مه‌بانگ: تفاوت میان نسخه‌ها

ویرایش پیوندها
از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
نمایش تاریخچه به صورت تعاملی
→ تفاوت قدیمی‌ترتفاوت جدیدتر ←
محتوای حذف‌شده محتوای افزوده‌شده
دیداریویکی‌متن
خط ۸۶۲: خط ۸۶۲:
اینگونه پنداشته می شود که فشار منفی از ویژگی های [[انرژی خلاء]] است، اما ماهیت دقیق و وجود انرژی تاریک همچنان به عنوان یکی از رازهای مهبانگ باقی می ماند. دو تا از کاندیداهای ممکن [[ثابت کیهانی]] و [[اثیر (کیهان شناسی)|اثیر]] {{انگلیسی|Quintessence}} هستند. نتایج [[دبلیومپ]] در سال ۲۰۰۸ گواهی می دهند که جهان شامل ۷۳٪ انرژی تاریک، ۲۳٪ [[ماده تاریک]]، ۴٫۶٪ ماده ومعمولی و کمتر از ۱٪ [[نوترینو]] است.<ref name="wmap7year" /> بنا بر نظریات چگالی انرژی در شکل ماده با انبساط کیهان کاهش می یابد اما چگالی انرژی تاریک ثابت است (یا تقریبا ثابت است).
اینگونه پنداشته می شود که فشار منفی از ویژگی های [[انرژی خلاء]] است، اما ماهیت دقیق و وجود انرژی تاریک همچنان به عنوان یکی از رازهای مهبانگ باقی می ماند. دو تا از کاندیداهای ممکن [[ثابت کیهانی]] و [[اثیر (کیهان شناسی)|اثیر]] {{انگلیسی|Quintessence}} هستند. نتایج [[دبلیومپ]] در سال ۲۰۰۸ گواهی می دهند که جهان شامل ۷۳٪ انرژی تاریک، ۲۳٪ [[ماده تاریک]]، ۴٫۶٪ ماده ومعمولی و کمتر از ۱٪ [[نوترینو]] است.<ref name="wmap7year" /> بنا بر نظریات چگالی انرژی در شکل ماده با انبساط کیهان کاهش می یابد اما چگالی انرژی تاریک ثابت است (یا تقریبا ثابت است).
بنا براین در گذشته ماده بخش بزرگتری از کل انرژی جهان را در مقایسه با زمان حال تشکیل می داد و اما همچنان که سلطه انرژی تاریک در آینده دور افزایش می یابد سهم ماده کاهش می یابد.
بنا براین در گذشته ماده بخش بزرگتری از کل انرژی جهان را در مقایسه با زمان حال تشکیل می داد و اما همچنان که سلطه انرژی تاریک در آینده دور افزایش می یابد سهم ماده کاهش می یابد.

===ماده تاریک===
{{نوشتار اصلی|ماده تاریک}}
[[File:Cosmological Composition – Pie Chart.svg|thumb|right|375px|A [[pie chart]] نشان دهنده ترکیب نسبی مولفه های مختلف چگالی-انرژی جهان، با استفاده از [[مدل لامبدا سی دی ام]]. تقریبا ۹۵٪ از فرمهای عجیب ماده تاریک و انرژی تاریک 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 نمی گردد و برهمکنشی با ماده باریونی معمولی ندارد. علاوه براین فرضیه جهانی که اکثرا از ماده معمولی تشکیل شده باشد، منجر به پیش بینی هایی می شد که با مشاهدات تجربی همخوانی نداشتند. به عنوان نمونه در جهان امروز میزان دوتریم بسیار کمتری از آنچه انتظار می رود موجود است. اگرچه ماده تاریک همواره محل بحث و اختلاف نظر بوده است اما مشاهدات مختلفی دلالت بر وجود آن دارند : ناهمسانگردی ها در تابش زمینه کیهانی، سرعت پراکندگی [[خوشه کهکشانی|گروه ها و خوشه های کهکشانی]]، پراکندگی ها در ساختار بزرگ مقیاس، مطالعات در زمینه [[همگرایی گرانشی]] و اندازه گیریهای پرتو ایکس خوشه های کهکشانی.<ref>
{{cite web
|last=Keel | first=B.
|title=Dark Matter
|url=http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/darkmatter.html
|accessdate=28 May 2007
}}</ref>

تا کنون ماده تاریکی در آزمایشگاهها مشاهده نشده است و تنها گواه غیر مستقیم برای ماده تاریک تاثیر گرانشی آن بر ماده معمولی است. کاندیداهای بسیاری برای ماده تاریک در فیزیک ذرات پیشنهاد شده است و پروژه های متعددی برای ردیابی مستقیم آن در راهند.<ref name="pdg">{{cite journal
|last=Yao |first=W.M.
|year=2006
|title=Review of Particle Physics: Dark Matter
|url=http://pdg.lbl.gov/2006/reviews/darkmatrpp.pdf
|journal=[[Journal of Physics G]]
|volume=33 |issue=1 | pages=1–1232
|doi=10.1088/0954-3899/33/1/001
|ref=harv
|arxiv = astro-ph/0601168 |bibcode = 2006JPhG...33....1Y
|display-authors=1
|author2=<Please add first missing authors to populate metadata.> }}</ref>


== نگاهی به چگونگی ایجاد و گسترش کیهان ==
== نگاهی به چگونگی ایجاد و گسترش کیهان ==

نسخهٔ ‏۲۵ فوریهٔ ۲۰۱۳، ساعت ۰۶:۰۲

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
بر طبق مدل مهبانگ, جهان از یک وضعیت بسیار چگال و داغ شروع به انبساط نمود و همچنان در حال انبساط است. با یک قیاس ساده می توان این گونه توضیح داد که خود فضا در حال انبساط است و کهکشانها را با خود می کشد، مانند بادکنکی که در حال باد شدن است و نقطه های روی آن حرکت می کنند.این نگاره انبساط قسمتی از جهان را از دید یک هنرمند به تصویر می کشد.
برای دیگر کاربردهای واژه انفجار بزرگ به صفحهٔ انفجار بزرگ (ابهام‌زدایی) مراجعه کنید.

مِهبانگ یا انفجار بزرگ (به انگلیسی: Big Bang)، مدل کیهان شناسی غالب برای توصیف شکل گیری ابتدایی جهان است [۱]. بنا بر این نظریه، انفجار بزرگی تقریبا ۱۳٫۷۷ میلیارد سال قبل رخ داده است که آغاز جهان را رقم زده است. [۲] که در نتیجه این عدد به عنوان سن جهان در نظر گرفته می شود. [۳] [۴] [۵] [۶]. پس از این لحظه جهان بسیار داغ و چگال(متراکم) بود و شروع به انبساط با سرعت بسیار زیاد کرد.بر اثر این انبساط جهان داغ اولیه رو به سرد شدن گذاشت. پس از این انبساط اولیه، دمای جهان به اندازه ای کاهش یافت که برای تبدیل انرژی به ذرات زیر اتمی گوناگون مانند پروتون و الکترون و نوترون کافی بود. با اینکه هسته های اتمی ساده می توانستند به سرعت تشکیل شوند، اما پیدایش اتمهای بدون بار الکتریکی نخستین هزاران سال دیگر به طول انجامیده است. نخستین عنصری که بوجود آمد هیدروژن بود و مقادیر کمتری از هلیم و لیتیم نیز به وجود آمد. بعدهاابرهای غول پیکری از گردهم آیی این عناصر اولیه بر اثر نیروی گرانش بوجود آمد که منجر به شکل گیری ستاره ها و کهکشانها شد. عناصر سنگین تر نیز درون ستاره ها و ابرنواختر ها پدید آمدند.

مهبانگ یک نطریه علمی آزموده شده است که به گستردگی مورد پذیرش جامعه علمی قرارگرفته است. این نظریه توجیه کاملی در مورد طیف گسترده ای از پدیده های فیزیکی مشاهده شده ارائه می دهد. از جمله این پدیده ها می توان به فراوانی ذرات سبک، تابش زمینه کیهانی، ساختار بزرگ مقدار و نمودار هابل برای ابرنواخترهای نوع Ia اشاره کرد. [۷] ایده های اساسی مهبانگ همچون انبساط،تشکیل هلیم و شکل گیری کهکشانها از این مشاهدات و مشاهدات دیگری برگرفته شده که همگی مستقل از مدلهای کیهان شناسی هستند. از آنجا که فاصله میان خوشه های کهکشانی در حال افزایش است می توان نتیجه گرفت که در گذشته همه چیز به هم نزدیک تر بوده است.شرایط چگالی ها و دماهای بسیار بالا در گذشته به طور مفصل مورد بررسی قرار گرفته [۸] [۹] و شتاب دهنده های ذره ای بزرگی برای انجام آزمایشهایی تحت این شرایط ساخته شده اند که به گسترش بیشتر مدل مهبانگ کمک کرده اند. از سوی دیگر این شتاب دهنده ها تواناییهای محدودی برای آزمایش تحت چنین شرایط پر انرژی دارند. دانش و شواهد بسیار اندکی در مورد اولین لحظه انبساط در دست است و از این رو نظریه مهبانگ توضیحی برای آن شرایط اولیه ارائه نمی کند بلکه تکامل عمومی جهان از آن نقطه به بعد را توصیف می کند.

ژرژ لومتر برای نخستین بار فر ضیه ای را با عنوان «فرضیه نخستین اتم» پیشنهاد نمود که بعدها سایر دانشمندان با گسترش آن شکل کنونی نظریه مهبانگ را ارائه دادند. چارچوب نظریه مهبانگ بر نظریه نسبیت عام آلبرت انیشتین و فرض همگن بودن و همسانگردی فضا استوار است و معادلات حاکم برآن توسط الکساندر فریدمان فرموله شدند. در سال ۱۹۲۹ ادوین هابل کشف کرد که فاصله کهکشانهای دور از ما با انتقال به سرخ (به انگلیسی: redshift) آنها متناسب است-ایده ای که نخستین بار توسط ژرژ لومتر در سال ۱۹۲۷ معرفی شد-. بر اساس مشاهدات هابل اینگونه به نظر می رسید که کهکشانها و خوشه های بسیار دور سرعتی در خلاف جهت نقطه دید ما دارند و هر چه دور تر باشند سرعت دور شدنشان نیز بیشتر است. [۱۰]

اگرچه زمانی جامعه علمی به طرفداران نظریه مهبانگ و طرفداران نظریه حالت پایدار تقسیم شده بود، [۱۱] اما پس از کشف تابش زمینه کیهانی در سال ۱۹۶۴ بیشتر دانشمندان قانع شدند که نسخه ای از نظریه مهبانگ همخوانی بهتری با مشاهدات دارد، به ویژه هنگامی که دریافتند که طیف تابش آن با طیف تابش گرمایی یک جسم سیاه مطابقت دارد. ار آن زمان تاکنون اخترفیزیکدانان تئوری و مشاهدات بسیاری به این مدل افزودند و با پارامتری کردن آن از طریق مدل لامبدا-سی دی ام (به انگلیسی: Lambda-CDM) چارچوب تحقیقات کنونی در کیهان شناسی نظری را پایه ریزی کردند.

