مه‌بانگ

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
(تغییرمسیر از مهبانگ)
پرش به: ناوبری، جستجو
نوشتاری از مجموعه‌ی
کیهان‌شناسی فیزیکی
Ilc 9yr moll4096.png
ن • ب • و
«انفجار بزرگ» تغییر مسیری به این صفحه است. برای کاربردهای دیگر انفجار بزرگ (ابهام‌زدایی) را ببینید.

مِه‌بانگ یا انفجار بزرگ (به انگلیسی: Big Bang)‏، مدل کیهان شناسی پذیرفته شده برای توصیف شکل‌گیری ابتدایی جهان است.[۱] بنا بر این نظریه، انفجار بزرگی تقریبا ۱۳٫۷۷ میلیارد سال قبل رخ داده که آغاز جهان را رقم زده است.[۲] ٬ در نتیجه این عدد به عنوان سن جهان در نظر گرفته می‌شود.[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 اندازه‌ای کاهش یافت که برای تبدیل انرژی به ذرات زیراتمی گوناگون مانند پروتون و الکترون و نوترون کافی بود. با اینکه هسته‌های اتمی ساده می‌توانستند 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 ستاره‌ها و ابرنواخترها پدید آمدند.

مهبانگ یک نظریه علمی آزموده شده است که به گستردگی مورد پذیرش جامعه علمی قرارگرفته است. این نظریه توجیه کاملی در مورد طیف گسترده‌ای از پدیده‌های فیزیکی مشاهده شده ارائه می‌دهد. از جمله این پدیده‌ها می‌توان به فراوانی ذرات سبک، تابش زمینه کیهانی، ساختار بزرگ مقیاس و نمودار هابل برای ابرنواخترهای نوع Ia اشاره کرد.[۷] ایده‌های اساسی مهبانگ همچون انبساط، تشکیل هلیم و شکل‌گیری کهکشانها از این مشاهدات و مشاهدات دیگری برگرفته شده که همگی مستقل از مدلهای کیهان شناسی هستند. از آنجا که فاصله میان خوشه‌های کهکشانی در حال افزایش است می‌توان نتیجه گرفت که در گذشته همه چیز به هم نزدیک تر بوده است. شرایط چگالی‌ها و دماهای بسیار بالا در گذشته به طور مفصل مورد بررسی قرار گرفته[۸][۹] و شتاب دهنده‌های ذره‌ای بزرگی برای انجام آزمایش‌هایی تحت این شرایط ساخته شده‌اند که به گسترش بیشتر مدل مهبانگ کمک کرده‌اند. از سوی دیگر این شتاب دهنده‌ها 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 نمی‌کند بلکه تکامل عمومی جهان از آن نقطه به بعد را توصیف می‌کند.

ژرژ لومتر برای نخستین بار فرضیه‌ای 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 اینشتین 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-ایده‌ای که نخستین بار توسط ژرژ لومتر در سال ۱۹۲۷ معرفی شد-. از مشاهدات ادوین هابل این‌گونه برداشت گردید که کهکشان‌ها و خوشه‌های بسیار دور٬ در حال دور شدن از ما هستند ٬ و هرچه دورتر باشند سرعت حرکت‌شان 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 نسخه‌ای 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.

محتویات

بررسی کلی [ویرایش]

خط زمان مهبانگ [ویرایش]

نوشتار اصلی: گاه‌شمار مهبانگ

با برون یابی انبساط جهان در زمان رو به عقب بر اساس نسبیت عام، به نقطه‌ای در گذشته‌٬ با چگالی و دمای بی نهایت می‌رسیم.[۱۲] این نقطه یک تکینگی گرانشی خوانده می‌شود و نمایانگر شکست نظریه نسبیت عام در این نقطه است. اینکه با برون یابی تا چه اندازه می‌توانیم به این نقطه نزدیک شویم بحث انگیز است ـ مطمئنا حداکثر تا پایان دوره‌ی پلانک ـ. گاهی این نقطه تکینگی، مه بانگ خوانده می‌شود.[۱۳] اما واژه مه‌بانگ برای بیان حالت داغ و متراکم اولیه ـ که می‌توان آن را تولد جهان دانست ـ نیز به کار می‌رود.[۱۴][notes ۱] که می‌توان آن را تولد جهان دانست. عمر جهان را می‌توان 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 سن 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 می‌کند.

برطبق مدل مهبانگ، جهان از یک وضعیت بسیار چگال و داغ شروع به انبساط نمود و همچنان در حال انبساط است. با یک قیاس ساده می‌توان این گونه توضیح داد که خود فضا در حال انبساط است و کهکشانها را با خود می‌کشد، مانند بادکنکی که در حال باد شدن است و نقطه‌های روی آن حرکت می‌کنند. این نگاره انبساط قسمتی از جهان را از دید یک هنرمند به تصویر می‌کشد.

گمانه‌زنی‌های 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 اندازه‌ای بالا بود که حرکات تصادفی ذرات در سرعتهای نسبیتی انجام می‌گرفت و همه انواع جفتهای ماده-پادماده در برخوردها دائما ایجاد و نابود می‌شدند. در نقطه‌ای از زمان، واکنشی ناشناخته به نام باریون زایی (به انگلیسی: Baryogenesis)‏ باعث نقض پایستگی عدد باریونی شد و درنتیجه آن تعداد کوارک‌ها و لپتون‌ها نسبت به پادکوارک‌ها و پادلپتون‌ها به میزان بسیار بسیار اندکی افزایش یافت (به اندازه یک در سی میلیون). این افزایش اندک مسبب برتری ماده بر ضد ماده در جهان کنونی است.

