تشکیل ساختار

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
پرش به: ناوبری، جستجو

تشکیل ساختار یکی از مسائل مهم در کیهان‌شناسی است. آن‌گونه که از رصد تابش زمینه کیهانی دیده می‌شود، جهان از حالتی بسیار داغ، چگال، و کم‌وبیش همگن آغاز شده است. ولی امروزه ساختارهای زیادی در اندازه‌های گوناگون پدید آمده‌اند: سیاره‌ها، ستاره‌ها، کهکشان‌ها، و ساختارهای بسیار بزرگ‌تر مانند خوشه‌های کهکشانی و خالی‌جاهای بزرگ بین آن‌ها. چگونه جهانی که در آغاز همگن بوده توانسته چنین ساختارهایی را بسازد؟

در دو سه دهه‌ی اخیر، این موضوع مورد قبول گسترده قرار گرفته است که با توجه به سن فعلی جهان، ماده باریونی در جهان به تنهایی نمی‌تواند جاذبه‌ی گرانشی کافی را برای تشکیل ساختارهای مشاهده‌شده تأمین کند. مشکل را می‌توان با معرفی ماده تاریک غیرباریونی دور زد. این ماده با فراهم آوردن نیروی گرانش اضافی، تشکیل ساختار را سرعت می‌بخشد، بدون آنکه اثرات فشار ایجاد مزاحمت کند. عقیده بر این است که تنها در صورت برقراری رابطه‌ی {{\Omega }_{\text{0}}}>0\mathsf{/}2، این تعریف جدید کارساز خواهد بود. در حال حاضر، هیچ مدل عملی پیرامون تشکیل ساختار، بدون تکیه بر دست کم این مقدار ماده تاریک، وجود ندارد.[۱]

مراجع[ویرایش]

  • Dodelson, Scott (2003). Modern Cosmology. Academic Press. ISBN 0-12-219141-2.
  • Liddle, Andrew; David Lyth (2000). Cosmological Inflation and Large-Scale Structure. Cambridge. ISBN 0-521-57598-2.
  • Padmanabhan, T. (1993). Structure formation in the universe. Cambridge University Press. ISBN 0-521-42486-0.
  • Peebles, P. J. E. (1980). The Large-Scale Structure of the Universe. Princeton University Press. ISBN 0-691-08240-5.