بررسی کلی

خط زمان مهبانگ

مقالهٔ اصلی: گاه‌شمار مهبانگ

با برون یابی انبساط جهان در زمان رو به عقب، به نقطه ای معلوم در گذشته با چگالی و دمای بی نهایت می رسیم. [۱۲] این نقطه یک تکینگی گرانشی خوانده می شود و بیانگر شکست نظریه نسبیت عام در این نقطه است. اینکه برون یابی تا چه اندازه می تواند به این نقطه نزدیک شود محل بحث است. گاهی این نقطه تکینگی مه بانگ خوانده می شود. [۱۳] اما واژه مه بانگ برای بیان حالت داغ و متراکم اولیه نیز به کار می رود. [۱۴][notes ۱] که می توان آن را تولد جهان دانست. عمر جهان را می توان براساس اندازه گیریهای انبساط کیهانی با استفاده از ابر نواخترهای نوع Ia، اندازه گیریهای نوسانات دما در تابش زمینه کیهانی و اندازه گیریهای توابع همبستگی کهکشانهامحاسبه کرد.بر این اساس عمر کنونی جهان ۰٫۰۵۹±۱۳٫۷۷۲ میلیارد سال محاسبه شده است. [۱۶] مطابقت نتایج این اندازه گیریهای مستقل تایید محکمی بر مدل لامبدا-سی دی ام است که محتوای جهان را با جزئیات توصیف می کند.

گمانه زنی های نظری بسیاری در مورد لحظات نخستین مهبانگ صورت گرفته است. در بیشتر مدلهای رایج جهان 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 بوده است. تقریبا −۳۷۱۰ ثانیه پس از شروع انبساط، یک گذار فاز باعث تورم کیهانی شد که طی آن جهان رشدی نمایی داشت. [۱۷] پس از توقف تورم جهان متشکل از یک پلاسمای کوارک-گلوئون و همچنین همه ذرات بنیادی دیگر بود. [۱۸]. دما به اندازه ای بالا بود که حرکات تصادفی ذرات در سرعتهای نسبیتی انجام می گرفت و همه انواع جفتهای ماده-ضدماده در برخوردها دائما ایجاد و نابود می شدند. در نقطه ای از زمان ، واکنشی ناشناخته به نام «باریو جنسیس» (به انگلیسی: Baryogenesis) باعث نقض پایستگی عدد باریونی شد و درنتیجه آن تعداد کوارک ها و لپتون ها نسبت به ضد کوارک ها و ضد لپتون ها به میزان بسیار بسیار اندکی افزایش یافت (یه اندازه یک در سی میلیون). این افزایش اندک مسبب برتری ماده بر ضد ماده در جهان کنونی است.

میدان فوق عمیق هابل)
میدان فوق عمیق هابل اندازه با اندازه ماه مقایسه شده - در این چشم انداز کوچک چندین هزار کهکشان که از میلیارد ها ستاره تشکیل شده اند به چشم می خورند.
XDF چشم انداز ۲۰۱۲ -هر نقطه نوری یک کهکشان است - برخی از این کهکشانها عمرهایی طولانی تا ۱۳٫ میلیارد سال دارند[۱۹] - تخمین زده می شود که حدود ۲۰۰ میلیارد کهکشان در جهان وجود دارد.
تصویر میدان فوق عمیق هابل کهکشانهای کاملا بالغ را در صفحه جلویی - کهکشانهای نیمه بالغ با عمر ۵ تا ۹ میلیارد سال- نیا کهکشانها, که از نور ستارگان جوان می درخشند

[۲۰] کاهش دما و چگالی در جهان ادامه پیدا کرد و باعث کاهش انرژی ذرات می شد. تغییر فازهای تقارن شکن سبب شدند تا نیروهای بنیادی فیزیک و پارامترهای ذرات بنیادی به وضعیتی که ا کنون دارند برسند.[۲۱] پس از حدود -۱۱۱۰ ثانیه تصویر مه بانگ کمی از حالت نطری و گمانی آن کاسته می شود، زیرا انرژی ذرات کاهش می یابد و به مقادیری می رسد که در آزمایشهای ذرات بنیادی قابل دسترسی است. پس از حدود -۶۱۰ کوارک ها و گلوئون ها ترکیب شدند تا باریونهایی مثل پروتون و نوترون تشکیل گردند. فزونی اندک تعداد کوارک ها به ضدکوارک ها باعث فزونی اندک تعداد باریون ها به ضد باریون ها شد. دما در این زمان به اندازه کافی برای ایجاد جفتهای پروتون-ضد پروتون (و یا نوترون-ضد نوترون) بالا نبود، از این رو ذرات و ضد ذرات شروع به نابود سازی یکدیگر نمودند و از هر ۱۰۱۰ پروتون و نوترون اولیه تنها یکی باقی ماند وهیچ ضد پروتون و ضد نوترونی نیز باقی نماند. فرایند نابود سازی مشابهی در ثانیه ۱ بین الکترونها و پوزیترون ها روی داد و پس از این نابود سازیها دیگر ذرات در سرعتهای نسبیتی حرکت نمی کردند و چگالی انرژی جهان در تسلط فوتونها ها به همره اندکی از نوترینو ها بود.

چند دقیقه پس از آغاز انبساط که دمای جهان به یک میلیارد کلوین کاهش یافته بود نوترون ها و پروتونها با یکدیگر ترکیب شدند تا در جریان فرایندی که به نام هسته زایی مهبانگ خوانده می شود هسته های دوتریم و هلیم تشکیل گردند.[۲۲] بیشتر پروتونها ترکیب نشدند و به صورت هسته های هیدروژن باقی ماندند. همچنانکه جهان سرد می شد چگالی جرم-انرژی ماده موجب غلبه گرانش بر تابش الکترومغناطیس پروتون می شد. پس از ۳۷۹۰۰۰ سال الکترونها و هسته ها با یکدیگر تر کیب و اتم ها تشکیل شد(غالبا اتم هیدروژن). از این رو تابش از ماده جدا شد و بدون مانع زیادی در فضا ادامه یافت. این تابش با نام تابش زمینه کیهانی خوانده می شود.[۲۳]

در طی یک دوره زمانی طولانی نواحی از جهان تقریبا یکنواخت که اندکی چگالتر بودند به تدریج توسط گرانش به موادی که در نزدیکی این نواحی بود جذب شده و چگالتر شدند. در نتیجه این روند به تدریج ابرهای گاز، ستار ها، کهکشانها و سایر ساختارهای نجومی که امروز قابل مشاهده هستند شکل گرفتند. جزئیات این فرایند به مقدار و نوع ماده در جهان 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 داده ها با مدل لامبدا سی دی ام مطابقت می کنند که در آن فرض می شود ماده تاریک سرداست. تخمین زده می شود که ماده تاریک سرد در حدود ۲۳٪ از ماده-انرژی در جهان را تشکیل می دهد در حالی که سهم ماده باریونی تنها ۴٫۶٪ است. [۲۴]

ردیف های مستقلی از شواهد تجربی از ابر نو اخترهای نوع Ia و تابش زمینه کیهانی بر این واقعیت دلالت دارند که جهان امروز ما توسط گونه ای رازآمیز از انرژی به نام انرژی تاریک تسخیر شده است که ظاهرا در تمام فضا پخش شده است. مشاهدات پیشنهاد می دهند که ۷۳٪ از کل چگالی انرژی جهان از انرژی تاریک تشکیل شده است. هنگامی که جهان بسیار جوان بود به احتمال زیاد با انرژی تاریک پر شده 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 می کرد. اما در خلال چند میلیارد سال فراوانی رئ به افزایش انرژی تاریک باعث شتاب گرفتن انبساط کیهانی شد. انرژی تاریک در ساده ترین شکل به عنوان ثابت کیهانی در معادلات میدان اینشتین در نظریه نسبیت عام فرموله می شود. اما جزئیات معادله حالت آن و ارتباطش با مدل استاندارد ذرات کماکان مورد پژوهش نظری و تجربی است. [۲۵]

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

فرضیات نظریه مهبانگ

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

این ایده ها در ابتدا به عنوان اصل درنظر گرفته می شد اما امروزه تلاشهای برای آزمودن هر یک از این فرضها در جریان است. فرض نخست با مشاهداتی آزموده شده است که نشان می دهند بیشترین انحراف از ثابت ساختار ریز در بیشتر عمر جهان در حد ۱۰−۵ است. [۲۶] همچنین نسبیت عام آزمونهای سختی را در مورد ساختار منظومه شمسی و ستارگان دوتایی گذرانده است.

متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر

مقالهٔ اصلی: متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر

نسبیت عام فضا-زمان را با یک متریک توصیف می کند که فواصل نقاطی که نزدیک به یکدیگر هستند را تعیین می کند. نقطه ها که ممکن است کهکشان، ستاره و یا اجسام دیگر باشند، خودشان توسط یک نموار مختصات یا شبکه که تمام فضا-زمان را پوشش می دهد مشخص می گردند. اصل کیهان شناختی بیان می کند که جهان در مقیاس بزرگ همسانگرد و همگن است که به طور منحصر به فردی با متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر سازگار است. این متریک یک فاکتور مقیاس دارد که رابطه تغییر اندازه جهان با زمان را توصیف می کند. با استفاده از این می توانیم دستگاه مختصات ویژه ای به نام دستگاه مختصات همراه تعریف کنیم. در این دستگاه مختصات ، شبکه نیز در امتداد انبساط کیهان منبسط می شود و اجسامی که تنها به دلیل انبساط جهان منبسط می شوند در نقاط ثابتی روی این شبکه می مانند. در حالیکه فاصله مختصاتی(طول همراه) آنها ثابت می ماند، فاصله فیزیکی آنها متناسب با فاکتور مقیاس جهان افزایش می یابد. [۲۷]

مهبانگ یک انفجار مادی نیست که به سمت خارج حرکت کند تا فضای خالی را پر کند بلکه خود فضا نیز با زمان منبسط می شود و فاصله فیزیکی بین دو نقطه همره افزایش می یابد. از آنجاییکه متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر بر مبنای فرض توزیع یکنواخت ماده و انرژی استوار است تنها در مقیاسهای بزرگ برای جهان ما مصداق دارد و تجمع محلی ماده مانند کهکشان ما با گرانش محدود هستند وانبساط بزرگ مقدار جهان را تجربه نمی کنند.

