگان ثابت که در اطراف مرکز خورشید قرار گرفته‌اند به قدری بزرگ است که که دایره‌ای که بنا بر فرضیات وی زمین در آن به دور خورشید می‌گردد تنها کسر کوچکی از فاصلهٔ ستارگان ثابت است.

آریستاخوس اعتقاد داشت که ستارگان بسیار دور هستند و به همین دلیل هیچ‌گونه اختلاف منظری مشاهده نمی‌شود؛ یعنی ستارگان هنگامی که زمین به دور خورشید می‌گردد هیچ حرکتی نسبت به یکدیگر ندارند. ستارگان در واقع از آنچه به‌طور عمومی در دوران باستان می‌پنداشتند، بسیار دورتر هستند و به همین دلیل اختلاف‌منظر ستاره‌ای تنها با ابزارهای دقیق قابل اندازه‌گیری است. در آن دوران مدل زمین-مرکز که با اختلاف‌منظر سیاره‌ای همخوانی داشت را به‌عنوان توضیحی برای علت عدم مشاهدهٔ اختلاف‌منظر ستاره‌ای در نظر می‌گرفتند. آنچنانکه از ظواهر برمی‌آید مدل خورشید-مرکز قویا رد شده‌بود، چنانچه در پاراگرافی از افلاطون چنین آمده‌است:

کلئانتس [یکی از فیلسوفان هم‌دوره آریستارخوس و سردسته رواقیون] فکر می‌کرد که وظیفه یونانیها این بود که آریستارخوس ساموسی را به اتهام حرمت‌شکنی از طریق نسبت دادن حرکت به قلب جهان [زمین] محاکمه نمایند… او فکر می‌کند که آسمان ثابت است و زمین در مسیر دایره‌ای می‌گردد و هم‌زمان به دور محور خویش نیز می‌چرخد.

تنها نام شناخته شده دیگر از اخترشناسانی که از مدل خورشید-مرکز آریستارخوس حمایت نمود، سلوکوس سلوکیه‌ای است که اخترشناسی یونانی‌گرا (هلنیست) بود.[۱۴۸][۱۴۹][۱۵۰] بنا بر نظر پلوتارک، سلوکوس نخستین کسی بود که مدل خورشید-مرکز را از راه استدلال اثبات نمود اما چگونگی استدلالش مشخص نیست. احتمالاً استدلال سوکوس مرتبط با پدیدهٔ جزر و مد بوده‌است.[۱۵۱] به نظر استرابو، سلوکوس نخستین کسی بود که بیان نمود جزر و مد ناشی از جاذبه ماه است و ارتفاع آن به موقعیت نسبی ماه به خورشید بستگی دارد.[۱۵۲] احتمال دیگر آن است که سلوکوس نظریه خورشید-مرکز را با استفاده از تعیین ثوابت یک مدل هندسی برای این نظریه و ابداع روش‌هایی برای محاسبه موقعیت سیارات با استفاه از این مدل، اثبات نموده باد، همانند کاری که کوپرنیک در قرن شانزدهم انجام داد.[۱۵۳] در خلال قرون وسطی مدل‌های خورشید مرکز توسط آریابهاتا، اخترشناس هندی[۱۵۴] و همچنین ابوسعید سجزی و ابومعشر بلخی،[۱۵۵] اخترشناسان ایرانی نیز پیشنهاد شده‌اند.[۱۵۶]

مدل کوپرنیکیِ جهان از توماس دیگز در سال ۱۵۷۶، با این اصلاح که ستارگان دیگر در یک کره قرار نمی‌گیرند، بلکه به‌طور یکنواختی در فضایی که سیارات را دربرمی‌گیرد پخش شده‌اند.

مدل ارسطویی تقریباً به مدت تقریباً دو هزاره مورد پذیرش جهان غرب بود تا اینکه کوپرنیک نظریهٔ آریستارخوس را احیا کرد و بیان نمود که داده‌های نجومی با فرض چرخش زمین به دور خود و با فرض قرارگرفتن خورشید در مرکز جهان همخوانی بهتری دارد.

خورشید در مرکز می‌آرمد. چه کسی می‌تواند این فانوس یک معبد بسیار زیبا را در جای دیگر و بهتری از اینجا قرار دهد که از آن بتواند همه‌چیز را هم‌زمان روشنایی بخشد؟

— نیکلاس کوپرنیک، فصل ۱۰ از جلد اول «گردش افلاک آسمانی» (۱۵۴۳)

چنان‌که خود کوپرنیک اشاره می‌کند ایده چرخش زمین، ایده‌ای بسیار کهن است که دست‌کم به فیلولائوس (۴۵۰ پیش از میلاد)، هراکلیدس پونتیکوس (۳۵۰ پیش از میلاد) و اکفانتوس برمی‌گردد. یک قرن پیش از کوپرنیک نیز یک دانش‌پژوه مسیحی به نام نیکلاسِ کوسا نیز در کتاب «نادانی فراگرفته شده» (۱۴۴۰) خود پیشنهاد داد که زمین به دور محور خویش می‌چرخد.[۱۵۷] آریابهاتا(۴۷۶–۵۵۰)، براهماگوپتا(۵۹۸–۶۶۸)، ابومعشر بلخی و ابوسعید سجزی نیز چنین پیشنهادی را مطرح نموده‌بودند. نخستین شواهد تجربی برای چرخش زمین به دور خود با استفاده از پدیدهٔ دنباله‌دارها توسط خواجه نصیرالدین طوسی (۱۲۰۱–۱۲۷۴) و ملا علی قوشچی (۱۴۰۳–۱۴۷۴) ارائه شد.

یوهانس کپلر کتاب «جدول‌های رودولفین» را منتشر نمود که شامل یک کاتالوگ ستاره‌ها و جدولهای سیارات با استفاده از اندازه‌گیری‌های تیکو براهه بود.