میدان فوق عمیق هابل اندازه با اندازه ماه مقایسه شده - در این چشم انداز کوچک چندین هزار کهکشان که از میلیاردها ستاره تشکیل شده‌اند به چشم می‌خورند.
XDF چشم انداز ۲۰۱۲ -هر نقطه نوری یک کهکشان است - برخی از این کهکشانها عمرهایی طولانی تا ۱۳٫ میلیارد سال دارند[۱۹] - تخمین زده می‌شود 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 می‌درخشند

[۲۰]

کاهش دما و چگالی در جهان ادامه پیدا کرد که باعث کاهش انرژی ذرات می‌شد. تغییر فازهای تقارن شکن سبب شدند تا نیروهای بنیادی فیزیک و پارامترهای ذرات بنیادی به وضعیتی که اکنون دارند برسند.[۲۱] پس از حدود -۱۱۱۰ ثانیه تصویر مه‌بانگ کمی از حالت نظری و گمانی آن کاسته می‌شود، زیرا انرژی ذرات کاهش می‌یابد و به مقادیری می‌رسد که در آزمایش‌های ذرات بنیادی با تجهیزات فعلی قابل دسترسی است. پس از حدود -۶۱۰ کوارکها و گلوئون‌ها ترکیب شدند تا باریونهایی مثل پروتون و نوترون تشکیل گردند. فزونی اندک تعداد کوارک‌ها به پادکوارک‌ها باعث فزونی اندک تعداد باریون‌ها به پاد باریون‌ها شد. دما در این زمان به اندازه کافی برای ایجاد جفتهای پروتون-پادپروتون (و یا نوترون-پادنوترون) بالا نبود، از این رو ذرات و پادذرات شروع به نابود سازی یکدیگر نمودند و از هر ۱۰۱۰ پروتون و نوترون اولیه تنها یکی باقی ماند وهیچ پادپروتون و پادنوترونی نیز باقی نماند. فرایند نابود سازی مشابهی در ثانیه ۱ بین الکترونها و پوزیترونها روی داد و پس از این نابودسازی‌ها دیگر ذرات در سرعتهای نسبیتی حرکت نمی‌کردند و چگالی انرژی جهان در تسلط فوتونهاها ( به همراه اندکی از نوترینو‌ها ) بود.

چند دقیقه پس از آغاز انبساط که دمای جهان به یک میلیارد کلوین کاهش یافته بود نوترون‌ها و پروتونها با یکدیگر ترکیب شدند تا در جریان فرایندی که به نام هسته زایی مهبانگ خوانده می‌شود هستههای دوتریم و هلیم تشکیل گردند.[۲۲] بیشتر پروتونها ترکیب نشدند و به صورت هسته‌های هیدروژن باقی ماندند. همچنانکه جهان سرد می‌شد٬ چگالی جرم-انرژی ماده به صورت گرانشی بر چگالی جرم-انرژی تابش الکترومغناطیسی (فوتون) غلبه نمود. پس از ۳۷۹۰۰۰ سال الکترونها و هسته‌ها با یکدیگر تر کیب و اتم‌ها 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 می‌شود.[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، ستار‌ها، 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 داده‌ها با مدل لامبدا سی دی ام مطابقت می‌کنند که در آن فرض می‌شود ماده تاریک سرداست. تخمین زده می‌شود که ماده تاریک سرد در حدود ۲۳٪ از ماده-انرژی در جهان را تشکیل می‌دهد در حالی که سهم ماده باریونی تنها ۴٫۶٪ است.[۲۴]

ردیف‌های مستقلی از شواهد تجربی از ابر نو اخترهای نوع Ia و تابش زمینه کیهانی بر این واقعیت دلالت دارند که جهان امروز ما توسط گونه‌ای رازآمیز از انرژی به نام انرژی تاریک تسخیر شده است که ظاهرا در تمام فضا پخش شده است. مشاهدات پیشنهاد می‌دهند 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 می‌کرد. 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 می‌شود. 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 می‌تواند با قدرت بالایی سراسر دوره تکامل کیهان پس از دوره تورم کیهانی را مدل کند. این مدل از چارچوب‌های مستقل مکانیک کوانتوم و نسبیت عام انیشتین بهره می‌گیرد. چنانچه پیشتر عنوان شد هیچ مدلی قادر به توصیف کنشهای قبل از ۱۰-۱۵ ثانیه اول نیست. ظاهرا یک نظریه وحدت یافته گرانش کوانتومی برای فایق آمدن بر این محدودیت لازم است. درک اولین دوره‌های تاریخ جهان در حال حاضر یکی از بزرگترین مسائل حل نشده فیزیک است.

فرضیات نظریه مهبانگ [ویرایش]

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

این ایده‌ها در ابتدا به عنوان اصل درنظر گرفته می‌شد اما امروزه تلاشهای برای آزمودن هر یک از این فرضها در جریان است. فرض نخست با مشاهداتی آزموده شده است که نشان می‌دهند 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 [ویرایش]

نوشتار اصلی: متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر

نسبیت عام فضا-زمان را با یک متریک توصیف می‌کند که فواصل نقاطی که نزدیک به یکدیگر هستند را تعیین می‌کند. نقطه‌ها که ممکن است کهکشان، ستاره و یا اجسام دیگر باشند، خودشان توسط یک نموار مختصات یا شبکه که تمام فضا-زمان را پوشش می‌دهد مشخص می‌گردند. اصل کیهان شناختی بیان می‌کند 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 می‌کند. با استفاده از این می‌توانیم دستگاه مختصات ویژه‌ای به نام دستگاه مختصات همراه تعریف کنیم. در این دستگاه مختصات، شبکه نیز در امتداد انبساط کیهان منبسط می‌شود و اجسامی که تنها به دلیل انبساط جهان منبسط می‌شوند در نقاط ثابتی روی این شبکه می‌مانند. در حالیکه فاصله مختصاتی(طول همراه) آنها ثابت می‌ماند، فاصله فیزیکی آنها متناسب با فاکتور مقیاس جهان افزایش می‌یابد.[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 می‌شود و فاصله فیزیکی بین دو نقطه همره افزایش می‌یابد. 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 نمی‌کنند.