افق ها

یکی از ویژگیهای مهم مهبانگ حضور افق هاست. از آنجا که جهان عمر محدودی دارد و نور با سرعت محدودی حرکت می کند ممکن است رویدادهایی در گذشته واقع شده باشند که هنوز نور آنها زمان کافی برای رسیدن به ما نداشته است. این موضوع یک حد یا افق گذشته برای دورترین اجسامی که قادر به دیدنشان هستیم تعیین می کند. از سوی دیگر چون جهان در حال انبساط است و اجسام دورتر حتی با سرعت بیشتری از ما دور می شوند نوری که از طرف 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 می کند که رویدادهایی در آینده را که می توانیم تحت تاثیر قرار دهیم محدود می کند. وجود هر یک از این افقهای گذشته و آینده بر گرفته از جزئیات مدل متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر است که جهان را توصیف می کند.[۲۸]

تاریخچه

واژه شناسی

نام مهبانگ ترجمه پارسی واژه Big Bang از زبان انگلیسی است.در زبان پارسی «مه» به معنی «بزرگ» و بانگ به معنی آوای بلند است (همانند واژگان مه‌رمب و مه‌گسست).ابداع واژه Big Bang به فرد هویل (به انگلیسی: Fred Hoyle) نسبت داده می شود 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 به قصد طعنه زدن و تحقیر از این واژه استفاده نموده است اما خود وی صریحا این ادعا ها را رد کرد و اعلام نمود که این واژه را تنها برای تصویر کردن اختلاف بین این دو نظریه استفاده نموده است. [۲۹] [۳۰] [۳۱]

شکل گیری نظریه مهبانگ

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

نظریه مهبانگ از مشاهدات ساختار جهان و بررسی های نظری شکل گرفت. در سال ۱۹۱۲ وستو اسلیفر (به انگلیسی: Vesto Slipher) نخستین اثر دوپلر را در یک کهکشان مارپیچی مشاهده کرد و به زودی کشف کرد که تمام این کهکشانها در حال دور شدن از زمین هستند. او جنبه های کیهان شناختی این کشف را درک نکرده بود. در واقع در آن زمان بحثی داغ پیرامون اینکه این کهکشانها ممکن است جهانهای جزیره ای دیگری باشند در جریان بود. [۳۲][۳۳] 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 می داد بر خلاف مدل جهان ایستا که انیشتین از آن حمایت می کرد، جهان ممکن است در حال انبساط باشد. [۳۴] در سال ۱۹۲۴ اندازه گیری 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 نتیجه گیری از معادلات فریدمان پیشنهاد داد که دور شدن کهکشانها ناشی از انبساط کیهان است. [۳۵]

در سال ۱۹۳۱ لومتر پارا فراتر نهاد و پیشنهاد کرد که انبساط جهان را در زمان به عقب برگردانیم هر چه عقب تر رویم جهان کوچکتر می شود و در نهایت در یک زمان محدود در گذشته کل جهان در یک نقطه متمرکز می شود؛ یک اتم اولیه در جایی و زمانی که در آن فابریک فضا و زمان به وجود آمد. [۳۶]

ادوین هابل از سال ۱۹۲۴ با استفاده از تلسکوپهای هوکر ۱۰۰ میلی متری شروع به ایجاد نشانگرهای فاصله در رصدخانه کوه ویلسون نمود. با این کار او می توانست فاصله کهکشانهایی را که انتقال سرخ آنها قبلا و اکثرا توسط اسلیفر اندازه گیری شده بود تخمین بزند. در سال ۱۹۲۹ او کشف نمود که بین فاصله و سرعت عقب نشینی این کهکشانها رابطه ای وجود دارد که این کشف امروزه به نام قانون هابل شناخته می شود. [۳۷][۳۸] لومتر قبلا با استفاده از اصل کیهان‌شناختی نشان داده بود که این موضوع قابل پیش بینی بود.[۲۵]

در دهه های ۱۹۲۰ و ۱۹۳۰ تقریبا تمام کیهان شناسان برجسته نظریه حالت پایدار و جهان ابدی را ترجیح می دادند و گروهی نیز شکایت داشتند که ایده «آغاز زمان» که از نظریه مهبانگ نتیجه گیری می شود مفاهیم مذهبی را وارد فیزیک نموده است. این اعتراض بعدها نیز توسط طرفداران نظریه حالت پایدار دوباره مطرح شد. [۳۹] این واقعیت که ژرژ لومتر، بنیانگذار اصلی نظریه مهبانگ یک کشیش کاتولیک بود، نیز این شبهه را تقویت می نمود. [۴۰] آرتور ادینگتون با ارسطو در این موضوع هم نظر بود که جهان نقطه شروعی در زمان ندارد و ماده ابدی است. شروع زمان برای وی غیرقابل قبول می نمود. [۴۱][۴۲]

اما لومتر بر این باور بود که

اگر دنیا از یک کوانتوم تنها شروع شده باشد مفاهیم زمان و مکان نمی توانند در آغاز معنایی داشته باشند. آنها تنها زمانی می توانند معنا داشته باشند 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. [۴۳]

در خلال دهه ۱۹۳۰ نظریه های دیگری همچون کیهان شناسی های غیر استاندارد برای توضیح مشاهدات هابل مطرح شدند که از جمله این مدل ها می توان به مدل میلن (به انگلیسی: Milne Model) [۴۴] ، مدل چرخه ای (که در ابتدا توسط فریدمان مطرح شد اما توسط انیشتین و ریچارد تولمان حمایت شد) [۴۵] و فرضیه نور خسته فریتز زوئیکی اشاره کرد. [۴۶]

پس از جنگ جهانی دوم دو احتمال متمایز بوجود آمد. یکی مدل حالت پایدار فرد هویل بود که بنا بر این نظریه طی انبساط جهان ماده جدید بوجود می آید. در این مدل جهان تقریبا در همه زمانها یکسان است. [۴۷] احتمال دیگری نظریه مهبانگ ژرژ لومتر بود که توسط جرج گاموف حمایت شد و توسعه یافت. گاموف فردی بود که هسته زایی مهبانگ را معرفی نمود [۴۸] و همکاران او، رالف الفر و رابرت هرمان، تابش زمینه کیهانی را پیش بینی نمودند. [۴۹] این هویل بود که واژه Big Bang را برای اشاره به نظریه لومتر به کار برد. او این واژه را در یک برنامه رادیویی بی بی سی در مارچ ۱۹۴۹ در حالیکه از نظریه لومتر به عنوان «این ایده انفجار بزرگ» (به انگلیسی: this big bang idea) یاد می کرد ابداع نمود. [۵۰] تا مدتی حمایت دانشمندان بین این دو نظریه تقسیم شده بود اما در نهایت شواهد تجربی رای به برتری نظریه مهبانگ داد. کشف و تایید تابش زمینه کیهانی در سال ۱۹۶۴ [۵۱] 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 نظریه ها می شود.

به دلیل پیشرفت در فناوری تلسکوپ ها و تحلیل داده های ماهواره هایی همچون کاوشگر زمینه کیهان [۵۲] ، تلسکوپ فضایی هابل و دبلیومپ از اواخر دهه ۱۹۹۰ به بعد پیشرفتهای قابل توجهی در کیهان شناسی مهبانگ حاصل شده است. [۵۳] اکنون کیهان شناسان اندازه گیریهای نسبتا دقیقی از بسیاری از پارامترهای مدل مهبانگ در دست دارند و متوجه این واقعیت غیر منتظره شده اند که سرعت انبساط جهان رو به افزایش است.

شواهد تجربی نظریه مهبانگ

قدیمی ترین و مستقیم ترین انواع شواهد تجربی عباراتند از انبساط نوع هابل که در انتقال سرخ کهکشانها مشاهده شده است، اندازه گیری های جزئیات تابش زمینه کیهانی و فراوانی نسبی عناصر سبک که در جریان هسته زایی مهبانگ تولید شنده اند. امروزه توزیع، تشکیل و تکامل کهکشانها در مقیاس بزرگ نیز به این شواهد افزوده شده است. [۵۴] از این موارد به عنوان چهار ستون نظریه مهبانگ یاد شده است. [۵۵] مدلهای دقیق و مدرن مهبانگ پدیده های فیزیکی عجیبی را مطرح می کنند که در آزمایشگاههای زمینی مشاهده نشده و همچنین در مدل مدل استاندارد فیزیک ذرات جایی ندارند. از این پدیده ها می توان به ماده تاریک اشاره کرد که اکنون در معرض تحقیقات فعالترین آزمایشگاهها قرار دارد. [۵۶] از سایر موارد می توان به مسئله کهکشان کوتوله و ماده تاریک سرد اشاره نمود. انرژی تاریک نیز مورد علاقه شدید دانشمندان قرار گرفته است اما مشخص نیست که کشف مستقیم آن امکان پذیر باشد. [۵۷]

قانون هابل و انبساط فضا

مقالهٔ اصلی: قانون هابل
مقالهٔ اصلی: انبساط جهان

درسال ۱۹۲۹، ادوین هابل (به انگلیسی: Edwin Hubble) کشف کرد کهکشانهایی که در فاصلهٔ بیشتری از ما قرار دارند با سرعت بیشتری از ما دور می‌شوند، این سرعت متناسب با فاصله‌است.مشاهده کهکشانهای دور و اختروش ها نشان داده است که این اجسام دارای انتقال سرخ هستند-نور منتشر این اجسام به طول موجهای بلندتر منتقل شده است-. این پدیده را می توان با گرفتن طیف بسامدی از یک جسم و مطابقت دادن آن با الگوی طیف‌بینی خطوط نشر یا جذب مربوط به طیف اتمهای عناصری که با نور در تعامل هستند، مشاهده نمود. این انتقال های سرخ همگن و همسانگرد هستند و به طور مساوی بین همه اجسام در همه جهتها توزیع شده اند. اگر انتقال سرخ نشانگر اثر دوپلر باشد سرعت عقب نشینی قابل محاسبه است. برای برخی از کهکشانها می توان فاصله را از راه نردبان فاصله کهکشانی تخمین زد. اگر نمودار سرعت عقب نشینی نسبت به فاصله را رسم کنیم یک رابطه خطی قابل مشاهده است که به نام قانون هابل مشهور است:[۳۷] 

 v = H0D

که

  • v : سرعت عقب نشینی کهکشان یا هر جسم دیگر
  • D : طول همراه(Comoving) تا جسم مورد نظر
  • H0 : ثابت هابل است که بنا بر اندازه گیریهای دبلیومپ مقداری برابر با ۷۰٫۴ +۱.۳−۱.۴ کیلومتر/ثانیه/مگا پارسک دارد.[۲۴]

قانون هابل را می توان به دو گونه ممکن توجیه نمود. یا ما در مرکز انفجار کهکشان ها هستیم - که با توجه به اصل کوپرنیکی غیرقابل قبول می نماید - و یا اینکه جهان در همه جا به صورت یکنواخت منبسط می شود. این انبساط جهانی قبل از مشاهدات و تحلیل هابل در سال ۱۹۲۹، از طریق نسبیت عام در سال ۱۹۲۲ توسط فریدمان[۳۴] و در سال ۱۹۲۷ توسط لومتر[۳۵] به خوبی پیش بینی شده بود و به عنوان سنگ بنای نظریه مهبانگ شناخته می شود.

رابطه v = HD باید در تمام زمانها صادق باشد. همچنانکه جهان منبسط می شود مقادیر v، Hو D نیز تغییر می کند (به همین دلیل ثابت هابل را با H0 نمایش می دهیم که به معنی تابت هابل در زمان کنونی است) برای فواصلی که از اندازه جهان قابل مشاهده بسیار کوچکتر هستند می توان انتقال سرخ را به عنوان اثر دوپلر در نظر گرفت که به دلیل سرعت رو به عقب اجسام پدید می آید.اما انتقال سرخ در واقع اثر دوپلر نیست بلکه ناشی از انبساط جهان در فاصله زمانی بین انتشار نور و زمانی است که نور به ما می رسد.[۵۸]

اینکه جهان در حال انبساط است را می توان توسط مشاهدات مستقیم اصل کیهان شناختی و اصل کوپرنیکی نشان داد که وقتی با قانون هابل در کنار هم قرار می گیرند هیچ توضیح دیگری جز انبساط جهان قابل تصور نیست. انتقال سرخ های نجومی بسیار همگن و همسانگرد هستند[۳۷] و این موضوع تایید کننده اصل کیهان شناختی است که می گوید جهان در تمام جهت ها یکسان به نظر می رسد. اگر انتقال سرخ ها ناشی از انفجار در نقطه ای دور از ما بودند، در جهات مختلف یکسان نبودند.

اندازه گیری آثار تابش زمینه کیهانی بر سامانه های اختر فیزیکی دور از ما در سال ۲۰۰۰ اصل کوپرنیکی را اثبات کرد که بیان می کند در مقیاس های کیهانی، زمین در موقعیت مرکزی قرار ندارد. [۵۹] 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 مرکز یک انفجار باشیم را از بین می برد.