این کیهان‌شناسی از جانب اسحاق نیوتن، کریستیان هویگنس و دانشمندان آتی مورد پذیرش قرار گرفت.[۱۵۸] ادموند هالی(۱۷۲۰)[۱۵۹] و ژان-فیلیپ دو چساکس(۱۷۴۴)[۱۶۰] هریک به‌طور جداگانه اشاره نمودند که فرضیه یک فضای بی‌نهایت که به‌طور یکنواخت از ستارگان پر شده‌است به این می‌انجامد که آسمان شب باید به روشنی خود خورشید باشد. این موضوع در قرن نوزدهم با نام پارادوکس اولبرس شهرت یافت.[۱۶۱] نیوتن باور داشت که یک فضای بی‌نهایت که به‌طور یکنواخت از ماده پر شده باشد باعث می‌شود که نیروهای بی‌نهایت و ناپایداری‌ها سبب می‌گردد که ماده تحت نیروی گرانش خود به درون خرد شود.[۱۵۸] این ناپایداری در سال ۱۹۰۲ با معیار ناپایداری جینز روشن شده‌بود.[۱۶۲] یک پاسخ ممکن به این پارادوکس‌ها گیتی شارلیه است که در آن ماده به صورت سلسله‌مراتبی و به شکل فراکتالی تنظیم شده‌است، به گونه‌ای که چگالی گیتی آنقدر اندک است که قابل صرفنظر کردن است. چنین مدل کیهانی پیش از این در سال ۱۷۶۱ توسط یوهان هاینریش لمبرت نیز پیشنهاد شده‌بود.[۵۲][۱۶۳] مهمترین پیشرفت اخترشناسی در قرن هجدهم کشف سحابی‌ها توسط توماس رایت و ایمانوئل کانت و دیگران بود.[۱۵۹]

دوران نوین کیهان‌شناسی فیزیکی از سال ۱۹۱۷ و از زمانی آغاز شد که آلبرت اینشتین نظریه نسبیت عام خود را برای نخستین بار برای مدل کردن ساختار و دینامیک گیتی به کار برد.[۱۶۴]

جستارهای وابسته

منابع

پانویس‌ها

  1. ↑ بنا بر فیزیک مدرن، به ویژه نسبیت عام, فضا و زمان ذاتا به شکل مفهوم واحدی به‌ نام فضازمان به هم پیوسته‌اند.
  2. ↑ اگر چه این عدد توسط منبع در واحد مگاپارسک بیان شده، این عدد به قدری بزرگ است که برای هر منظور و استفاده‌ای، ارقام آن در هر واحدی بیان شوند؛ چه نانومتر چه گیگا پارسک، تفاوتی نخواهد کرد زیرا اختلاف در خطا گم می‌شود.