افق ها [ویرایش]

یکی از ویژگیهای مهم مهبانگ حضور افق هاست. از آنجا که جهان عمر محدودی دارد و نور با سرعت محدودی حرکت می‌کند 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 می‌کند. از سوی دیگر چون جهان در حال انبساط است و اجسام دورتر حتی با سرعت بیشتری از ما دور می‌شوند 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 می‌کند که رویدادهایی در آینده را که می‌توانیم تحت تاثیر قرار دهیم محدود می‌کند. وجود هر یک از این افقهای گذشته و آینده بر گرفته از جزئیات مدل متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر است که جهان را توصیف می‌کند.[۲۸]

تاریخچه [ویرایش]

واژه شناسی [ویرایش]

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 می‌شود که برای نخستین بار در سال ۱۹۴۹ از این واژه در یک برنامه رادیویی استفاده کرد. درآن زمان بسیاری بر این باور بودند که هویل که خود طرفدار نظریه حالت پایدار بود به قصد طعنه زدن و تحقیر از این واژه استفاده نموده است اما خود وی صریحا این ادعا‌ها 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 [ویرایش]

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 بررسی‌های 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 جنبه‌های کیهان شناختی این کشف را درک نکرده بود. در واقع در آن زمان بحثی داغ پیرامون اینکه این کهکشانها ممکن است جهانهای جزیره‌ای 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 می‌داد بر خلاف مدل جهان ایستا که انیشتین از آن حمایت می‌کرد، 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 می‌شود و در نهایت در یک زمان محدود در گذشته کل جهان در یک نقطه متمرکز می‌شود؛ 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 می‌توانست 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 رابطه‌ای وجود دارد که این کشف امروزه به نام قانون هابل شناخته می‌شود.[۱۰][۳۷] لومتر قبلا با استفاده از اصل کیهان‌شناختی نشان داده بود که این موضوع قابل پیش بینی بود.[۲۵]

در دهه‌های ۱۹۲۰ و ۱۹۳۰ تقریبا تمام کیهان شناسان برجسته نظریه حالت پایدار و جهان ابدی را ترجیح می‌دادند و گروهی نیز شکایت داشتند که ایده «آغاز زمان» که از نظریه مهبانگ نتیجه گیری می‌شود مفاهیم مذهبی را وارد فیزیک نموده است. این اعتراض بعدها نیز توسط طرفداران نظریه حالت پایدار دوباره مطرح شد.[۳۸] این واقعیت که ژرژ لومتر، بنیانگذار اصلی نظریه مهبانگ یک کشیش کاتولیک بود، نیز این شبهه را تقویت می‌نمود.[۳۹] 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 می‌نمود.[۴۰][۴۱]

اما لومتر بر این باور بود که

اگر دنیا از یک کوانتوم تنها شروع شده باشد مفاهیم زمان و مکان نمی‌توانند در آغاز معنایی داشته باشند. آنها تنها زمانی می‌توانند 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.[۴۲]

در خلال دهه ۱۹۳۰ نظریه‌های دیگری همچون کیهان شناسی‌های غیر استاندارد برای توضیح مشاهدات هابل مطرح شدند که از جمله این مدل‌ها می‌توان به مدل میلن (به انگلیسی: Milne Model)‏[۴۳] ، مدل چرخه‌ای (که در ابتدا توسط فریدمان مطرح شد اما توسط انیشتین و ریچارد تولمان حمایت شد)[۴۴] و فرضیه نور خسته فریتز زوئیکی اشاره کرد.[۴۵]

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 می‌آید. در این مدل جهان تقریبا در همه زمانها یکسان است.[۴۶] 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[۴۷] و همکاران او، رالف الفر و رابرت هرمان، تابش زمینه کیهانی را پیش بینی نمودند.[۴۸] 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 می‌کرد ابداع نمود.[۴۹] 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[۵۰] جایگاه نظریه مهبانگ را به عنوان بهترین نظریه در توضیح آغاز و تکامل کیهان مستحکم نمود. بخش بزرگی از تلاشهای امروز در زمینه کیهان شناسی صرف فهمیدن چگونگی شکل گیری کهکشانها در نظریه مهبانگ، درک فیزیک جهان در زمانهای قبل تر وفبل تر و هماهنگ سازی مشاهدات با نظریه‌ها می‌شود.

به دلیل پیشرفت در فناوری تلسکوپ‌ها و تحلیل داده‌های ماهواره‌هایی همچون کاوشگر زمینه کیهان[۵۱] ، تلسکوپ فضایی هابل و دبلیومپ از اواخر دهه ۱۹۹۰ به بعد پیشرفتهای قابل توجهی در کیهان شناسی مهبانگ حاصل شده است.[۵۲] اکنون کیهان شناسان اندازه گیریهای نسبتا دقیقی از بسیاری از پارامترهای مدل مهبانگ در دست دارند و متوجه این واقعیت غیر منتظره شده‌اند که سرعت انبساط جهان رو به افزایش است.

شواهد تجربی نظریه مهبانگ [ویرایش]

قدیمی ترین و مستقیم ترین انواع شواهد تجربی عباراتند از انبساط نوع هابل که در انتقال سرخ کهکشانها مشاهده شده است، اندازه گیری‌های جزئیات تابش زمینه کیهانی و فراوانی نسبی عناصر سبک که در جریان هسته زایی مهبانگ تولید شنده‌اند. امروزه توزیع، تشکیل و تکامل کهکشانها در مقیاس بزرگ نیز به این شواهد افزوده شده است.[۵۳] از این موارد به عنوان چهار ستون نظریه مهبانگ یاد شده است.[۵۴] مدلهای دقیق و مدرن مهبانگ پدیده‌های فیزیکی عجیبی را مطرح می‌کنند که در آزمایشگاههای زمینی مشاهده نشده و همچنین در مدل مدل استاندارد فیزیک ذرات جایی ندارند. از این پدیده‌ها می‌توان به ماده تاریک اشاره کرد که اکنون در معرض تحقیقات فعالترین آزمایشگاهها قرار دارد.[۵۵] از سایر موارد می‌توان 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.[۵۶]