تابش زمینه کیهانی

مقالهٔ اصلی: تابش زمینه کیهانی
9 year WMAP تصویر تابش زمینه کیهانی (۲۰۱۲).[۱۶][۶۰] تابش به اندازه تقریبا یک در ۱۰۰٬۰۰۰ همسانگرد (به انگلیسی: isotropic) است.[۶۱]

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. [۵۱] 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 .

این کشف تاییدگر پیش بینی های عمومی نظریاتی بود که وجود آن را پیش بینی می نمودند: تابش در همه جهات با طیف یک جسم سیاه ایده آل همخوانی داشت؛ این طیف بر اثر انبساط جهان دچار انتقال سرخ شده است و امروزه دمایی در حدود ۲٫۷۲۵ درجه کلوین دارد. 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.

اندازه گیری طیف تابش زمینه کیهانی در ماهواره کاوشگر زمینه کیهان(COBE) دقیقترین اندازه گیری طیف جسم سیاه در طبیعت است.[۶۲]

در سال ۱۹۸۹ ناسا ماهواره کاوشگر زمینه کیهان(COBE) را به فضا فرستاد. یافته های این ماهواره با پیش بینی ها در مورد تابش زمینه کیهانی همخوانی داست. این ماهواره دمای پس زمینه ای به اندازه ۲٫۷۲۶ کلوین را ردیابی کرد(که البته در اندازه گیریهای جدیدتر به مقدار ۲٫۷۲۵ اصلاح شده است) که اولین شاهد برای نوسان تابش زمینه کیهانی در مرتبه یک قسمت در ۱۰۵ می باشد.[۵۲] جان ماتر و جرج اسموت برای پیشرو بودن در این تحقیقات موفق به کسب جایزه نوبل شدند.

در اوایل سال ۲۰۰۳ نخستین نتایج دبلیومپ منتشر شد و برای برخی از پارامترهای کیهانی دقیقترین مقادیر در آن زمان به دست آمد. این نتایج باعث رد چندین مورد از مدلهای خاص تورم کیهانی شد اما به طور کلی با نظریه تورم کیهانی سازگار است.[۵۳] ماهواره پلانک نیز در سال ۲۰۰۹ به فضا پرتاب شد و همچنین آزمایشهای بالنی زیادی نیز در مورد تابش زمینه کیهانی در جریان است.

فراوانی عناصر نخستین

مقالهٔ اصلی: هسته زایی مهبانگ

با استفاده از نظریه مهبانگ می توان میران تمرکز هلیم-۴، هلیم-۳، دوتریم و لیتیم-۷ در جهان را نسبت به مقدار هیدروژن معمولی به دست آورد.[۶۳] فراوانی نسبی به نسبت فوتون ها به بایرون ها بستگی دارد. این نسبت ها را می توان مستقل از جزئیات ساختار نوسانات تابش زمینه کیهانی محاسبه نمود. نسبتهای پیش بینی شده عبارتند از ۰٫۲۵ برای هلیم-۴/هیدروژن، در حدود ۱۰-۳ برای دوتریم/هیدروژن، در حدود ۱۰-۴ برای هلیم-۳/هیدروژن و در حدود ۱۰-۹ برای لیتیم-۷/هیدروژن.[۶۳]

مقادیر فراوانی های اندازه گیری شده حداقل به طور تقریبی با مقادیر پیش بینی شده توسط نسبت باریون به فوتون همخوانی دارند. این همخوانی به ویژه در مورد دوتریم با دقت بالایی صادق است. برای هلیم-۴/هیدروژن بسیار نزدیک است و برای لیتیم-۷/هیدروژن با فاکتور ۲ اختلاف دارد که به دلیل خطای ذاتی اندازه گیری است. در هر حال همخوانی کلی با فراوانی های محاسبه شده بر اساس هسته زایی مهبانگ شاهدی قوی برای مهبانگ است زیرا این نظریه تنها توضیح فراوانی عناصر نخستین است و تقریبا غیر ممکن است که بتوان مهبانگ را طوری تنظیم نمود که مقداری خیلی بیشتر یا کمتر از ۲۰-۳۰٪ هلیم تولید کند.[۶۴] در واقع بدون نظریه مهبانگ غیر ممکن است که بتوانیم توضیح دهیم چرا در جهان جوان اولیه (یعنی پیش از شکل گیری ستاره ها) مقدار هلیم از دوتریم و دوتریم از هلیم-۳ با نسبتهای ثابت بیشترند.

توزیع و تکامل کهکشانها

این دید پانورامیک از سراسر آسمان توزیع کهکشانها در خارج از کهکشان راه شیری را نمایش می دهد کهکشانها بر اساس انتقال سرخشان رنگ بندی شده اند.

مشاهدات جزئیات شکل های کهکشانها و توزیع کهکشانها و اختروش ها با پیش بینی های نظریه مهبانگ همخوانی دارند.ترکیبی از مشاهدات و نظریات پیشنهاد می کند که نخستین اختروش ها و کهکشانها در حدود یک میلیارد سال پس از مهبانگ بوجود آمده اند و از آن موقع تا کنون ساختارهای بزرگتری مانند خوشه های کهکشانی و اَبَر خوشه ها در حال شکل گیری بوده اند. جمعیت های ستاره ای در حال تکامل و پیرتر شدن بوده اند به گونه ای که کهکشانهای دورتر(که به دلیل فاصله شان در همان وضعی که در اوایل جهان داشتند دیده می شوند) بسیار متفاوت از کهکشانهای نزدیک هستند. علاوه بر این کهکشانهایی که نسبتا به تازگی کشف شده اند با کهکشانهایی که در حدود همان فاصله قرار دارند اما اندکی پس از مهبانگ بوجود آمده اند تفاوت مشخص دارند. این ها همه شواهدی بر علیه نظریه حالت پایدار هستند. مشاهده زایش ستارگان، توزیع کهکشانها و اختروش ها و ساختار های بزرگ تر همه با نظریه مهبانگ همخوانی دارند و کمک می کنند که جزئیات بیشتری از این نظریه به دست آید. [۶۵][۶۶]

ابرهای گازی نخستین

در سال ۲۰۱۱ فضانوردان ابرهایی از گازی کشف کردند که تصور می کنند در اولین دقایق پس از مهبانگ بوجود آمده باشد. ترکیب گاز با پیش بینی های نظری همخوانی دارد. پژوهشگران دو ابر از گازهای دست نخورده را با تحلیل نور اختروش های دور توسط طیف نگار HIRES در تلسکوپ کِک I در رصدخانه کک هاوایی کشف کردند. [۶۷][۶۸]

سایر شواهد

تخمین سن جهان بر اساس انبساط هابل و تابش زمینه کیهانی اکنون همخوانی خوبی با سایر تخمین هایی که از عمر پیرترین ستارگان به دست می آیند دارد.[۶۹]

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. .[۷۰] این پیش بینی همچنین نتیجه می دهد که توان اثر سونیائف زلدوویچ (به انگلیسی: Sunyaev–Zel'dovich) در خوشه های کهکشانی مستقیما با انتقال سرخ مرتبط نیست. شواهد نشان می دهد که این موضوع تقریبا درست است اما این اثر به ویژگیهای خوشه بستگی دارد که در طول زمان متغیرند و اندازه گیری دقیق را مشکل می سازند. [۷۱][۷۲]

موضوعات فیزیکی مرتبط با مهبانگ

عدم تقارن باریون

مقالهٔ اصلی: عدم تقارن باریون

دلیل بیشتر بودن ماده بر ضد ماده هنوز به خوبی درک نشده است. [۷۳] به طور عمومی تصور می شود که وقتی جهان جوان و بسیار داغ بود دریک تعادل آماری بود و تعداد باریونها و ضد باریونها برابر بود. این در حالی است که مشاهدات نشان می دهند که جهان حتی در دورترین نقاط آن تقریبا به طور کامل از ماده ساخته شده. این گونه فرض می شود که فرایندی ناشناخته به نام باریون زایی (به انگلیسی: Baryogenesis) مسئول این عدم تقارن است. برای اینکه پدیده باریون زایی بتواند اتفاق بیفتد، سه شرط ساخاروف باید برقرار باشد:

  • قانون پایستگی عدد باریونی نقض شود
  • تقارن سی و تقارن سی پی نقض شود؛ و
  • جهان از تعادل ترمودینامیکی خارج شود

[۷۴] همه این شرایط در مدل استاندارد رخ می دهند اما تاثیر 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 می دهد 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 مولفه ای با فشار منفی بالا تشکیل شده باشد که این مولفه را انرژی تاریک نامیده اند.

انرژی تاریک اگرچه هنوز در مرحله گمانه زنی است اما مسائل متعددی را حل می کند. اندازه گیریهای تابش زمینه کیهانی نشان می دهند که جهان از نظر شکل فضایی تقریبا تخت است و بنا براین پیرو نظریه نسبیت عام باید میزان چگالی جرم/انرژی آن تقریبا با مقدار چگالی بحرانی برابر باشد. چگالی جرم جهان را می توان از خوشه بندی های گرانشی آن به دست آورد و این مقدار تنها ۳۰٪ چگالی بحرانی است.[۲۵] از آنجا که بنا بر نظریات انرژی تاریک به شیوه متعارف خوشه بندی نمی شود، این بهترین توضیح برای چگالی انرژی گمشده است. انرژی تاریک همچنین در توضیح دو روش اندازه گیری هندسی خمش کیهان کمک می کند، یکی از طریق بسامد لنزهای گرانشی و دیگری با استفاده از ساختار بزرگ مقیاس کیهان به عنوان خط کش کیهانی.

اینگونه پنداشته می شود که فشار منفی از ویژگی های انرژی خلاء است، اما ماهیت دقیق و وجود انرژی تاریک همچنان به عنوان یکی از رازهای مهبانگ باقی می ماند. دو تا از کاندیداهای ممکن ثابت کیهانی و اثیر (به انگلیسی: Quintessence) هستند. نتایج دبلیومپ در سال ۲۰۰۸ گواهی می دهند که جهان شامل ۷۳٪ انرژی تاریک، ۲۳٪ ماده تاریک، ۴٫۶٪ ماده ومعمولی و کمتر از ۱٪ نوترینو است.[۲۴] بنا بر نظریات چگالی انرژی در شکل ماده با انبساط کیهان کاهش می یابد اما چگالی انرژی تاریک ثابت است (یا تقریبا ثابت است). بنا براین در گذشته ماده بخش بزرگتری از کل انرژی جهان را در مقایسه با زمان حال تشکیل می داد و اما همچنان که سلطه انرژی تاریک در آینده دور افزایش می یابد سهم ماده کاهش می یابد.