یادکردها

  1. ↑ «Hubble sees galaxies galore». به کوشش spacetelescope.org. دریافت‌شده در آوریل ۳۰, ۲۰۱۷.
  2. ↑ ۲٫۰ ۲٫۱ ۲٫۲ Planck Collaboration (۲۰۱۶). «Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters». Astronomy & Astrophysics. ۵۹۴: A۱۳, Table ۴. arXiv:1502.01589. doi:10.1051/0004-6361/201525830. بیبکد:2016A&A...594A..13P.
  3. ↑ ۳٫۰ ۳٫۱ ۳٫۲ ۳٫۳ Greene، Brian (۲۰۱۱). The Hidden Reality. Alfred A. Knopf.
  4. ↑ Bars، Itzhak؛ Terning، John (نوامبر ۲۰۰۹). Extra Dimensions in Space and Time. Springer. صص. ۲۷–. شابک ۹۷۸-۰-۳۸۷-۷۷۶۳۷-۸. دریافت‌شده در مه ۱, ۲۰۱۱.
  5. ↑ Paul Davies (۲۰۰۶). The Goldilocks Enigma. First Mariner Books. ص. ۴۳ff. شابک ۹۷۸-۰-۶۱۸-۵۹۲۲۶-۵. دریافت‌شده در ۲۰۱۳-۰۷-۰۱.
  6. ↑ ۶٫۰ ۶٫۱ NASA/WMAP Science Team (ژانویه ۲۴, ۲۰۱۴). «Universe 101: What is the Universe Made Of?». NASA. دریافت‌شده در فوریه ۱۷, ۲۰۱۵.
  7. ↑ ۷٫۰ ۷٫۱ Fixsen، D.J. (۲۰۰۹). «The Temperature of the Cosmic Microwave Background». ژورنال اخترفیزیکی. ۷۰۷ (۲): ۹۱۶–۲۰. arXiv:0911.1955. doi:10.1088/0004-637X/707/2/916. بیبکد:2009ApJ...707..916F.
  8. ↑ ۸٫۰ ۸٫۱ ۸٫۲ «First Planck results: the universe is still weird and interesting». به کوشش Matthew Francis. Ars technica. مارس ۲۱, ۲۰۱۳. دریافت‌شده در اوت ۲۱, ۲۰۱۵.
  9. ↑ NASA/WMAP Science Team (۲۴ ژانویه ۲۰۱۴). «Universe 101: Will the Universe expand forever?». NASA. دریافت‌شده در ۱۶ آوریل ۲۰۱۵.
  10. ↑ ۱۰٫۰ ۱۰٫۱ Zeilik، Michael؛ Gregory، Stephen A. (۱۹۹۸). Introductory Astronomy & Astrophysics (ویراست ۴th). Saunders College Publishing. شابک ۹۷۸-۰-۰۳-۰۰۶۲۲۸-۵. کلیت همه فضا و زمان؛ همه آنچه هست، بوده و خواهد بود.
  11. ↑ Siegel، Ethan (ژوئیه ۱۴, ۲۰۱۸). «Ask Ethan: How Large Is The Entire, Unobservable Universe?». Forbes.
  12. ↑ Dold-Samplonius، Yvonne (۲۰۰۲). From China to Paris: 2000 Years Transmission of Mathematical Ideas. Franz Steiner Verlag. شابک ۹۷۸-۳۵۱۵۰۸۲۲۳۵.
  13. ↑ F. Glick، Thomas؛ John Livesey، Steven؛ Wallis، Faith (۲۰۰۵). Medieval Science Technology and Medicine: An Encyclopedia. Routledge. شابک ۹۷۸-۰۴۱۵۹۶۹۳۰۷.
  14. ↑ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (July 23, 2013). An Introduction to Modern Astrophysics (به انگلیسی) (International ed.). Pearson. pp. 1173–74. ISBN 978-1-292-02293-2.
  15. ↑ ۱۵٫۰ ۱۵٫۱ Hawking، Stephen (۱۹۹۸). A Brief History of Time. Bantam. شابک ۹۷۸-۰۵۵۳۳۸۰۱۶۳.
  16. ↑ ۱۶٫۰ ۱۶٫۱ «The Nobel Prize in Physics 2011». دریافت‌شده در آوریل ۱۶, ۲۰۱۵.
  17. ↑ Redd، Nola. «What is Dark Matter?». Space.com. دریافت‌شده در فوریه ۱, ۲۰۱۸.
  18. ↑ ۱۸٫۰ ۱۸٫۱ Planck 2015 results, table 9
  19. ↑ Persic، Massimo؛ Salucci، Paolo (سپتامبر ۱, ۱۹۹۲). «The baryon content of the Universe». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ۲۵۸ (۱): ۱۴P–۱۸P. arXiv:astro-ph/0502178. doi:10.1093/mnras/258.1.14P. بیبکد:1992MNRAS.258P..14P. شاپا 0035-8711.
  20. ↑ Jason Palmer (2011). "'Multiverse' theory suggested by microwave background". BBC (به انگلیسی).
  21. ↑ G. F. R. Ellis (۲۰۰۴). «Multiverses and physical cosmology». MNRAS. ۳۴۷ (۳). doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07261.x. بیبکد:2004MNRAS.347..921E.
  22. ↑ «Universe». Encyclopaedia Britannica online. Encyclopaedia Britannica Inc. ۲۰۱۲. دریافت‌شده در فوریه ۱۷, ۲۰۱۸.
  23. ↑ «Universe». به کوشش Merriam-Webster Dictionary. دریافت‌شده در سپتامبر ۲۱, ۲۰۱۲.
  24. ↑ «Universe». به کوشش Dictionary.com. دریافت‌شده در سپتامبر ۲۱, ۲۰۱۲.
  25. ↑ ۲۵٫۰ ۲۵٫۱ Schreuder، Duco A. (دسامبر ۳, ۲۰۱۴). Vision and Visual Perception. Archway Publishing. ص. ۱۳۵. شابک ۹۷۸-۱-۴۸۰۸-۱۲۹۴-۹.
  26. ↑ Mermin، N. David (۲۰۰۴). «Could Feynman Have Said This?». Physics Today. ۵۷ (۵): ۱۰. doi:10.1063/1.1768652. بیبکد:2004PhT....57e..10M.
  27. ↑ Tegmark، Max (۲۰۰۸). «The Mathematical Universe». Foundations of Physics. ۳۸ (۲): ۱۰۱–۵۰. arXiv:0704.0646. doi:10.1007/s10701-007-9186-9. بیبکد:2008FoPh...38..101T. نسخه کوتاه‌تری در Fixsen, D. J. (2007). "Shut up and calculate". arXiv:0709.4024 [physics.pop-ph]. in reference to David Mermin's famous quote "shut up and calculate!"[۲۶]
  28. ↑ Holt، Jim (۲۰۱۲). Why Does the World Exist?. Liveright Publishing. ص. ۳۰۸.
  29. ↑ Ferris، Timothy (۱۹۹۷). The Whole Shebang: A State-of-the-Universe(s) Report. Simon & Schuster. ص. ۴۰۰.
  30. ↑ Copan، Paul؛ William Lane Craig (۲۰۰۴). Creation Out of Nothing: A Biblical, Philosophical, and Scientific Exploration. Baker Academic. ص. ۲۲۰. شابک ۹۷۸-۰-۸۰۱۰-۲۷۳۳-۸.
  31. ↑ Bolonkin، Alexander (نوامبر ۲۰۱۱). Universe, Human Immortality and Future Human Evaluation. Elsevier. صص. ۳–. شابک ۹۷۸-۰-۱۲-۴۱۵۸۰۱-۶.
  32. ↑ The Compact Edition of the Oxford English Dictionary, Volume II, Oxford: Oxford University Press, 1971, p. 3518.