قانون هابل و انبساط فضا [ویرایش]

نوشتار اصلی: قانون هابل
نوشتار اصلی: انبساط جهان
CMB Timeline75.jpg

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 اختروش‌ها نشان داده است که این اجسام دارای انتقال سرخ هستند-نور منتشر این اجسام به طول موجهای بلندتر منتقل شده است-. این پدیده را می‌توان 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 انتقال‌های سرخ همگن و همسانگرد هستند و به طور مساوی بین همه اجسام در همه جهتها توزیع شده‌اند. اگر انتقال سرخ نشانگر اثر دوپلر باشد سرعت عقب نشینی قابل محاسبه است. برای برخی از کهکشانها می‌توان 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:[۱۰]

v = H۰D

که

  • v: سرعت عقب نشینی کهکشان یا هر جسم دیگر
  • D: طول همراه(Comoving) تا جسم مورد نظر
  • H۰: ثابت هابل است که بنا بر اندازه گیریهای دبلیومپ مقداری برابر با ۷۰٫۴ +۱٫۳−۱٫۴ کیلومتر/ثانیه/مگا پارسک دارد.[۲۴]

قانون هابل را می‌توان به دو گونه ممکن توجیه نمود. یا ما در مرکز انفجار کهکشان‌ها هستیم - که با توجه به اصل کوپرنیکی غیرقابل قبول می‌نماید - و یا اینکه جهان در همه جا به صورت یکنواخت منبسط می‌شود. 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 می‌شود.

رابطه v = HD باید در تمام زمانها صادق باشد. همچنانکه جهان منبسط می‌شود مقادیر v، Hو D نیز تغییر می‌کند (به همین دلیل ثابت هابل را با H۰ نمایش می‌دهیم که به معنی تابت هابل در زمان کنونی است) برای فواصلی که از اندازه جهان قابل مشاهده بسیار کوچکتر هستند می‌توان انتقال سرخ را به عنوان اثر دوپلر در نظر گرفت که به دلیل سرعت رو به عقب اجسام پدید می‌آید. اما انتقال سرخ در واقع اثر دوپلر نیست بلکه ناشی از انبساط جهان در فاصله زمانی بین انتشار نور و زمانی است که نور به ما می‌رسد.[۵۷]

اینکه جهان در حال انبساط است را می‌توان توسط مشاهدات مستقیم اصل کیهان شناختی و اصل کوپرنیکی نشان داد که وقتی با قانون هابل در کنار هم قرار می‌گیرند هیچ توضیح دیگری جز انبساط جهان قابل تصور نیست. انتقال سرخ‌های نجومی بسیار همگن و همسانگرد هستند[۱۰] و این موضوع تایید کننده اصل کیهان شناختی است که می‌گوید جهان در تمام جهت‌ها یکسان به نظر می‌رسد. اگر انتقال سرخ ها ناشی از انفجار در نقطه‌ای دور از ما بودند، در جهات مختلف یکسان نبودند.

اندازه گیری آثار تابش زمینه کیهانی بر سامانه‌های اختر فیزیکی دور از ما در سال ۲۰۰۰ اصل کوپرنیکی را اثبات کرد که بیان می‌کند در مقیاس‌های کیهانی، زمین در موقعیت مرکزی قرار ندارد.[۵۸] 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 می‌برد.

تابش زمینه کیهانی [ویرایش]

نوشتار اصلی: تابش زمینه کیهانی


9 year WMAP تصویر تابش زمینه کیهانی (۲۰۱۲).[۱۶][۵۹] تابش به اندازه تقریبا یک در ۱۰۰٬۰۰۰ همسانگرد (به انگلیسی: isotropic)‏ است.[۶۰]

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.[۵۰] 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 بینی‌های عمومی نظریاتی بود که وجود آن را پیش بینی می‌نمودند: 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.[۶۱]

در سال ۱۹۸۹ ناسا ماهواره کاوشگر زمینه کیهان(COBE) را به فضا فرستاد. یافته‌های این ماهواره با پیش بینی‌ها در مورد تابش زمینه کیهانی همخوانی داست. این ماهواره دمای پس زمینه‌ای 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 می‌باشد.[۵۱] 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.[۵۲] 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 [ویرایش]

نوشتار اصلی: هسته زایی مهبانگ


با استفاده از نظریه مهبانگ می‌توان میران تمرکز هلیم-۴، هلیم-۳، دوتریم و لیتیم-۷ در جهان را نسبت به مقدار هیدروژن معمولی به دست آورد.[۶۲] فراوانی نسبی به نسبت فوتونها به بایرونها بستگی دارد. این نسبت‌ها را می‌توان 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.[۶۲]

مقادیر فراوانی‌های 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 فراوانی‌های 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.[۶۳] در واقع بدون نظریه مهبانگ غیر ممکن است که بتوانیم توضیح دهیم چرا در جهان جوان اولیه (یعنی پیش از شکل گیری ستاره‌ها) مقدار هلیم از دوتریم و دوتریم از هلیم-۳ با نسبتهای ثابت بیشترند.

توزیع و تکامل کهکشانها [ویرایش]

این دید پانورامیک از سراسر آسمان توزیع کهکشانها در خارج از کهکشان راه شیری را نمایش می‌دهد کهکشانها بر اساس انتقال سرخشان رنگ بندی شده‌اند.