ماده تاریک

مقالهٔ اصلی: ماده تاریک
A pie chart نشان دهنده ترکیب نسبی مولفه های مختلف چگالی-انرژی جهان، با استفاده از مدل لامبدا سی دی ام. تقریبا ۹۵٪ از فرمهای عجیب ماده تاریک و انرژی تاریک 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 نمی گردد و برهمکنشی با ماده باریونی معمولی ندارد. علاوه براین فرضیه جهانی که اکثرا از ماده معمولی تشکیل شده باشد، منجر به پیش بینی هایی می شد که با مشاهدات تجربی همخوانی نداشتند. به عنوان نمونه در جهان امروز میزان دوتریم بسیار کمتری از آنچه انتظار می رود موجود است. اگرچه ماده تاریک همواره محل بحث و اختلاف نظر بوده است اما مشاهدات مختلفی دلالت بر وجود آن دارند : ناهمسانگردی ها در تابش زمینه کیهانی، سرعت پراکندگی گروه ها و خوشه های کهکشانی، پراکندگی ها در ساختار بزرگ مقیاس، مطالعات در زمینه همگرایی گرانشی و اندازه گیریهای پرتو ایکس خوشه های کهکشانی.[۷۵]

تا کنون ماده تاریکی در آزمایشگاهها مشاهده نشده است و تنها گواه غیر مستقیم برای ماده تاریک تاثیر گرانشی آن بر ماده معمولی است. کاندیداهای بسیاری برای ماده تاریک در فیزیک ذرات پیشنهاد شده است و پروژه های متعددی برای ردیابی مستقیم آن در راهند.[۷۶]

نگاهی به چگونگی ایجاد و گسترش کیهان

همه چیز در حال گردش است. زمین به گرد خورشید می‌چرخد و ماه به گرد زمین. زمین و همهٔ سیاره‌ها ی منظومه خورشیدی نیز به دور ستاره بزرگ خورشید می‌چرخند. منظومه خورشیدی ما که در یکی از بازوهای کهکشان راه شیری قرار دارد به گرد هسته مرکزی راه شیری می‌چرخد. کهکشان راه شیری در خوشه‌ای به نام گروه محلی قرار دارد. همگی کهکشان‌های گروه محلی نیز به دور مرکز گروه محلی می‌چرخند[۷۷]

از گرد هم آمدن گروه‌ها و خوشه‌های بسیاری همچون گروه محلی، مجموعه بسیار بزرگ تری به نام «ابر خوشه» تشکیل می‌شود. جهانی که ما در آن زندگی می‌کنیم از میلیون‌ها ابر خوشه تشکیل شده‌است. اکنون می‌خواهیم از زمین کوچکمان که در این جهان بزرگ، حتی به اندازه یک نقطه کوچک هم نیست بیرون رویم و به سوی نخستین لحظه‌های تشکیل کیهان برویم.

بیش از ۱۳ میلیارد سال پیش همهٔ انرژی‌های دنیا، یعنی همهٔ آن چیزی که هم اکنون وجود دارد به صورت اصلی‌ترین ماده تشکیل دهندهٔ انرژی در یک نقطه وجود داشت. (در طول مقاله واژه‌های کیهان و عالم به کار برده شده‌است که هر دو به یک معنا است.) این نقطه با انفجاری بزرگ گسست و انرژی خود را به هر سو پخش کرد.[۷۸]

این لحظه را «مهبانگ» -(انفجار بزرگ –((Big Bang) می‌گویند. پس از انفجار بزرگ همهٔ انرژی‌های جهان که در یک نقطه جمع شده بود به هر سو پخش و گسترده شد که اکنون نیز ادامه دارد. به زبان ساده جهان از زمان مهبانگ تا اکنون در حال انبساط (باز شدن) است. پس از دو دقیقه با همجوشی پروتون‌ها و نوترون‌ها، دوتریوم درست شد. پس از سه دقیقه، هلیم از همجوشی دوتریوم، پروتون‌ها و نوترون‌ها پدیدار شد. در آن هنگام چگالی جرمی ماده از چگالی ماده معادل انرژی فوتون‌ها کمتر بوده‌است، در حالی که هم اکنون چگالی جرمی ماده از چگالی ماده معادل انرژی فوتون‌ها بیشتر است. در آغاز ساخته شدن کیهان نوترون‌ها، پروتون‌ها و الکترون‌ها تنها سهم ناچیزی از مقدار ماده را داشتند و این فوتون‌ها بوده‌اند که انحنای فضا- زمان را به وجود می‌آوردند.

صدهزار سال پس از تشکیل عالم، دمای کیهان هشت هزار کلوین بود در حالی که نهصد هزار سال بعد دمای جهان به سه هزار درجه کلوین کاهش یافت. در این زمان به دلیل افت دما و خنکی نسبی ای که به وجود آمده بود پروتون‌ها و الکترون‌ها با یکدیگر درهم آمیخته شدند تا این که اتم‌های خنثای هیدروژن را به وجود آوردند. کیهان در این زمان (یک میلیون سالگی) برای نخستین بار شفاف شد که با وقوع شفافیت فوتون‌های زمینه میکرو موجی کیهانی در تمام عالم گسترش یافتند. در این هنگام بخش‌هایی از کیهان که مقداری از میانگین چگال تر بودند تبدیل به خوشه‌ها، ابرخوشه‌ها و کهکشان‌ها شدند و بخش‌های کوچک و کم تراکم تر باقیمانده تبدیل به فضای میان ابرخوشه‌ها شدند.

طی یک دوره چند میلیون ساله ابرهای گازی به وجود آمدند که هسته آغازین تشکیل ستارگان بودند. کهکشان راه شیری در یک ابر چرخنده کم سرعت از هیدروژن و هلیوم که در حدود ۱۰۰ کیلو پارسک (۳۲۶ سال نوری) پهنا دارد تشکیل شد. البته هنوز معلوم نیست که کهکشان ما از یک ابر بزرگ گازی تشکیل شده یا آن که شماری از ابرهای کوچک که با یکدیگر درهم آمیخته شده‌اند. در راه تکمیل و گسترش کیهان در مرکز کهکشان راه شیری دو مرکز بسیار پرانرژی که سیاه چاله هستند به وجود آمد که به نوعی نقطه تعادل و جاذبه گردشی کهکشان است. بیش از ۵/۴ میلیارد سال پیش منظومه خورشیدی ما در درون یکی از ابرهای گازی کهکشان راه شیری زاده شد. در آغاز بخش‌هایی از این ابر بزرگ شروع به متراکم شدن کرد و بر اثر کشش گرانشی فشرده شد تا به صورت یک توده کروی شکل درآمد. پس از صد هزار سال خورشید به صورت یک کره بسیار کوچک زاده شد. خورشید کوچک پیاپی داغ تر و گرم تر می‌شد و به سرعت به گرد خود می‌چرخید و از خود ماده در فضا رها می‌کرد. پس از مدتی خورشید به دوران بلوغ خود رسید. در این دوره نخستین انفجارهای هسته‌ای خورشید آغاز شد که سبب درخشش این ستاره بزرگ می‌شد. خورشید از آغاز پیدایش خود تاکنون پیاپی در حال تبدیل ماده به انرژی است.[۷۹]

حلقه‌هایی از موادی که از خورشید جدا می‌شدند کم کم به صورت اجرام کوچکی درآمدند و پس از مدتی بر اثر گرانش بسیار بالای خورشید در مدارهایی متفاوت شروع به چرخیدن کردند. این اجرام که توده‌های کوچک چرخانی در میان توده‌های بزرگی از گاز و غبار بودند پس از طی چندین میلیون سال تبدیل به سیاره‌های بزرگ و کوچکی شدند که امروزه به نه نام مختلف همچنان به دور خورشید بزرگ در حال گردش هستند. هر نه سیاره منظومه خورشیدی در نه مدار مختلف و در فاصله‌های معینی از خورشید قرار دارند که به ترتیب از اولین سیاره نزدیک به خورشید عبارتند از «تیر (عطارد)، ناهید (زهره)، زمین، بهرام (مریخ)، برجیس (مشتری)، کیوان (زحل)، اورانوس، نپتون و پلوتو»[۸۰] یوهان کپلر قانون‌های سه گانه‌ای را کشف و برای حرکت سیاره‌ها وضع کرده‌است که شامل مواد زیر است:

  1. همه سیاره‌ها در یک مدار بیضی شکل به گرد خورشید می‌چرخند
  2. هر سیاره‌ای که در گردش خود نزدیک به خورشید می‌رسد، سرعتش بیشتر می‌شود
  3. بین مسافت و دوری سیاره از خورشید با زمانی که مدار خود را می‌پیماید، نسبت خاصی برقرار است[۸۱]

جهان پهناور ما همچون بادکنکی که در حال باد شدن است مدام در حال بزرگ شدن است و هر روز بر پهنای آن افزوده می‌شود. بر طبق قانون هابل کهکشان‌های دوردست با سرعتی به تناسب دوریشان از ما فاصله می‌گیرند، بنابراین کیهان به طور یکنواخت در حال انبساط است. البته بایستی بدانید که کهکشان‌ها خود در حال انبساط و بزرگ شدن نیستند بلکه این فضا- زمان است که باز می‌شود و کهکشان‌ها را با خود می‌برد. بر پایهٔ این قانون اگر کیهان باز باشد، انبساط تا بی نهایت ادامه دارد و اگر بسته باشد انبساط متوقف شده و کیهان شروع به رمبش (انقباض) می‌کند. چون گرانش از سرعت انبساط عالم می‌کاهد ممکن است که روزی پیروز شود و موجب توقف گسترش کیهان و در نتیجه فروریختن کیهان در خود شود. برای درک بهتر آن نمونه‌ای می‌آوریم: سرعت گریز از زمین ۴/۱۱ کیلومتر بر ثانیه‌است. حال اگر موشکی با سرعت کمتر بخواهد از جو زمین خارج شود گرانش زمین این اجازه را به او نمی‌دهد و موشک به سوی زمین باز می‌گردد. پس اگر سرعت سبی دو کهکشان از سرعت گریزشان کمتر باشد روزی انبساط پایان یافته و کیهان آغاز به انقباض می‌کند و اگرسرعت گریزشان بیشتر باشد انبساط عالم ادامه خواهد داشت. برای رسیدن به پاسخی قطعی درباره سرنوشت کیهان ما، در آغاز بایستی به چگونگی پیدایش آن پی برد. هم اکنون گروهی از دانشمندان فیزیک در حال بررسی زمان صفر انفجار بزرگ از راه «نظریه ریسمان‌ها» هستند. نظریه ریسمان‌ها فرضیه‌ای نوین است که هنوز به صورت تجربی ثابت نشده‌است. بر طبق این نظریه، کیهان در رده‌ای بنیادی تر از رشته‌ها یا ریسمان‌هایی ساخته شده که با فرکانس‌های مختلف ارتعاش می‌کنند. پژوهش درباره ماهیت انفجار بزرگ به ظاهر تنها از طریق نظریه ریسمان‌ها امکان دارد اما زمان پاسخ به چنین پرسشی سخت و دشوار که بزرگ‌ترین معمای عالم است مشخص نیست.[۸۲]


نظریه‌های مخالف

این نظریه با وجود شهرتی که دارد، مخالفانی داشته[۸۳] که نظریه مهبانگ را مردود دانسته‌اند[۸۴][۸۵]، و نظریه‌های رقیبی (بطور نمونه بر اساس Redshift quantization) دارد.[۸۶][۸۷][۸۸]

ماده متراکم

تئوری تراکم عالم قبل از انفجار بزرگ را می‌توان با مطالعه در چیستی سیاهچاله‌های فضایی بهتر دریافت. در سیاهچاله‌های فضایی، اتم‌ها به اجزای سازنده شان تجزیه شده و فضای میان آنها از بین می‌رود. به این ترتیب ماده شدیدا متراکم و چگال می‌شود. این عکس اتفاقی است که در هنگام انفجار بزرگ روی داده‌است.


نظریهٔ مهبانگ (انفجار بزرگ)

شرح گام به گام تاریخ کیهان از دید نظریهٔ «مهبانگ»: آشکار است برای آگاهی از چگونگی نخستین ثانیه‌ها و یا بهتر بگوییم نخستین اجزای ثانیه‌های پس از انفجار آغازین نباید از ستاره شناسان پرسید بلکه در این مورد باید به فیزیکدان‌های متخصص در امر فیزیک ذره‌ای مراجعه کرد که در مورد تشعشعات و ماده در شرایط کاملا سخت و غیر عادی جستجو و تجربه می‌کنند. تاریخ کیهان معمولاً به ۸ مقطع کاملا متفاوت و نا مساوی بخش می‌شود:

مرحله نخست — (صفر تا۱۰ به توان ۴۳- ثانیه): این مساله هنوز برایمان کاملا روشن نیست که در این نخستین اجزای ثانیه‌ها چه چیزی تبدیل به گلوله آتشینی شد که کیهان باید بعداً از آن ایجاد گردد. هیچ معادله اندازه گیری برای دمای بسیار بالا و تصورناپذیری که در این زمان حاکم بود در دست نیست.