  33. ↑ Lewis, C. T. and Short, S A Latin Dictionary, Oxford University Press, ISBN 0-19-864201-6, pp. 1933, 1977–1978.
  34. ↑ Liddell؛ Scott. «A Greek-English Lexicon». πᾶς
  35. ↑ Liddell؛ Scott. «A Greek-English Lexicon». ὅλος
  36. ↑ Liddell؛ Scott. «A Greek–English Lexicon». κόσμος
  37. ↑ Lewis, C.T.؛ Short, S (۱۸۷۹). A Latin Dictionary. Oxford University Press. صص. ۱۱۷۵, ۱۱۸۹–۹۰, ۱۸۸۱–۸۲. شابک ۹۷۸-۰-۱۹-۸۶۴۲۰۱-۵.
  38. ↑ The Compact Edition of the Oxford English Dictionary. ج. II. Oxford: Oxford University Press. ۱۹۷۱. صص. ۵۶۹, ۹۰۹, ۱۹۰۰, ۳۸۲۱–۲۲. شابک ۹۷۸-۰-۱۹-۸۶۱۱۱۷-۲.
  39. ↑ Silk، Joseph (۲۰۰۹). Horizons of Cosmology. Templeton Press. شابک ۹۷۸-۱-۵۹۹۴۷-۳۶۴-۲.
  40. ↑ Singh، Simon (۲۰۰۵). Big Bang: The Origin of the Universe. Harper Perennial. صص. ۵۶۰. شابک ۹۷۸-۰۰۰۷۱۶۲۲۱۵.
  41. ↑ C. Sivaram (۱۹۸۶). «Evolution of the Universe through the Planck epoch». Astrophysics and Space Science. ۱۲۵ (۱): ۱۸۹–۹۹. doi:10.1007/BF00643984. بیبکد:1986Ap&SS.125..189S.
  42. ↑ Larson، Richard B.؛ Bromm، Volker (مارس ۲۰۰۲). «The First Stars in the Universe». Scientific American.
  43. ↑ Ryden, Barbara, "Introduction to Cosmology", 2006, eqn. 6.33
  44. ↑ «Big Bang Science: Antimatter». ۲۰۰۴-۰۳-۰۷. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۰۷.
  45. ↑ Adamson، Allan (اکتبر ۱۹, ۲۰۱۷). «Universe Should Not Actually Exist: Big Bang Produced Equal Amounts Of Matter And Antimatter». به کوشش TechTimes.com. دریافت‌شده در اکتبر ۲۶, ۲۰۱۷.
  46. ↑ Smorra C. (اکتبر ۲۰, ۲۰۱۷). «A parts-per-billion measurement of the antiproton magnetic moment» (PDF). Nature. ۵۵۰ (۷۶۷۶): ۳۷۱–۷۴. doi:10.1038/nature24048. PMID 29052625. بیبکد:2017Natur.550..371S.
  47. ↑ (Landau و Lifshitz 1975، ص. 361): "It is interesting to note that in a closed space the total electric charge must be zero. Namely, every closed surface in a finite space encloses on each side of itself a finite region of space. Therefore the flux of the electric field through this surface is equal, on the one hand, to the total charge located in the interior of the surface, and on the other hand to the total charge outside of it, with opposite sign. Consequently, the sum of the charges on the two sides of the surface is zero."
  48. ↑ Kaku، Michio (مارس ۱۱, ۲۰۰۸). Physics of the Impossible: A Scientific Exploration into the World of Phasers, Force Fields, Teleportation, and Time Travel. Knopf Doubleday Publishing Group. صص. ۲۰۲–. شابک ۹۷۸-۰-۳۸۵-۵۲۵۴۴-۲.
  49. ↑ ۴۹٫۰ ۴۹٫۱ Bars، Itzhak؛ Terning، John (اکتبر ۱۹, ۲۰۱۸). Extra Dimensions in Space and Time. Springer. صص. ۲۷–. شابک ۹۷۸-۰-۳۸۷-۷۷۶۳۷-۸. دریافت‌شده در اکتبر ۱۹, ۲۰۱۸.
  50. ↑ «WolframAlpha». دریافت‌شده در اکتبر ۱۹, ۲۰۱۸.
  51. ↑ «What is a light-year? | EarthSky.org». earthsky.org. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۰.
  52. ↑ ۵۲٫۰ ۵۲٫۱ Rindler, p. 196.
  53. ↑ Christian، Eric؛ Samar، Safi-Harb. «How large is the Milky Way?». دریافت‌شده در نوامبر ۲۸, ۲۰۰۷.
  54. ↑ Hall، Shannon (مه ۴, ۲۰۱۵). «Size of the Milky Way Upgraded, Solving Galaxy Puzzle». Space.com. دریافت‌شده در ژوئن ۹, ۲۰۱۵.
  55. ↑ I. Ribas؛ C. Jordi؛ F. Vilardell؛ E.L. Fitzpatrick؛ R.W. Hilditch؛ F. Edward Guinan (۲۰۰۵). «First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy». Astrophysical Journal. ۶۳۵ (۱): L۳۷–L۴۰. arXiv:astro-ph/0511045. doi:10.1086/499161. بیبکد:2005ApJ...635L..37R.McConnachie, A.W.؛ Irwin, M.J.؛ Ferguson, A.M.N.؛ Ibata, R.A.؛ Lewis, G.F.؛ Tanvir, N. (۲۰۰۵). «Distances and metallicities for 17 Local Group galaxies». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ۳۵۶ (۴): ۹۷۹–۹۷. arXiv:astro-ph/0410489. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.08514.x. بیبکد:2005MNRAS.356..979M.
  56. ↑ «How can space travel faster than the speed of light?». به کوشش Vannesa Janek. Universe Today. فوریه ۲۰, ۲۰۱۵. دریافت‌شده در ژوئن ۶, ۲۰۱۵.
  57. ↑ «Is faster-than-light travel or communication possible? Section: Expansion of the Universe». به کوشش Philip Gibbs. ۱۹۹۷. بایگانی‌شده از اصلی در مارس ۱۰, ۲۰۱۰. دریافت‌شده در ژوئن ۶, ۲۰۱۵.
  58. ↑ M. Vardanyan, R. Trotta, J. Silk (۲۸ ژانویه ۲۰۱۱). «Applications of Bayesian model averaging to the curvature and size of the Universe». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. ۴۱۳ (۱): L۹۱–L۹۵. arXiv:1101.5476. doi:10.1111/j.1745-3933.2011.01040.x. بیبکد:2011MNRAS.413L..91V.
  59. ↑ Schreiber، Urs (ژوئن ۶, ۲۰۰۸). «Urban Myths in Contemporary Cosmology». The n-Category Café. University of Texas at Austin. دریافت‌شده در ژوئن ۱, ۲۰۲۰.
  60. ↑ Don N. Page (۱۸ اکتبر ۲۰۰۶). «Susskind's Challenge to the Hartle-Hawking No-Boundary Proposal and Possible Resolutions». Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. ۲۰۰۷ (۱): ۰۰۴. arXiv:hep-th/0610199. doi:10.1088/1475-7516/2007/01/004. بیبکد:2007JCAP...01..004P.