مشاهدات جزئیات شکل‌های کهکشانها و توزیع کهکشانها و اختروشها با پیش بینی‌های نظریه مهبانگ همخوانی دارند. ترکیبی از مشاهدات و نظریات پیشنهاد می‌کند که نخستین اختروش‌ها و کهکشانها در حدود یک میلیارد سال پس از مهبانگ بوجود آمده‌اند و از آن موقع تا کنون ساختارهای بزرگتری مانند خوشه‌های کهکشانی و اَبَر خوشه‌ها در حال شکل گیری بوده‌اند. جمعیت‌های ستاره‌ای در حال تکامل و پیرتر شدن بوده‌اند به گونه‌ای که کهکشانهای دورتر (که به دلیل فاصله شان در همان وضعی که در اوایل جهان داشتند دیده می‌شوند) بسیار متفاوت از کهکشانهای نزدیک هستند. علاوه بر این کهکشانهایی که نسبتا به تازگی کشف شده‌اند با کهکشانهایی که در حدود همان فاصله قرار دارند اما اندکی پس از مهبانگ بوجود آمده‌اند تفاوت مشخص دارند. این‌ها همه شواهدی بر علیه نظریه حالت پایدار هستند. مشاهده زایش ستارگان، توزیع کهکشانها و اختروش‌ها و ساختار‌های بزرگ تر همه با نظریه مهبانگ همخوانی دارند و کمک می‌کنند که جزئیات بیشتری از این نظریه به دست آید.[۶۴][۶۵]

ابرهای گازی نخستین [ویرایش]

در سال ۲۰۱۱ فضانوردان ابرهایی از گازی کشف کردند که تصور می‌کنند در اولین دقایق پس از مهبانگ بوجود آمده باشد. ترکیب گاز با پیش بینی‌های نظری همخوانی دارد. پژوهشگران دو ابر از گازهای دست نخورده را با تحلیل نور اختروش‌های دور توسط طیف نگار HIRES در تلسکوپ کِک I در رصدخانه کک هاوایی کشف کردند.[۶۶][۶۷]

سایر شواهد [ویرایش]

تخمین سن جهان بر اساس انبساط هابل و تابش زمینه کیهانی اکنون همخوانی خوبی با سایر تخمین‌هایی که از عمر پیرترین ستارگان به دست می‌آیند دارد.[۶۸]

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. .[۶۹] این پیش بینی همچنین نتیجه می‌دهد که توان اثر سونیائف زلدوویچ (به انگلیسی: Sunyaev–Zel'dovich)‏ در خوشه‌های کهکشانی مستقیما با انتقال سرخ مرتبط نیست. شواهد نشان می‌دهد 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 می‌سازند.[۷۰][۷۱]

موضوعات فیزیکی مرتبط با مهبانگ [ویرایش]

عدم تقارن باریون [ویرایش]

نوشتار اصلی: عدم تقارن باریون


دلیل بیشتر بودن ماده بر پادماده هنوز به خوبی درک نشده است.[۷۲] به طور عمومی تصور می‌شود که وقتی جهان جوان و بسیار داغ بود در یک تعادل آماری بود و تعداد باریونها و پادباریونها برابر بود. این در حالی است که مشاهدات نشان می‌دهند که جهان حتی در دورترین نقاط آن تقریبا به طور کامل از ماده ساخته شده. این گونه فرض می‌شود که فرایندی ناشناخته به نام باریون‌زایی (به انگلیسی: Baryogenesis)‏ مسئول این عدم تقارن است. برای اینکه پدیده باریون‌زایی بتواند اتفاق بیفتد، سه شرط ساخاروف باید برقرار باشد:

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

انرژی تاریک [ویرایش]

نوشتار اصلی: انرژی تاریک


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

انرژی تاریک اگرچه هنوز در مرحله گمانه زنی است اما مسائل متعددی را حل می‌کند. اندازه گیریهای تابش زمینه کیهانی نشان می‌دهند که جهان از نظر شکل فضایی 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 می‌توان از خوشه بندی‌های 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 نمی‌شود، این بهترین توضیح برای چگالی انرژی گمشده است. انرژی تاریک همچنین در توضیح دو روش اندازه گیری هندسی خمش کیهان کمک می‌کند، یکی از طریق بسامد لنزهای گرانشی و دیگری با استفاده از ساختار بزرگ مقیاس کیهان به عنوان خط کش کیهانی.

اینگونه پنداشته می‌شود که فشار منفی از ویژگی‌های انرژی خلاء است، اما ماهیت دقیق و وجود انرژی تاریک همچنان به عنوان یکی از رازهای مهبانگ باقی می‌ماند. دو تا از کاندیداهای ممکن ثابت کیهانی و اثیر (به انگلیسی: Quintessence)‏ هستند. نتایج دبلیومپ در سال ۲۰۰۸ گواهی می‌دهند که جهان شامل ۷۳٪ انرژی تاریک، ۲۳٪ ماده تاریک، ۴٫۶٪ ماده ومعمولی و کمتر از ۱٪ نوترینو است.[۲۴] بنا بر نظریات چگالی انرژی در شکل ماده با انبساط کیهان کاهش می‌یابد 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 می‌داد و اما همچنان که سلطه انرژی تاریک در آینده دور افزایش می‌یابد سهم ماده کاهش می‌یابد.

ماده تاریک [ویرایش]

نوشتار اصلی: ماده تاریک
A نمودار دایره‌ای نشان دهنده ترکیب نسبی مولفه‌های 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 نمی‌گردد و برهمکنشی با ماده باریونی معمولی ندارد. علاوه براین فرضیه جهانی که اکثرا از ماده معمولی تشکیل شده باشد، منجر به پیش بینی‌هایی می‌شد که با مشاهدات تجربی همخوانی نداشتند. به عنوان نمونه در جهان امروز میزان دوتریم بسیار کمتری از آنچه انتظار می‌رود موجود است. اگرچه ماده تاریک همواره محل بحث و اختلاف نظر بوده است اما مشاهدات مختلفی دلالت بر وجود آن دارند: ناهمسانگردی‌ها در تابش زمینه کیهانی، سرعت پراکندگی گروه‌ها و خوشه‌های کهکشانی، پراکندگی‌ها در ساختار بزرگ مقیاس، مطالعات در زمینه همگرایی گرانشی و اندازه گیریهای پرتو ایکس خوشه‌های کهکشانی.[۷۴]