مرحله دوم — (از۱۰ به توان ۴۳- تا ۱۰ به توان ۳۲- ثانیه): نخستین سنگ بناهای ماده مثلا کوارک‌ها و الکترون‌ها و پاد ذره‌های آنها از برخورد پرتوها با یکدیگر به وجود می‌آیند. بخشی از این سنگ بناها دوباره با یکدیگر برخورد می‌کنند و به صورت تشعشع فرو می‌پاشند. در لحظه‌های بسیار بسیار اولیه ذره‌های فرا سنگین - x نیز می‌توانسته‌اند به وجود آمده باشند. این ذره‌ها دارای این ویژگی هستند که هنگام فروپاشی ماده بیشتری نسبت به پاد ماده و مثلا کوارک‌های بیشتری نسبت به آنتی کوارک‌ها ایجاد می‌کنند. ذره‌های x که تنها در همان نخستین اجزای بسیار کوچک ثانیه‌ها وجود داشتند برای ما میراث مهمی به جا گذاردند که عبارت بود از: «افزونی ماده در برابر پاد ماده»

مرحله سوم — (از۱۰ به توان ۳۲- ثانیه تا ۱۰ به توان ۶- ثانیه): کیهان از مخلوطی از کوارک‌ها، لپتون‌ها، فوتون‌ها و ذره‌های دیگر تشکیل شده که متقابلا به ایجاد و نابودی یکدیگر مشغول بوده و همچنین خیلی سریع در حال از دست دادن دما هستند.

مرحله چهارم — (از ۱۰ به توان ۶- ثانیه تا ۱۰ به توان ۳- ثانیه): کمابیش همگی کوارک‌ها و پاد کوارک‌ها به صورت پرتو ذره‌ها به انرژی تبدیل می‌شوند. کوارک‌های جدید دیگر نمی‌توانند در دماهای رو به کاهش به وجود آیند ولی از آن جایی که کوارک‌های بیشتری نسبت به پاد کوارک‌ها وجود دارند برخی از کوارک‌ها برای خود جفتی پیدا نکرده و به صورت اضافه باقی می‌مانند. هر ۳ کوارک با یکدیگر یک پروتون با یک نوترون می‌سازند. سنگ بناهای هسته اتم‌های آینده اکنون ایجاد شده‌اند.

مرحله پنجم — (از ۱۰ به توان ۳- ثانیه تا ۱۰۰ ثانیه): الکترون‌ها و پاد الکترون‌ها در برخورد با یکدیگر به اشعه تبدیل می‌شوند. شماری از الکترون‌ها باقی می‌ماند زیرا که ماده بیشتری نسبت به پاد ماده وجود دارد. این الکترون‌ها بعداً مدارهای اتمی را می‌سازند.

مرحله ششم — (از ۱۰۰ ثانیه تا ۳۰ دقیقه): در دماهایی که امروزه می‌توان در مرکز ستارگان یافت نخستین هسته‌های اتم‌های سبک و به ویژه هسته‌های بسیار پایدار هلیم در اثر همجوشی هسته‌ای ساخته می‌شوند. هسته اتم‌های سنگین از قبیل اتم آهن یا کربن در این مرحله هنوز ایجاد نمی‌شوند. در آغاز آفرینش عملاً تنها دو عنصر بنیادی که از همه سبکتر بودند وجود داشتند: هلیم و هیدروژن

مرحله هفتم — (از ۳۰ دقیقه تا ۱ میلیون سال پس از آفرینش): پس از گذشت حدود ۳۰۰۰۰۰ سال گوی آتشین آنقدر دما از دست داده که هسته اتم‌ها و الکترون‌ها می‌توانند در دمایی در حدود ۳۰۰۰ درجه سانتی گراد به یکدیگر بپیوندند و بدون اینکه دوباره بی درنگ از هم بپاشند اتم‌ها را تشکیل دهند. در نتیجه آن مخلوط ذره‌ای که قبلا نا مرئی بود اکنون قابل دیدن می‌شود.

مرحله هشتم — (از یک میلیون سال پس از آفرینش تا امروز): از ابرهای هیدروژنی کهکشانها، ستارگان و سیاره‌ها به وجود می‌آیند. در درون ستارگان هسته اتم‌های سنگین از قبیل اکسیژن و آهن تولید می‌شوند. که بعدها در انفجارهای ستاره‌ای آزاد می‌گردند و برای ساخت ستارگان و سیاره‌ها و زندگی جدید به کار می‌آیند.[۸۹]

عناصر پیدایش زندگی زمینی

برای زمین با توجه به گوناگونی زندگی که در آن وجود دارد ۳ چیز از اهمیت ویژه‌ای برخوردار بوده‌است:

  1. از همان ابتدای خلقت همیشه ماده بیشتری نسبت به ضد ماده وجود داشته و بنابراین همواره ماده برای ما باقی می‌ماند
  2. در مرحله ششم هیدروژن به وجود آمد این ماده که سبک‌ترین عنصر شیمیایی است سنگ بنای اصلی کهکشان‌ها و سیاره‌ها است. هیدروژن همچنین سنگ بنای اصلی موجودات زنده‌ای است که بعداً روی زمین به وجود آمدند و احتمالا روی میلیاردها سیاره دیگر نیز وجود دارند
  3. در مرکز ستارگان نخستین هسته اتم‌های سنگین از قبیل اکسیژن و یا کربن یعنی سنگ بناهای اصلی مورد نیاز برای زندگی به وجود آمدند.[۹۰]

اجزای سازندهٔ کیهان

تنها حدود ۴ درصد کیهان از ماده، به شکلی که ما می‌شناسیم تشکیل شده‌است، یعنی ماده معمولی که ما می‌شناسیم و در آزمایشگاه وجود دارد، تنها ۴درصد همهٔ عالم را می‌سازد. ۲۳درصد کیهان را ماده تاریک سرد تشکیل داده که دانشمندان داده‌های خیلی کمی درباره اش دارند و ۷۳ درصد مانده را انرژی تاریک شگفت انگیز تشکیل می‌دهد که تقریبا تنها چیزی که در موردش می‌دانیم، این است که وجود دارد![۹۱]

مشخصات جهان

عمر جهان

T=۱۳٫۷x۱۰^۹ years =۴٫۳x۱۰^۱۷ s

شعاع جهان

R=۴٫۳x۱۰^۲۹ m شعاع جهان ۴۵٫۷ میلیارد سال نوری است که معادل عدد بالا است[۹۲]

حجم جهان

V=3.6x10^80 m3 [۹۳]

چگالی جهان

D=9.3x10^-27 kg/m3

جرم جهان

M=(density)x(volume)
M=3.35x10^54 kg

توجه شود که ارقام فوق تقریبی است، اما نتیجه‌ای که از آنها می‌خوهیم بگیریم، عمیقتر از اهمیت درستی یا نادرستی ارقام فوق است[۸۲]

تداوم انبساط کیهان

جنبش انبساطی یا به عبارت دیگر از همدیگر دور شدن کهکشان‌ها به هر حال رو به کند شدن است. زیرا جزایر جهانی متعدد در واقع به سمت یکدیگر جذب می‌شوند و در نتیجه حرکت انبساطی آن‌ها کند تر می‌شود. اکنون پرسش این است که آیا زمانی همهٔ این حرکت‌ها متوقف خواهد گردید و این عالم در هم فرو خواهد پاشید؟ این مساله بستگی به تراکم ماده در جهان هستی دارد. هر چه این تراکم بیشتر باشد نیروهای گرانش میان کهکشان‌ها و دیگر اجزای گیتی بیشتر بوده و به همان نسبت حرکت آن‌ها با شدت بیشتری متوقف خواهد شد. هم اکنون چنین به نظر می‌رسد که تراکم جرم بسیار کمتر از آن است که زمانی عالم در حال انبساط را به توقف در آورد. به هر روی این امکان وجود دارد که هنوز جرم‌های بسیار بزرگ ناشناخته‌ای از قبیل (سیاه چاله‌های اسرار آمیز) یا (ابرهای گازی شکل تاریک) وجود داشته باشند و یا نوترینوها که بدون جرم به شمار می‌آیند جرمی هرچند کوچک داشته باشند. اگر این طور باشد در این صورت حرکت کیهانی زمانی شاید ۳۰ میلیارد سال دیگر متوقف خواهد شد. در آن زمان کهکشان‌ها با شتابی زیاد حرکت به سوی یکدیگر را آغاز خواهند کرد تا در پایان به شکل یک گوی آتشین بزرگ یکپارچه شوند. آن زمان شاید می‌باید روی یک انفجار اولیه جدید دیگر و زاده شدن یک کیهان دیگر حساب کنیم. با توجه به سطح کنونی دانش آدمی و میزان پژوهش‌های انجام شده باید اینطور فرض کرد که کیهان تا ابدیت انبساط خواهد یافت.

برای یک لحظه شتاب جهان و انبساط جهان را فراموش کنید. حالا فرض کنید جهان در حال فرو ریختن در خود است. چه اتفاقی خواهد افتاد؟

در این حالت تمام شواهد نشان می‌دهد که جهان در حال انقباض است. نخست نور دریافتی از ستارگان به طرف آبی جابجا می‌شوند. فاصله بین اجسام در حال کاهش است.

بنابراین فاصله بین زمین و ماه کاهش می‌یابد، ماه به زمین وصل می‌شود. زمین و سایر سیارات در خورشید سقوط می‌کنند. فشار گرانش افزایش می‌یابد. خورشید وستارهٔ آلفا قنطورس (نزدیکترین ستاره به خورسید) یکدیگر را جذب می‌کنند. فاصله‌ها به سرعت کاهش می‌یابد. حجم جهان کاهش می‌یابد و شدت گرانش و فشار آن افزایش می‌یابد.