  61. ↑ Berardelli، Phil (مارس ۲۵, ۲۰۱۰). «Galaxy Collisions Give Birth to Quasars». Science News.
  62. ↑ Riess, Adam G.؛ Filippenko؛ Challis؛ Clocchiatti؛ Diercks؛ Garnavich؛ Gilliland؛ Hogan؛ Jha؛ Kirshner؛ Leibundgut؛ Phillips؛ Reiss؛ Schmidt؛ Schommer؛ Smith؛ Spyromilio؛ Stubbs؛ Suntzeff؛ Tonry (۱۹۹۸). «Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant». Astronomical Journal. ۱۱۶ (۳): ۱۰۰۹–۳۸. arXiv:astro-ph/9805201. doi:10.1086/300499. بیبکد:1998AJ....116.1009R.
  63. ↑ Perlmutter, S.؛ Aldering؛ Goldhaber؛ Knop؛ Nugent؛ Castro؛ Deustua؛ Fabbro؛ Goobar؛ Groom؛ Hook؛ Kim؛ Kim؛ Lee؛ Nunes؛ Pain؛ Pennypacker؛ Quimby؛ Lidman؛ Ellis؛ Irwin؛ McMahon؛ Ruiz‐Lapuente؛ Walton؛ Schaefer؛ Boyle؛ Filippenko؛ Matheson؛ Fruchter؛ و دیگران (۱۹۹۹). «Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae». Astrophysical Journal. ۵۱۷ (۲): ۵۶۵–۸۶. arXiv:astro-ph/9812133. doi:10.1086/307221. بیبکد:1999ApJ...517..565P.
  64. ↑ Carroll, Sean; Kaku, Michio (2014). "End of the Universe". How the Universe Works. Discovery Channel.
  65. ↑ Overbye، Dennis (اکتبر ۱۱, ۲۰۰۳). «A 'Cosmic Jerk' That Reversed the Universe». New York Times.
  66. ↑ Schutz, Bernard F. (1985-01-31). A First Course in General Relativity (به انگلیسی). Cambridge University Press.
  67. ↑ «WMAP 9 Year Mission Results». map.gsfc.nasa.gov. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۰.
  68. ↑ ۶۸٫۰ ۶۸٫۱ Luminet، Jean-Pierre؛ Weeks، Jeffrey R.؛ Riazuelo، Alain؛ Lehoucq، Roland؛ Uzan، Jean-Philippe (اکتبر ۹, ۲۰۰۳). «Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background». Nature (Submitted manuscript). ۴۲۵ (۶۹۵۸): ۵۹۳–۹۵. arXiv:astro-ph/0310253. doi:10.1038/nature01944. PMID 14534579. بیبکد:2003Natur.425..593L.
  69. ↑ . arXiv:astro-ph/9901364. Bibcode 1999ASIC..541..117L.
  70. ↑ Brill، Dieter؛ Jacobsen، Ted (۲۰۰۶). «Spacetime and Euclidean geometry». General Relativity and Gravitation. ۳۸ (۴): ۶۴۳–۵۱. arXiv:gr-qc/0407022. CiteSeerX 10.1.1.338.7953. doi:10.1007/s10714-006-0254-9. بیبکد:2006GReGr..38..643B.
  71. ↑ Harrison, Edward (2000-03-16). Cosmology: The Science of the Universe (به انگلیسی). Cambridge University Press.
  72. ↑ Liddle, Andrew R.; Lyth, David H. (2000-04-13). Cosmological Inflation and Large-Scale Structure (به انگلیسی). Cambridge University Press.
  73. ↑ «WMAP- Fate of the Universe». map.gsfc.nasa.gov. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۰۷.
  74. ↑ Roukema، Boudewijn؛ Buliński، Zbigniew؛ Szaniewska، Agnieszka؛ Gaudin، Nicolas E. (۲۰۰۸). «A test of the Poincare dodecahedral space topology hypothesis with the WMAP CMB data». Astronomy and Astrophysics. ۴۸۲ (۳): ۷۴۷–۵۳. arXiv:0801.0006. doi:10.1051/0004-6361:20078777. بیبکد:2008A&A...482..747L.
  75. ↑ Aurich، Ralf؛ Lustig, S.؛ Steiner, F.؛ Then, H. (۲۰۰۴). «Hyperbolic Universes with a Horned Topology and the CMB Anisotropy». Classical and Quantum Gravity. ۲۱ (۲۱): ۴۹۰۱–۲۶. arXiv:astro-ph/0403597. doi:10.1088/0264-9381/21/21/010. بیبکد:2004CQGra..21.4901A.
  76. ↑ Planck collaboration (2014). "Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters". Astronomy & Astrophysics (به انگلیسی). 571 (A16). Bibcode:2014A&A...571A..16P. doi:10.1051/0004-6361/201321591.
  77. ↑ «Planck reveals 'almost perfect' universe - physicsworld.com». physicsworld.com. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۰۷.
  78. ↑ Isaak، Mark, ویراستار (۲۰۰۵). «CI301: The Anthropic Principle». به کوشش Index to Creationist Claims. TalkOrigins Archive. دریافت‌شده در اکتبر ۳۱, ۲۰۰۷.
  79. ↑ Fritzsche، Hellmut. «electromagnetic radiation | physics». Encyclopædia Britannica. ص. ۱. دریافت‌شده در ژوئیه ۲۶, ۲۰۱۵.
  80. ↑ «Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology» (PDF). Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology. University of California Riverside. بایگانی‌شده از اصلی (PDF) در سپتامبر ۵, ۲۰۱۵. دریافت‌شده در ژوئیه ۲۶, ۲۰۱۵.
  81. ↑ «Physics – for the 21st Century». www.learner.org. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics Annenberg Learner. بایگانی‌شده از اصلی در سپتامبر ۷, ۲۰۱۵. دریافت‌شده در ژوئیه ۲۷, ۲۰۱۵.
  82. ↑ «Dark matter – A history shapes by dark force». به کوشش Timothy Ferris. National Geographic. ۲۰۱۵. دریافت‌شده در دسامبر ۲۹, ۲۰۱۵.
  83. ↑ Nola Taylor Redd (2015). "It's Official: The Universe Is Dying Slowly". Scientific American (به انگلیسی).
  84. ↑ Parr، Will. «RIP Universe – Your Time Is Coming… Slowly | Video». Space.com. دریافت‌شده در اوت ۲۰, ۲۰۱۵.