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 پروژه‌های متعددی برای ردیابی مستقیم آن در راهند.[۷۵]

سن خوشه ستاره‌ای کروی [ویرایش]

نوشتار اصلی: خوشه ستاره‌ای کروی


در میانه دهه ۱۹۹۰ گروهی از مشاهدات مربوط به خوشه‌های ستاره‌ای کروی با نظریه مهبانگ سازگار نبود. شبیه سازی‌های رایانه‌ای که با مشاهدات جمعیت‌های ستاره خوشه‌های کروی سازگار بود نشان می‌داد که سن این خوشه‌ها نزدیک به ۱۵ میلیارد سال است که این موضوع با سن جهان که ۱۳٫۷۷ میلیارد سال است در تناقض بود. این مسئله در اواخر دهه ۱۹۹۰ تا حدودی حل شد. شبیه سازیهای رایانه‌ای جدید که تاثیرات کاهش جرم ناشی از بادهای ستاره‌ای را درنظر می‌گرفتند، سن این خوشه‌ها را بسیار جوانتر از آنچه پیشتر به دست امده بود نشان می‌دادند.[۷۶] اینکه تا جه حد اندازه گیری سن خوشه‌ها دقیق باشد هنوز مورد سوال است اما مشاهدات سن خوشه‌های ستاره‌ای کروی دیگر با نظریه مهبانگ تناقضی ندارند.

مشکلات نظریه مهبانگ [ویرایش]

به طور عمومی سه مسئله مهم در ارتباط با نظریه مهبانگ مطرح است: مسئله افق، مسئله تخت بودن و مسئله تک قطبی مغناطیسی. معمول ترین پاسخ برای این پرسشها نظریه تورم کیهانی است؛ اما ازآنجا که خود پرسشهای جدیدی را مطرح می‌کند، پاسخهای دیگری مانند فرضیه خمش ویل (به انگلیسی: Weyl Curvature Hypothesis)‏ نیز پیشنهاد شده است.[۷۷][۷۸]

مسئله افق [ویرایش]

این مسئله نخستین بار در اواخر دهه۱۹۶۰ توسط چارلز میسنر مطرح شد و اشکالی را در مدل استاندارد کیهان شناسی مهبانگ نمایان ساخت. این مسئله بر این اصل استوار است که در نظریه‌های استاندارد فیزیکی هیچ اطلاعاتی نمی‌تواند باسرعتی بیشتر از سرعت نور منتقل شود (در این مبحث اطلاعات به معنی هرگونه برهم کنش فیزیکی است. مثلا گرما از جای گرمتر به سردتر جریان می‌یابد و در فیزیک این جریان گرما را یک جور مبادله اطلاعات می‌خوانند). در نتیجه بین دو ناحیه که فاصله آنها بیشتر از ۱۳٫۷۷ میلیارد سال نوری باشد هیچ اطلاعاتی نمی‌تواند به اشتراک گذاشته شود زیرا با توجه به حداکثر سرعت اطلاعات و سن جهان هیچ اطلاعاتی زمان کافی برای انتقال از یک ناحیه به دیگری ندارد. به عبارت دیگر در جهانی با سن محدود حدی برای جداسازی دو ناحیه از فضا که با یکدیگر رابطه سببی دارندایجاد می‌کند.[۷۹] همسانگردی تابش زمینه کیهانی در این مورد مشکل زاست: اگر جهان در همه زمانها تا مرحله پراکندگی فعلی از تابش یا ماده تشکیل شده باشد، افق ذره در آن زمان می‌بایست متناظر با ۲ درجه در آسمان باشد و هیچ مکانیزمی برای اینکه نواحی گشسترده تر از این هم دما باشند وجود نداشته است.

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

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

مسئله تخت بودن جهان [ویرایش]

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

مسئله تخت بودن (یا مسئله پیری) به مشکلی مشاهداتی در مورد متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر اشاره می‌کند.[۷۹] این مشکل از آنجا بر می‌آید که برخی از شرایط اولیه جهان در نظریه مهبانگ روی مقادیر خاصی تنظیم شده است و انحراف جزئی از این مقادیر می‌توانسته عواقب بزرگی در تغییر ماهیت کنونی جهان داشته باشد. یکی از این پارمترهای اولیه که به نظر می‌رسد بر روی مقدار خاصی تنظیم شده است چگالی ماده و انرژی در جهان است. مقدار این پارامتر بر روی خمش فضا زمان تاثیر می‌گذارد. جهان بر اساس چگالی انرژی کل آن ممکن است خمش فضایی مثبت، منفی و یا صفر داشته باشد. اگر چگالی انرژی آن کمتر از چگالی بحرانی باشد خمش منفی، اگر بزرگتر باشد خمش مثبت و اگر برابر چگالی بحرانی باشد خمش صفر و فضا تخت خواهد بود. بر اساس مشاهدات تجربی چگالی کنونی جهان به مقدار بحرانی بسیار نزدیک است. با توجه به اینکه چگالی کل در طول زمان کیهانی به سرعت از مقدار بحرانی فاصله می‌گیرد[۸۰] در جهان اولیه می‌بایست چگالی حتی از این هم به مقدار بحرانی نزدیکتر باشد و اختلاف آن با مقدار بحرانی بیشتر از یک در ۱۰۶۲ نباشد. حتی در سن نسبتا بالای چند دقیقه (زمان هسته زایی مهبانگ) اختلاف چگالی جهان با مقدار بحرانی می‌بایست در حدود یک در ۱۰۱۴ بوده باشد و در غیر این صورت جهان به شکل کنونی اش وجود نداشت.[notes ۲][۸۱] این واقعیت پرسشی را در ذهن کیهان شناسان ایجاد می‌کند که چرا چگالی اولیه جهان با دقت بالایی نزدیک به مقدار بحرانی بوده است. این مسئله نخستین بار در سال ۱۹۶۹ توسط رابرت دیک (به انگلیسی: Robert Dicke)‏، فیزیکدان آمریکایی، مطرح شد.