چه اتفاقی برای اتمها می‌افتد؟[۹۴] شعاع مدار اتمها کاهش می‌یابد. الکترونها در هسته سقوط می‌کنند. بنابراین تنها هسته‌ها باقی می‌مانند. همچنین ممکن است حجم هسته‌ها نیز کاهش یابد. اما ما هیچگونه شاهدی بر این امر نداریم. لذا اجازه بدهید با توجه به چگالی هسته بحث را ادامه دهیم[۸۲]

چگالی هسته 2x۱۰^۱۷ kg/m3 فرض کنیم جهان کاملاً درهم فرو ریزد. بنابراین با توجه به چگالی هسته حجم جهان را حساب می‌کنیم حجم جهان Vo=M/D=۸٫۵x۱۰^۴۳ m3 آنگاه شعاع جهان برابر خواهد شد با Ro=۲٫۷x۱۰^۱۴ m و این یک سیاه چالهٔ مطلق است[۹۵]

سیاه چاله مطلق

با توجه به نظریه سی. پی. اچ. همه چیز از سی. پی. اچ. ساخته شده‌است. همچنین هسته‌ها نیز از سی. پی. اچ. ساخته شده‌اند. سی. پی. اچ. ها در هسته اتم اسپین دارند و در کنار یکدیگر حرکت می‌کنند. سی. پی. اچ. دارای اسپین و حرکت انتقالی است. بطوریکه gradVc=0 in all inertial frames and any space فرض کنیم یک سی. پی. اچ. دارای سرعت انتقالی و اسپین v, sهنگامیکه سرعت انتقالی آن به سمت صفر میل می‌کند، اسپین آن به ماکزیمم می‌رسد. هنگامیکه فشار گرانش خیلی افزایش یابد، فاصله بین سی. پی. اچ. ها کاهش می‌یابد. هیچ جسم یا ذره‌ای حتی نور و سایر امواج الکترمغناطیسی نمی‌تواند از میدان گرانش آن بگریزد. شکل زیر

در این حالت سرعت انتقالی سی. پی. اچ. نزدیک به صفر است. مهبانگ (بیگ بنگ) از سیاه چاله‌ای نظیر آن بوجود آمده‌است. با توجه به معادله زیر ما می‌توانیم درک خوبی از مهبانگ داشته باشیم

فرض کنیم شدت گرانش به قدری باشد که اسپین سی. پی. اچ. ها در سطح یک سیاه چاله به حداکثر ممکن برسند، یعنی سرعت انتقالی آنها بسمت صفر میل کند. چنین سیاه چاله‌ای یک سیاه چالهٔ مطلق است. در این حالت سیاه چاله حالت بحرانی خواهد داشت و با افزایش شدت میدان گرانشی آن، سی. پی اچ. از نیروی خارجی تبعیت نمی‌کند و سیاه چالهٔ مطلق منفجر می‌شود

در لحظات اولیه سی. پی. اچ. ها با سرعت Vc می‌گریزند و اثر گرانش در همه جا گسترش می‌یابد. با توجه به اینکه شعاع جهان در این حالت از رابطه زیر به دست می‌آید Ro<<۲٫۷x1014 m و با توجه به سرعت سی. پی. اچ. جهان در چند ثانیه شدیداً منبسط می‌شود. اما در آنجا ماده و انرژی وجود ندارد. در این وضعیت تنها سی. پی. اچ. است که با سرعت انتقالی Vc در فضا منتشر می‌شود. اما سی. پی. اچ. ها با یکدیگر دارای کنش متقابل هستند و یکدیگر را جذب می‌کنند. سی. پی. اچ. ها اسپین می‌گیرند و کوانتوم‌های کوچک انرژی شکل می‌گیرند. آنگاه امواج الکترومغناطیسی ظاهر می‌شوند. این مرحله در یک مدت زمان بسیار طولانی اتفاق می‌افتد. بتدریج انرژی در مدت‌های کوتاه تری تولید می‌شود. و مقدار زیادی کوانتوم‌های بزرگ انرژی ظاهر می‌شود حال به مرکز انفجار توجه فرمایید. مرکز سیاه چاله مطلق نظیر مرکز سایر اجسام بزرگ است و فشار گرانش در آنجا تقریباً صفر است. بنابراین هنگامیکه جهان (سیاه چاله مطلق) منفجر می‌شود، مرکز آن تحت فشار شدید از همهٔ اطراف قرار می‌گیرد. شکل زیر

در ثانیه اول انفجار کنش و واکنش‌ها در مرکز جهان بسیار شدید است. مقادیر متنابهی انرژی تشکیل می‌شود و به ماده و پاد ماده تبدیل می‌شوند. بتدریج گرد وعبار و اجسام ظاهر می‌شوند. با انبساط جهان اندازه اتمها نیزافزایش می‌یابد. و این تاریخ واقعی جهان ما است تا زمانی که جهان به ثبات کوتاه مدت می‌رسد و سپس منقبض می‌شود.[۹۶]

نتیجه

در قرن بیستم ما نظاره گر جهش بزرگی در درک و شناخت کیهان بودیم. از زمانی که معتقد به جهانی پایدار بودیم چندی نمی‌گذرد. کهکشان‌های دوردست که از ما دور می‌شوند ما را متوجه ساختند که جهان در حال انبساط است. با سفری به گذشته این جهان منبسط شونده ما به کیهان اولیه‌ای چگال و داغ می‌رسیم. در میانه‌های قرن بیستم به این مطلب پی بردیم که واکنش‌های هسته‌ای در کیهان اولیه رخ داده‌اند دلیلی بر فراوانی نسبی هلیوم و دتریوم می‌باشند. با حرکت به جلو توانستیم درخش پس از بیگ بنگ را که میلیاردها سال پیش اتفاق افتاده‌است، آشکار سازی کنیم. در نهایت کشف این که جهان با بیگ بنگ آغاز شده‌است ممکن است مانند سایر اکتشافات انسان ثابت و پا بر جا باقی بماند.

اگر چه بیگ بنگ به عنوان تنها تصور جهانی از جهان است. اما امروزه فیزیکدان‌های ذره‌ای در حال تدارک تئوری در مورد تاریخ جهان در چند ترلیونیوم ثانیه پس از بیگ بنگ هستند. آنها قادرند که نظریه‌های خود را با استفاده از شتاب دهنده‌های ذرات امتحان کنند و وقایع را (حتی با انرژی‌های بالا) همانند جهان اولیه شبیه سازی کنند. برای درک اینکه جهان چگونه آغاز شده‌است تئوری باید تدوین شود که شامل نظریه نسبیت عام (به دلیل جاذبه باور نکردنی جهان اولیه) و مکانیک کوانتومی (به دلیل چگال و فشرده بودن جهان اولیه) باشد. هدف فیزیک امروزه ارتقا بخشیدن نظریه کوانتومی جاذبه‌است تا جایی که روزی ما به این حقیقت پی ببریم که چه چیزی در لحظهٔ تولد جهان اتفاق افتاده‌است.