  85. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام DarkMatter وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  86. ↑ Peebles, P.J. E.؛ Ratra, Bharat (۲۰۰۳). «The cosmological constant and dark energy». Reviews of Modern Physics. ۷۵ (۲): ۵۵۹–۶۰۶. arXiv:astro-ph/0207347. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. بیبکد:2003RvMP...75..559P.
  87. ↑ Mandolesi, N. ; Calzolari, P. ; Cortiglioni, S. ; Delpino, F. ; Sironi, G. ; Inzani, P. ; Deamici, G. ; Solheim, J. -E. ; Berger, L. ; Partridge, R. B. ; Martenis, P. L. ; Sangree, C. H. ; Harvey, R. C. (1986). "Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background". Nature. 319 (6056): 751–753. Bibcode:1986Natur.319..751M. doi:10.1038/319751a0.
  88. ↑ "New Horizons spacecraft answers the question: How dark is space?". phys.org (به انگلیسی). Retrieved 15 January 2021.
  89. ↑ Howell، Elizabeth (۲۰ مارس ۲۰۱۸). «How Many Galaxies Are There?». Space.com. دریافت‌شده در ۵ مارس ۲۰۲۱.
  90. ↑ Staff (۲۰۱۹). «How Many Stars Are There In The Universe?». به کوشش آژانس فضایی اروپا. دریافت‌شده در سپتامبر ۲۱, ۲۰۱۹.
  91. ↑ Marov، Mikhail Ya. (۲۰۱۵). «The Structure of the Universe». The Fundamentals of Modern Astrophysics. صص. ۲۷۹–۲۹۴. doi:10.1007/978-1-4614-8730-2_10. شابک ۹۷۸-۱-۴۶۱۴-۸۷۲۹-۶.
  92. ↑ Mackie، Glen (فوریه ۱, ۲۰۰۲). «To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand». به کوشش Centre for Astrophysics and Supercomputing. دریافت‌شده در ژانویه ۲۸, ۲۰۱۷.
  93. ↑ «Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy». ESO. ۲۰۰۰-۰۵-۰۳. بایگانی‌شده از اصلی در ۲۹ ژوئیه ۲۰۱۲. دریافت‌شده در ۲۰۰۷-۰۱-۰۳.
  94. ↑ «Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View». NASA. ۲۰۰۶-۰۲-۲۸. دریافت‌شده در ۲۰۰۷-۰۱-۰۳.
  95. ↑ Gibney، Elizabeth (سپتامبر ۳, ۲۰۱۴). «Earth's new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea'». Nature. doi:10.1038/nature.2014.15819. دریافت‌شده در اوت ۲۱, ۲۰۱۵.
  96. ↑ «Local Group». به کوشش Fraser Cain. Universe Today. مه ۴, ۲۰۰۹. بایگانی‌شده از اصلی در ژوئن ۲۱, ۲۰۱۸. دریافت‌شده در اوت ۲۱, ۲۰۱۵.
  97. ↑ Devlin، Hannah؛ Correspondent، Science (آوریل ۲۰, ۲۰۱۵). «Astronomers discover largest known structure in the universe is ... a big hole». The Guardian.
  98. ↑ «Content of the Universe - WMAP 9yr Pie Chart». wmap.gsfc.nasa.gov. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۱.
  99. ↑ Rindler, p. 202
  100. ↑ Liddle، Andrew (۲۰۰۳). An Introduction to Modern Cosmology (2nd ed.). John Wiley & Sons. شابک ۹۷۸-۰-۴۷۰-۸۴۸۳۵-۷.. p. 2.
  101. ↑ Livio، Mario (۲۰۰۱). The Accelerating Universe: Infinite Expansion, the Cosmological Constant, and the Beauty of the Cosmos. John Wiley and Sons. ص. ۵۳. شابک ۹۷۸-۰-۴۷۱-۴۳۷۱۴-۷. دریافت‌شده در مارس ۳۱, ۲۰۱۲.
  102. ↑ Peebles, P.J.E.؛ Ratra, Bharat (۲۰۰۳). «The cosmological constant and dark energy». Reviews of Modern Physics. ۷۵ (۲): ۵۵۹–۶۰۶. arXiv:astro-ph/0207347. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. بیبکد:2003RvMP...75..559P.
  103. ↑ Paul J. Steinhardt, Neil Turok (2006). "Why the cosmological constant is small and positive". Science. 312 (5777): 1180–1183. arXiv:astro-ph/0605173. Bibcode:2006Sci...312.1180S. doi:10.1126/science.1126231.
  104. ↑ «Dark Energy». hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. بایگانی‌شده از اصلی در ۲۷ مه ۲۰۱۳. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۱.
  105. ↑ Carroll, Sean (۲۰۰۱). «The cosmological constant». Living Reviews in Relativity. ۴ (۱): ۱. arXiv:astro-ph/0004075. doi:10.12942/lrr-2001-1. PMC 5256042. PMID 28179856. بیبکد:2001LRR.....4....1C. دریافت‌شده در سپتامبر ۲۸, ۲۰۰۶. از پارامتر ناشناخته |aپیوند بایگانی= صرف‌نظر شد (کمک)
  106. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام :3 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  107. ↑ "Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light". University of Cambridge. 21 March 2013. Retrieved 12 December 2016.
  108. ↑ Davies, Paul (1992-08-28). The New Physics (به انگلیسی). Cambridge University Press.
  109. ↑ Persic, Massimo; Salucci, Paolo (1992-09-01). "The baryon content of the Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 258 (1): 14P–18P. arXiv:astro-ph/0502178. Bibcode:1992MNRAS.258P..14P. doi:10.1093/mnras/258.1.14P. ISSN 0035-8711.
  110. ↑ Hooft, G. 't (1997-01-01). In Search of the Ultimate Building Blocks (به انگلیسی). Cambridge University Press.
  111. ↑ Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. The University of Chicago Press. pp. 362–435. ISBN 0-226-10953-4.
  112. ↑ Veltman, Martinus (2003). Facts and Mysteries in Elementary Particle Physics. World Scientific. ISBN 981-238-149-X.