جستارهای وابسته

پانویس

  1. ↑ Wollack, Edward J (10 December 2010). "Cosmology:Study of Universe". Universe 101: Big Bang Theory (به انگلیسی). ناسا. Archived from the original on 14 May 2011. Retrieved 22 April 2013.:«بخش دوم از آزمایشهای نظریه مهبانگ صحبت می کند که چطور این آزمایشها گویای این مطلب اند که نطریه مهبانگ به احتمال زیاد درست است»
  2. ↑ "How Old is the Universe?". WMAP- Age of the Universe (به انگلیسی). ناسا. 2012-12-21. Retrieved 2013-2-22. {{cite web}}: Check date values in: |بازبینی= (help)
  3. ↑ Komatsu, E; Dunkley, J (2009). "Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations: Cosmological Interpretation". Astrophysical Journal Supplement (به انگلیسی). 180 (2): 330. Bibcode:2009ApJS..180..330K. doi:10.1088/0067-0049/180/2/330.
  4. ↑ Menegoni, E; Galli, Silvia (2009). "New constraints on variations of the fine structure constant from CMB anisotropies". Physical Review D (به انگلیسی). 80 (8): 087302. Bibcode:2009PhRvD..80h7302M. doi:10.1103/PhysRevD.80.087302.
  5. ↑ "Origins: CERN: Ideas: The Big Bang" (به انگلیسی). Exploratorium. 2000. Retrieved 2013-02-22.
  6. ↑ Keohane, J (8 November 1997). "Big Bang Theory". Ask an astrophysicist (به انگلیسی). ناسا. Retrieved 2013-2-22. {{cite web}}: Check date values in: |بازبینی= (help)
  7. ↑ Wright, E.L. (9 May 2009). [What is the evidence for the Big Bang؟ "http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmology_faq.html#BBevidence"]. Frequently Asked Questions in Cosmology (به انگلیسی). UCLA, Division of Astronomy and Astrophysics. Retrieved 2013-2-22. {{cite web}}: Check |نشانی= value (help); Check date values in: |بازبینی= (help); External link in |عنوان= (help)
  8. ↑ Gibson, C.H (21 January 2001). "The First Turbulent Mixing and Combustion" (PDF). Frequently Asked Questions in Cosmology (به انگلیسی). IUTAM Turbulent Mixing and Combustion. Retrieved 2013-2-22. {{cite web}}: Check date values in: |بازبینی= (help)
  9. ↑ Gibson, C.H (2011-10-16). "Turbulence And Mixing In The Early Universe" (PDF) (به انگلیسی). ICME 2001. Retrieved 2013-2-22. {{cite web}}: Check date values in: |بازبینی= (help)
  10. ↑ Hubble, E (1929). "A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae". Proceedings of the National Academy of Sciences (به انگلیسی). 15 (3): 168–73. Bibcode:1929PNAS...15..168H. doi:10.1073/pnas.15.3.168.
  11. ↑ Kragh, Helge (1996). Cosmology and Controversy (به انگلیسی). Princeton University Press. p. 318.
  12. ↑ Hawking, S.W (1973). The Large-Scale Structure of Space-Time (به انگلیسی). Cambridge University Press.
  13. ↑ Roos, M (2008). Astronomy and Astrophysics (به انگلیسی). EOLSS publishers.
  14. ↑ Drees, W.B (1990). Beyond the big bang: quantum cosmologies and God (به انگلیسی). Open Court Publishing. p. 223-224.
  15. ↑ Weinberg, S. (1993). The First Three Minutes: A Modern View Of The Origin Of The Universe. Basic Books. p. [کدام صفحه؟]. ISBN 0-465-02437-8.
  16. ↑ ۱۶٫۰ ۱۶٫۱ Bennett، C.L؛ Larson، L؛ Weiland، J.L (دسامبر ۲۰, ۲۰۱۲). «Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results». از پارامتر ناشناخته |ماه= صرف‌نظر شد (کمک) خطای یادکرد: برچسب <ref> نامعتبر؛ نام «arXiv-20121220» چندین بار با محتوای متفاوت تعریف شده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  17. ↑ Guth, A.H (1998). The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins (به انگلیسی). Vintage Books.
  18. ↑ Schewe, P (2005). "An Ocean of Quarks". Physics News Update (به انگلیسی). American Institute of Physics. 728 (1=).
  19. ↑ Moskowitz, Clara (September 25, 2012). "Hubble Telescope Reveals Farthest View Into Universe Ever". Space.com. Retrieved September 26, 2012.
  20. ↑ Kolb and Turner (1988), chapter 6
  21. ↑ Kolb and Turner (1988), chapter 7
  22. ↑ Kolb and Turner (1988), chapter 4
  23. ↑ Peacock (1999), chapter 9
  24. ↑ ۲۴٫۰ ۲۴٫۱ ۲۴٫۲ 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)
  25. ↑ ۲۵٫۰ ۲۵٫۱ ۲۵٫۲ Peebles, P.J.E. "The Cosmological Constant and Dark Energy". Reviews of Modern Physics (به انگلیسی). NASA. 75 (2): 559–606. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. خطای یادکرد: برچسب <ref> نامعتبر؛ نام «peebles» چندین بار با محتوای متفاوت تعریف شده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  26. ↑ 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): 343: 459. Bibcode:1999A&A...343..439I.
  27. ↑ d'Inverno, R (1992). Chapter 23 . Introducing Einstein's Relativity (به انگلیسی). Oxford University Press.
  28. ↑ Kolb and Turner (1988), chapter 3
  29. ↑ "'Big bang' astronomer dies". BBC News. 22 August 2001. Archived from the original on 8 December 2008. Retrieved 7 December 2008.
  30. ↑ Croswell, K. (1995). "Chapter 9". The Alchemy of the Heavens. Anchor Books.
  31. ↑ Mitton, S. (2005). Fred Hoyle: A Life in Science. Aurum Press. p. 127.
  32. ↑ Slipher, V.M (1913). "The Radial Velocity of the Andromeda Nebula". Lowell Observatory Bulletin. 1: 56–57. Bibcode:1913LowOB...2...56S.
  33. ↑ Slipher, V.M (1915). "Spectrographic Observations of Nebulae". Popular Astronomy. 23: 21–24. Bibcode:1915PA.....23Q..21S.
  34. ↑ ۳۴٫۰ ۳۴٫۱ Friedman, A.A. (1922). "Über die Krümmung des Raumes". Zeitschrift für Physik. 10 (1): 377–386. Bibcode:1922ZPhy...10..377F. doi:10.1007/BF01332580. (آلمانی)
    (English translation in: Friedman, A. (1999). "On the Curvature of Space". General Relativity and Gravitation. 31 (12): 1991–2000. Bibcode:1999GReGr..31.1991F. doi:10.1023/A:1026751225741.)
  35. ↑ ۳۵٫۰ ۳۵٫۱ Lemaître, G. (1927). "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. 47A: 41. (فرانسوی)
    (Translated in: Lemaître, G. (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. 91: 483–490. Bibcode:1931MNRAS..91..483L.)
  36. ↑ Lemaître, G. (1931). "The Evolution of the Universe: Discussion". Nature. 128 (3234): 699–701. Bibcode:1931Natur.128..704L. doi:10.1038/128704a0.
  37. ↑ ۳۷٫۰ ۳۷٫۱ ۳۷٫۲ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام hubble وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  38. ↑ Christianson, E. (1995). Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae. Farrar, Straus and Giroux. ISBN 0-374-14660-8.
  39. ↑ Kragh, H. (1996). Cosmology and Controversy. Princeton (NJ): Princeton University Press. ISBN 0-691-02623-8.
  40. ↑ "People and Discoveries: Big Bang Theory". A Science Odyssey. PBS. Retrieved 9 March 2012.
  41. ↑ Eddington, A. (1931). "The End of the World: from the Standpoint of Mathematical Physics". Nature. 127 (3203): 447–453. Bibcode:1931Natur.127..447E. doi:10.1038/127447a0.
  42. ↑ 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. 5 (1): 19–44. ISSN 2233-3002.
  43. ↑ Lemaître, G. (1931). "The Beginning of the World from the Point of View of Quantum Theory". Nature. 127 (3210): 706. Bibcode:1931Natur.127..706L. doi:10.1038/127706b0.
  44. ↑ Milne, E.A. (1935). Relativity, Gravitation and World Structure. Oxford University Press. LCCN 3519093. {{cite book}}: Check |lccn= value (help)
  45. ↑ Tolman, R.C. (1934). Relativity, Thermodynamics, and Cosmology. Clarendon Press. ISBN 0-486-65383-8. LCCN 3432023. {{cite book}}: Check |lccn= value (help)
  46. ↑ Zwicky, F. (1929). "On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space". Proceedings of the National Academy of Sciences. 15 (10): 773–779. Bibcode:1929PNAS...15..773Z. doi:10.1073/pnas.15.10.773. PMC 522555. PMID 16577237.
  47. ↑ Hoyle, F. (1948). "A New Model for the Expanding Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 108: 372. Bibcode:1948MNRAS.108..372H.
  48. ↑ Alpher, R.A.; Bethe, H.; Gamow, G. (1948). "The Origin of Chemical Elements". Physical Review. 73 (7): 803. Bibcode:1948PhRv...73..803A. doi:10.1103/PhysRev.73.803.
  49. ↑ Alpher, R.A.; Herman, R. (1948). "Evolution of the Universe". Nature. 162 (4124): 774. Bibcode:1948Natur.162..774A. doi:10.1038/162774b0.
  50. ↑ Singh, S. (21 April 2007). "Big Bang". SimonSingh.net. Archived from the original on 30 June 2007. Retrieved 28 May 2007.
  51. ↑ ۵۱٫۰ ۵۱٫۱ Penzias, A.A.; Wilson, R.W. (1965). "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s". Astrophysical Journal. 142: 419. Bibcode:1965ApJ...142..419P. doi:10.1086/148307.
  52. ↑ ۵۲٫۰ ۵۲٫۱ Boggess, N.W.; et al. (1992). "The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch". Astrophysical Journal. 397: 420. Bibcode:1992ApJ...397..420B. doi:10.1086/171797.
  53. ↑ ۵۳٫۰ ۵۳٫۱ Spergel, D.N.; et al. (2006). "Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology". Astrophysical Journal Supplement. 170 (2): 377. arXiv:astro-ph/0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. doi:10.1086/513700.
  54. ↑ Gladders, M.D.; et al. (2007). "Cosmological Constraints from the Red-Sequence Cluster Survey". The Astrophysical Journal. 655 (1): 128–134. arXiv:astro-ph/0603588. Bibcode:2007ApJ...655..128G. doi:10.1086/509909.
  55. ↑ The Four Pillars of the Standard Cosmology
  56. ↑ Sadoulet, B. "Direct Searches for Dark Matter". Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey. The National Academies. Retrieved 12 March 2012.
  57. ↑ Cahn, R. "For a Comprehensive Space-Based Dark Energy Mission". Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey. The National Academies. Retrieved 12 March 2012.
  58. ↑ Peacock (1999), chapter 3
  59. ↑ Srianand, R.; Petitjean, P.; Ledoux, C. (2000). "The microwave background temperature at the redshift of 2.33771". Nature. 408 (6815): 931–935. arXiv:astro-ph/0012222. Bibcode:2000Natur.408..931S. doi:10.1038/35050020. {{cite journal}}: Unknown parameter |laydate= ignored (help); Unknown parameter |laysource= ignored (help); Unknown parameter |laysummary= ignored (help)
  60. ↑ Gannon, Megan (December 21, 2012). "New 'Baby Picture' of Universe Unveiled". Space.com. Retrieved December 21, 2012.
  61. ↑ 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. Cambridge University Press. p. 291. arXiv:astro-ph/0305591. ISBN 0-521-75576-X.
  62. ↑ 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)
  63. ↑ ۶۳٫۰ ۶۳٫۱ Kolb and Turner (1988), chapter 4
  64. ↑ Steigman, G. (2005). "Primordial Nucleosynthesis: Successes And Challenges". International Journal of Modern Physics E [Nuclear Physics]. 15: 1–36. arXiv:astro-ph/0511534. Bibcode:2006IJMPE..15....1S. doi:10.1142/S0218301306004028.
  65. ↑ Bertschinger, E. (2001). "Cosmological Perturbation Theory and Structure Formation". arXiv:astro-ph/0101009. {{cite arxiv}}: |class= ignored (help)
  66. ↑ Bertschinger, E. (1998). "Simulations of Structure Formation in the Universe". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 36 (1): 599–654. Bibcode:1998ARA&A..36..599B. doi:10.1146/annurev.astro.36.1.599.
  67. ↑ Fumagalli, Michele; O'Meara, John M.; Prochaska, J. Xavier (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.
  68. ↑ "Astronomers Find Clouds of Primordial Gas from the Early Universe, Just Moments After Big Bang". Science Daily. 10 November 2011. Retrieved 13 November 2011.
  69. ↑ Perley, Daniel. "Determination of the Universe's Age, to". University of California Berkeley Astronomy Department. Retrieved 27 January 2012.
  70. ↑ 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.
  71. ↑ 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].
  72. ↑ Belusevic, Radoje (2008). Relativity, Astrophysics and Cosmology. Berlin: Wiley-VCH. p. 16. ISBN 3-527-40764-2.
  73. ↑ Kolb and Turner, chapter 6
  74. ↑ Sakharov, A.D. (1967). "Violation of CP Invariance, C Asymmetry and Baryon Asymmetry of the Universe". Zhurnal Eksperimental'noi i Teoreticheskoi Fiziki, Pisma. 5: 32. (روسی)
    (Translated in Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters 5, 24 (1967).)
  75. ↑ Keel, B. "Dark Matter". Retrieved 28 May 2007.
  76. ↑ Yao, W.M.; et al. (2006). "Review of Particle Physics: Dark Matter" (PDF). Journal of Physics G. 33 (1): 1–1232. arXiv:astro-ph/0601168. Bibcode:2006JPhG...33....1Y. doi:10.1088/0954-3899/33/1/001.
  77. ↑ www.porsojoo.com/fa/
  78. ↑ www.khorshidvash.com/physik/
  79. ↑ www.zahedanastro.ir/
  80. ↑ j.steinhardt,endless universe:a new history of cosmos, published by random house,۲۰۰۵
  81. ↑ torbatsky.blogfa.com
  82. ↑ ۸۲٫۰ ۸۲٫۱ ۸۲٫۲ Wes Nisker,«the big bang,the Buddha», published by:HarperCollins,۲۰۰۷
  83. ↑ cosmologystatement.org
  84. ↑ The Big Bang Never Happened: A Startling Refutation of the Dominant Theory of the Origin of the Universe. Eric Lerner. ۱۹۹۲. ISBN 0-679-74049-X
  85. ↑ Seeing Red: Redshifts, Cosmology and Academic Science. Halton Arp. ۱۹۹۸. ISBN ۰-۹۶۸۳۶۸۹-۰-۵
  86. ↑ Big Bang or damp squib - An Alternative Cosmology
  87. ↑ H O L O S C I E N C E - News
  88. ↑ Quantized Galaxy Redshifts
  89. ↑ nojumnews.com
  90. ↑ ulduzlarda.blogspot.com
  91. ↑ bob berman,cosmic adventure:other secrets byond the night sky, published by harpercollins,۲۰۰۹
  92. ↑ ^ a b Gott III, J. Richard; Mario Jurić, David Schlegel, Fiona Hoyle, Michael Vogeley, Max Tegmark, Neta Bahcall, Jon Brinkmann (2005). "A Map of the Universe". The Astrophysics Journal 624 (2): 463. doi:10.1086/428890. arXiv:astro-ph/0310571
  93. ↑ http://en.wikipedia.org/wiki/Observable_universe
  94. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام eleven وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  95. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام five وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  96. ↑ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام towelve وارد نشده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).

یادداشت ها

  1. ↑ هیچ اجماعی در مورد اینکه طول زمان مرحله مه بانگ چقدر است وجود ندارد . برای برخی از نویسنده ها این زمان تنها شامل لحظه اولیه می شود و برای برخی شامل کل تاریخ جهان. معمولا حداقل چند دقیقه اول (که طی آن هلیم تشکیل می شود) را جز مه بانگ می دانند.[۱۵] (see also Big Bang nucleosynthesis)

منابع

  • [9]- Wes Nisker,«the big bang,the Buddha», published by:HarperCollins,۲۰۰۷
  • [۱۰]- Lawrence M. Kraussthe, big bang to life on earth, , published by Hachette book group,۲۰۰۷
  • [۱۱]-Cynthia Stokes Brown , from the big bang to the present, published by the new press,۲۰۰۷
  • [۱۲]-Levin frank , how cosmology explains our big bang universe, published by springer science,۲۰۰۶
  • [۱۳]-j.steinhardt,endless universe:a new history of cosmos, published by random house,۲۰۰۵
  • [۱۴]-bob berman,cosmic adventure:other secrets byond the night sky, published by harpercollins,۲۰۰۹

پیوند به بیرون

الگو:Link FA الگو:Link FA الگو:Link FA الگو:Link FA الگو:Link FA الگو:Link FA الگو:Link FA الگو:Link FA الگو:Link FA الگو:Link FA الگو:Link GA الگو:Link GA الگو:Link GA الگو:Link GA

برگرفته از «https://fa.wikipedia.org/w/index.php?title=مه‌بانگ&oldid=9457022»