  113. ↑ ۱۱۴٫۰ ۱۱۴٫۱ Braibant, Sylvie; Giacomelli, Giorgio; Spurio, Maurizio (2011-11-16). Particles and Fundamental Interactions: An Introduction to Particle Physics (به انگلیسی). Springer Science & Business Media.
  114. ↑ Close, Frank (2012). Particle Physics: A Very Short Introduction. Oxford University Press. ISBN 978-0192804341.
  115. ↑ ۱۱۶٫۰ ۱۱۶٫۱ R. Oerter (2006). The Theory of Almost Everything: The Standard Model, the Unsung Triumph of Modern Physics (Kindle ed.). گروه پنگوئن. p. 2. ISBN 0-13-236678-9.
  116. ↑ «Higgs boson FAQ - UT ATLAS Group - UT Austin Wikis». wikis.utexas.edu. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۱.
  117. ↑ Strassler, M. (12 October 2012). "The Higgs FAQ 2.0". ProfMattStrassler.com. Retrieved 2013-01-08. [Q] Why do particle physicists care so much about the Higgs particle? [A] Well, actually, they don’t. What they really care about is the Higgs field, because it is so important. [emphasis in original]
  118. ↑ Steven Weinberg. Dreams of a Final Theory: The Scientist's Search for the Ultimate Laws of Nature. Knopf Doubleday Publishing Group. ISBN 978-0-307-78786-6.
  119. ↑ ۱۲۰٫۰ ۱۲۰٫۱ Allday, Jonathan (2002). Quarks, Leptons and the Big Bang (Second ed.). IOP Publishing. ISBN 0-7503-0806-0.
  120. ↑ Harari, H. (1977). "Beyond charm". In Balian, R. ; Llewellyn-Smith, C.H. Weak and Electromagnetic Interactions at High Energy, Les Houches, France, Jul 5- Aug 14, 1976. Les Houches Summer School Proceedings. 29. North-Holland. p. 613.
  121. ↑ Harari H. (1977). "Three generations of quarks and leptons"[پیوند مرده] (PDF). In E. van Goeler; Weinstein R. Proceedings of the XII Rencontre de Moriond. p. 170. SLAC-PUB-1974.
  122. ↑ "Experiment confirms famous physics model" (Press release). MIT News Office. 18 April 2007.
  123. ↑ "Thermal history of the Universe and early growth of density fluctuations" (PDF). Guinevere Kauffmann. Max Planck Institute for Astrophysics. Retrieved 2016-01-06.
  124. ↑ «Cosmic Evolution - Particulate». www.cfa.harvard.edu. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۱.
  125. ↑ «Timeline of the Big Bang - The Big Bang and the Big Crunch - The Physics of the Universe». www.physicsoftheuniverse.com. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۱.
  126. ↑ ۱۲۷٫۰ ۱۲۷٫۱ Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (1998-01-01). Introductory Astronomy & Astrophysics (به انگلیسی). Saunders College Pub.
  127. ↑ Raine & Thomas (2001, p. 12)
  128. ↑ ۱۲۹٫۰ ۱۲۹٫۱ Raine & Thomas (2001, p. 66)
  129. ↑ Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (1998). "25-2". Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. ISBN 0030062284.
  130. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام :7 وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  131. ↑ Friedmann A. (1922). "Über die Krümmung des Raumes" (PDF). Zeitschrift für Physik. 10 (1): 377–386. Bibcode:1922ZPhy...10..377F. doi:10.1007/BF01332580.
  132. ↑ "Cosmic Detectives". The European Space Agency (ESA). 2013-04-02. Retrieved 2013-04-15.
  133. ↑ Raine & Thomas (2001, pp. 122–123)
  134. ↑ ۱۳۵٫۰ ۱۳۵٫۱ Raine & Thomas (2001, p. 70)
  135. ↑ Munitz MK (1959). "One Universe or Many?". Journal of the History of Ideas. 12 (2): 231–255. doi:10.2307/2707516. JSTOR 2707516.
  136. ↑ Ellis، George F.R. (۲۰۰۴). U. Kirchner, W.R. Stoeger. «Multiverses and physical cosmology». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ۳۴۷ (۳): ۹۲۱–۹۳۶. arXiv:astro-ph/0305292. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07261.x. بیبکد:2004MNRAS.347..921E.
  137. ↑ Munitz MK (۱۹۵۹). «One Universe or Many?». Journal of the History of Ideas. ۱۲ (۲): ۲۳۱–۲۵۵. doi:10.2307/2707516. جی‌استور ۲۷۰۷۵۱۶.
  138. ↑ Misner, Thorne and Wheeler, p. 753.
  139. ↑ Linde A. (۱۹۸۶). «Eternal chaotic inflation». Mod. Phys. Lett. A۱ (۲): ۸۱–۸۵. doi:10.1142/S0217732386000129. بیبکد:1986MPLA....1...81L.
    Linde A. (۱۹۸۶). «Eternally existing self-reproducing chaotic inflationary Universe» (PDF). Phys. Lett. B۱۷۵ (۴): ۳۹۵–۴۰۰. doi:10.1016/0370-2693(86)90611-8. بیبکد:1986PhLB..175..395L. دریافت‌شده در ۲۰۱۱-۰۳-۱۷.
  140. ↑ Mark Isaak (ed.) (2005). "CI301: The Anthropic Principle". Index to Creationist Claims. TalkOrigins Archive. Retrieved 2007-10-31.
  141. ↑ (Henry Gravrand, "La civilisation Sereer -Pangool") [in] دانشگاه گوته فرانکفورت، Frobenius-Institut, Deutsche Gesellschaft für Kulturmorphologie, Frobenius Gesellschaft, "Paideuma: Mitteilungen zur Kulturkunde, Volumes 43–44", F. Steiner (1997), pp. 144–5, ISBN 3-515-02842-0
  142. ↑ فرهنگ اساطیر، محمد جعفر یاحقی، ص ۲۲۵
  143. ↑ ویل دورانت، Our Oriental Heritage:

    «دو سیستم تفکر هندو نظریه‌های فیزیکی مشابه یونان باستان ارائه می‌دهند. کانادا، بنیانگذار فلسفه وایششیکا، بر این گمان بود که جهان از اتمهایی تشکیل شده که گونه‌های آن به تعداد گونه‌های عناصر هستند. آیین جین بیش از همه نزدیک به [نظریات] دموکریتوس است زیرا می‌آموزد که تمامی اتم‌ها از یک گونه هستند و به‌وسیلهٔ حالت‌های مختلف ترکیب‌شدن، آثار گوناگون ایجاد می‌کنند. کانادا باور داشت نور و گرما گونه‌های مختلفی از یک ماده هستند، اودایانا می‌آموخت که کل گرما از خورشید می‌آید، و واچاسپاتی، همانند نیوتن نور را به صورت ذره‌های بسیار کوچکی تفسیر می‌نمود که از مواد منتشر می‌شوند به چشم برخورد می‌کنند.»
  144. ↑ Stcherbatsky, F. Th. (1930, 1962), Buddhist Logic, Volume 1, p. 19, Dover, New York:

    «بودایی‌ها کلاً وجود ماده مادی را رد کردند. حرکت برای آن‌ها از لحظه‌ها تشکیل می‌شود، حرکت بریده-بریده‌است، برق‌های لحظه‌ای جریانی از انرژی…، به گفته بودیست‌ها "همه‌چیز ناپایدار است"، …، زیرا هیچ چیزی وجود ندارد… هر دو سیستم [سانکیها، و بعدها بودیسم هندی] درارای این گرایش مشترک‌اند که تحلیل وجود را تا ریزترین ذرات آن پیش ببرند، آخرین عناصری که به عنوان کیفیت‌های مطلق تصور می‌شوند، یا چیزهای که تنها یک کیفیت یکتا دارند. این چیزها در هر دو سیستم «کیفیت» (گونا-دارما) نامیده می‌شوند و به‌معنی کیفیت‌های مطلق هستند، نوعی انرژی‌های اتمی یا درون-اتمی که چیزهای تجربی از آن‌ها تشکیل شده‌اند؛ بنابراین هر دو سیستم در انکار واقعیت عینی ماده یا کیفیت و رابطه‌ای که آن‌ها را به هم می‌پیوندد، هم‌نظرند. در فلسفه سانکهیا کیفیت‌ها وجود مستقل ندارند. آنچه ما کیفیت می‌نامیم چیزی جز یک تجلی خاص از یک موجودیت ظریف نیست. هر واحد جدیدی از کیفیت متناظر با یک کوانتوم از ماده‌ای است که کیفیت گونا نامیده می‌شود، اما نمایاننده یک موجودیت ذاتی ظریف است. همین در مورد بودیسم اولیه نیز صادق است که تمامی کیفیت‌ها ذاتی، ویا به بیان دقیقتر موجودیت‌های پویایی هستند، هرچند که با نام دارما (کیفیت) نیز شناخته می‌شوند.»
  145. ↑ Craig، William Lane (ژوئن ۱۹۷۹). «Whitrow and Popper on the Impossibility of an Infinite Past». The British Journal for the Philosophy of Science. ۳۰ (۲): ۱۷۰–۱۶۵ (۶–۱۶۵). doi:10.1093/bjps/30.2.165.
  146. ↑ Boyer, C. (1968) A History of Mathematics. Wiley, p. 54.
  147. ↑ Neugebauer, Otto E. (۱۹۴۵). «The History of Ancient Astronomy Problems and Methods». Journal of Near Eastern Studies. ۴ (۱): ۱–۳۸. doi:10.1086/370729. جی‌استور ۵۹۵۱۶۸. سلوکوس کلده‌ای از سلوکیه
  148. ↑ Sarton, George (۱۹۵۵). «Chaldaean Astronomy of the Last Three Centuries B. C». Journal of the American Oriental Society. ۷۵ (۳): ۱۶۶–۱۷۳ (۱۶۹). doi:10.2307/595168. جی‌استور ۵۹۵۱۶۸. نظریه خورشید-مرکزی که توسط آریستارخوس ساموسی ابداع شد، یک قرن بعد هنوز توسط سلوکوس بابلی دفاع می‌شد
  149. ↑ William P. D. Wightman (1951, 1953), The Growth of Scientific Ideas, Yale University Press p. 38, where Wightman calls him Seleukos the Chaldean.
  150. ↑ Lucio Russo, Flussi e riflussi, Feltrinelli, Milano, 2003, ISBN 88-07-10349-4.
  151. ↑ Bartel, p. 527
  152. ↑ Bartel, pp. 527–9
  153. ↑ Bartel, pp. 529–34
  154. ↑ Bartel, pp. 534–7
  155. ↑ Nasr، Seyyed H. (1st edition in 1964, 2nd edition in 1993). An Introduction to Islamic Cosmological Doctrines (ویراست ۲nd). 1st edition by Harvard University Press, 2nd edition by State University of New York Press. ص. ۱۳۵–۶. شابک ۰-۷۹۱۴-۱۵۱۵-۵. تاریخ وارد شده در |تاریخ= را بررسی کنید (کمک)
  156. ↑ Misner, Thorne and Wheeler, p. 754.
  157. ↑ ۱۵۸٫۰ ۱۵۸٫۱ Misner, Thorne and Wheeler, p. 755–756.
  158. ↑ ۱۵۹٫۰ ۱۵۹٫۱ Misner, Thorne and Wheeler, p. 756.
  159. ↑ de Cheseaux JPL (۱۷۴۴). Traité de la Comète. Lausanne. ص. ۲۲۳ff.. Reprinted as Appendix II in Dickson FP (۱۹۶۹). The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought. Cambridge, MA: M.I.T. Press. شابک ۹۷۸-۰-۲۶۲-۵۴۰۰۳-۲.
  160. ↑ Olbers HWM (۱۸۲۶). «Unknown عنوان». Bode's Jahrbuch. ۱۱۱.. Reprinted as Appendix I in Dickson FP (۱۹۶۹). The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought. Cambridge, MA: M.I.T. Press. شابک ۹۷۸-۰-۲۶۲-۵۴۰۰۳-۲.
  161. ↑ Jeans، J. H. (۱۹۰۲). «The Stability of a Spherical Nebula» (PDF). Philosophical Transactions of the Royal Society A. ۱۹۹ (۳۱۲–۳۲۰): ۱–۵۳. doi:10.1098/rsta.1902.0012. بیبکد:1902RSPTA.199....1J. جی‌استور ۹۰۸۴۵. دریافت‌شده در ۲۰۱۱-۰۳-۱۷.
  162. ↑ Misner, Thorne and Wheeler, p. 757.
  163. ↑ Einstein، A (۱۹۱۷). «Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie». Preussische Akademie der Wissenschaften, Sitzungsberichte. ۱۹۱۷. (part ۱): ۱۴۲–۱۵۲.

قانون کائنات

برگرفته از «https://fa.wikipedia.org/w/index.php?title=گیتی&oldid=32415351»