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

مسئله تک قطبی مغناطیسی [ویرایش]

مسئله تک قطبی مغناطیسی در اوخر دهه ۱۹۷۰ مطرح شد. نظریه وحدت بزرگ نقایص توپولوژیکی را در فضا پیش بینی می‌کند که می‌تواند به صورت تک قطبی مغناطیسی تجلی یابد. این اشیاء ممکن بود به سادگی در جهان داغ اولیه بوجود آیند و باعث شوند چگالی بسیار بیشتر از آنجه با واقعیت مطابقت دارد باشند اما تا کنون جستجو‌ها برای تک قطبی مغناطیسی بی نتیجه مانده است. این مسئله نیز با استفاده از نظریه تورم کیهانی این گونه پاسخ داده شده است که تورم کیهانی همانگونه که شکل جهان را تخت کرد همه نقایص توپولوژیکی را نیز برطرف نمود.[۸۲]

انتقادها [ویرایش]

این نظریه با وجود پذیرش گسترده از سوی جامعه علمی منتقدانی نیز داشته است[۸۳] که نظریه مهبانگ را مردود دانسته‌اند،[۸۴][۸۵] و نظریه‌های متفاوتی (بطور نمونه بر اساس کوانتومی کردن انتقال سرخ) گسترش داده‌اند. اما تا کنون هیچ نظریه‌ای هنوز به قدرت نظریه مهبانگ قادر به توضیح پیدایش جهان نیست.[۸۶][۸۷][۸۸]

آینده جهان بنا بر نظریه مهبانگ [ویرایش]

نوشتار اصلی: سرانجام کیهان


پیش از مشاهدات مربوط به وجود انرژی تاریک، کیهان شناسان دو سناریوی متفاوت برای آینده جهان متصور بودند. اگر چگالی جرم جهان بیشتر از مقدار بحرانی بود، جهان به اندازه بیشینه‌ای رسیده و شروع به فروپاشی می‌کرد. جهان چگالتر و داغ تر می‌شد تا سر انجام به وضعیتی مشابه وضعیتی که از آن شروع شده است برسد. به این فرایند مه‌رمب (به انگلیسی: Big Crunch)‏ می گویند.[۸۹]. در حالت دیگر اگر چگالی جهان با چگالی بحرانی برابر یا از آن کمتر بود انبساط کندتر شده اما هرگز متوقف نخواهد شد. با مصرف شدن تمام گازهای میان ستاره‌ای درون کهکشانها، زایش ستارگان متوقف می‌شود و ستاره‌ها کاملا می‌سوزند و از خود کوتوله‌های سفید، ستاره‌های نوترونی و سیاهچاله به جای می‌گذارند. در روندی بسیار کند و تدریجی این اجسام با هم برخورد می‌کنند و سیاهجاله‌های بزرگتر و بزرگتری پدید می‌آید دمای متوسط جهان به سمت صفر مطلق میل خواهد کرد. چنانچه پروتون ناپایدار شود ماده باریونی ناپدید خواهد شد و تنها تابش و سیاهچاله باقی می‌ماند. در نهایت سیاه چاله‌ها نیز بر اثر انتشار تابش هاوکینگ تبخیر خواهند شد. انتروپی جهان تا نقطه‌ای افزایش خواهد یافت که هیچ شکل سازمان دیده‌ای از انرژی را نمی‌توان از آن استخراج کرد. این سناریو را مرگ گرمایی جهان می‌نامند.

مشاهدات مدرن شتابدار بودن انبساط جهان بیانگر آن است که بخشهای بیشتر و بیشتری از جهانی که هم اکنون قابل مشاهده است از افق رویداد ما فراتر می‌روند و ارتباط ما با آن بخشها قطع می‌شود. سرانجام نهایی نامعلوم است. مدل لامبدا سی دی ام (به انگلیسی: Lambda-CDM model(ΛCDM))‏ انرژی تاریک را به صورت یک ثابت کیهان شناسی در نظر می‌گیرد. این نظریه پیشنهاد می‌کند که تنها سامانه‌های گرانشی بسته مانند کهکشانها منسجم می‌مانند و در نهایت آنها نیز بر اثر انبساط و سرد شدن جهان دجار مرگ گرمایی می‌شوند. سایر نظریات مطرح شده برای انرژی تاریک، مانند نظریه انرژی‌های فانتومی پیش بینی می‌کنند که در نهایت خوشه‌های کهکشانی، سیاره‌ها، هسته و خود ماده بر اثر انبساط روز افزون، طی فرایندی که مه‌گسست نامیده می‌شود از هم گسیخته می‌شوند.[۹۰]

نظریه پردازی‌های فراتر از مهبانگ [ویرایش]

اگرچه نظریه مهبانگ نظریه‌ای تثبیت شده در کیهان شناسی است، تغییر آن در آینده بسیار محتمل است. دانش کمی درباره اولین لحظات تاریخ جهان در دست است. معادلات کلاسیک نسبیت عام در مبدا زمان کیهانی تکینگی گرانشی دارند. علاوه براین نسبیت عم قبل از اینکه جهان به دمای پلانک برسد شکسته می‌شود. یک نظریه گرانش کوانتومی می‌تواند از این نقطه تکینگی جلوگیری کند.[۹۱]

برخی از پیشنهادها که هریک از آنها شامل فرضیه‌های نیازموده هستند عبارتند از:

  • مدلهایی که شامل شرط بدون مرز هارتل-هاوکینگ (به انگلیسی: Hartle-Hawking no-boundary condition)‏ هستند که در آن کل فضا-زمان محدود است. مهبانگ نمایانگر حد زمان است اما نیازی به تکینگی نیست.[۹۲]
  • مدل مهبانگ شبکه‌ای (به انگلیسی: Lattice Big Bang model)‏ بیان می‌کند که جهان در لحظه مهبانگ از شبکه‌ای نامحدود از فرمیونها تشکیل شده بوده است که تمامی دامنه بنیادی آغشته به آن بوده است و بنا براین تقارن چرخشی، انتقالی و پیمانه‌ای دارد. این تقارن بالاترین سطح تقارن ممکن است و در نتیجه پایین ترین انتروپی را به دنبال دارد.[۹۳]
  • مدلهای کیهان شناسی غشایی (به انگلیسی: Brane cosmology)‏ که در آنها تورم کیهانی ناشی از جابجایی غشا‌ها در نظریه ریسماناست؛ مدل پیش مهبانگ؛ مدل اکپیروتیک (به انگلیسی: ekpyrotic)‏ که در آن مهبانگ ناشی از تصادم غشا هاست؛ و مدل چرخه‌ای (به انگلیسی: Cyclic model)‏ که تغییر یافته مدل اکپیروتیک است که در آن تصادمها متناوبا تکرار می‌شوند. درمدل دوم پیش از مهبانگ یک مه رمب است و جهان بدون پایان از چرخه‌ای به چرخه دیگر می‌رود.[۹۴][۹۵][۹۶][۹۷]
  • تورم ابدی (به انگلیسی: Eternal Inflation)‏ که در آن تورم جهانی به صورت محلی در اینجا و آنجا (برحسب تصادف) پایان می‌یابد. و هر نقطه پایانی به یک جهان حبابی تبدیل می‌شود که بر اثر بیگ بنگ خود منبسط می‌شود.[۹۸][۹۹]

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

تفسیر‌های مذهبی و فلسفی مهبانگ [ویرایش]

به عنوان نظریه‌ای در مورد پیدایش جهان، مهبانگ جهت گیریهای مذهبی و فلسفی بسیاری برانگیخته است.[۱۰۰][۱۰۱] مهبانگ به خودی خود یک نظریه علمی است و از این رو رد یا قبول آن بر پایه مشاهدات تجربی استوار است.[۱۰۲] اما از آنجا که به مبدا جهان می‌پردازد از لحاظ خداشناسی نیز در ارتباط مفهوم «خلقت از هیچ» جالب توجه است.[۱۰۳][۱۰۴][۱۰۵] علاوه بر این بسیاری از خداشناسان و فیزیکدانان مهبانگ را به عنوان گواهی برای وجود خدا می دانند.[۱۰۶][۱۰۷] یکی از بحثهای پرطرفدار فلسفی در مورد وجود خدا که با نام بحث کیهان شناسی کلام (به انگلیسی: Kalām cosmological argument)‏ مشهور است (نام Kalam برگرفته از علم کلام است) بر پایه مهبانگ استوار است.[۱۰۸][۱۰۹]

مسیحیت [ویرایش]

پاپ پیوس دوازدهم در نشست افتتاحیه آکادمی علوم پونتیفیکال در ۲۲ نوامبر ۱۹۵۱ اعلام کرد که نظریه مهبانگ با مفهوم خلفت در آیین کاتولیک نتاقضی ندارد[۱۱۰][۱۱۱] اما پیروان باور آفرینش‌گرایی زمین جوان که از تفسیر لغوی کتاب خلقت حمایت می‌کنند این نظریه را رد می‌کنند.

هندوئیسم [ویرایش]

در میان پوراناهای هندو، جهان ابدی و بدون نقطه شروع زمان و به صورت چرخه‌ای توصیف شده است تا اینکه بر اثر مهبانگ به وجود آمده باشد.[۱۱۲][۱۱۳] اما دانشنامه هندوئیسم بیان می‌کند که نظریه مهبانگ به بشریت یادآوری می‌کند که همه چیز از برهمن سرچشمه گرفته است که از یک اتم سبکتر و از بزرگترین‌ها بزرگتر است.[۱۱۴] ناسادیا سوکتا(سرود آفرینش) در ریگ‌ودا (۱۲۹:۱۰) عنوان می‌کند که جهان از یک نقطه (بیندو) توسط گرما ایجاد شده است.[۱۱۵][۱۱۶]

اسلام [ویرایش]

بسیاری از مفسرین مسلمان بیان می‌کنند که در قرآن از مهبانگ یاد شده است.[۱۱۷][۱۱۸] به عنوان نمونه به آیه ۳۰ از سوره انبیا اشاره شده است که ترجمه آن چنین است: «آیا کسانی که کفر ورزیدند ندانستند که آسمانها و زمین هر دو به هم پیوسته بودند و ما آن دو را از هم جدا ساختیم و هر چیز زنده‏ای را از آب پدید آوردیم. آیا ایمان نمی‏ آورند؟»[۱۱۹][۱۲۰]

منابع [ویرایش]

  1. ↑ Wollack, Edward J. “Cosmology:Study of Universe”. Universe 101: Big Bang Theory. ناسا, 10 December 2010. Archived from the original on 14 May 2011. Retrieved 22 April 2013. :«بخش دوم از آزمایش‌های نظریه مهبانگ صحبت می‌کند 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. ناسا, 2012-12-21. Retrieved 2013-2-22. 
  3. ↑ Komatsu, E. “Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Observations: Cosmological Interpretation”. Astrophysical Journal Supplement 180, no. 2 (2009): 330. Bibcode: 2009ApJS..180..330K. doi:۱۰٫۱۰۸۸/۰۰۶۷-۰۰۴۹/۱۸۰/۲/۳۳۰. 
  4. ↑ Menegoni, E. “New constraints on variations of the fine structure constant from CMB anisotropies”. Physical Review D 80, no. 8 (2009): 087302. Bibcode: 2009PhRvD..80h7302M. doi:10.1103/PhysRevD.80.087302. 
  5. ↑ “Origins: CERN: Ideas: The Big Bang”. Exploratorium, 2000. Retrieved 2013-02-22. 
  6. ↑ Keohane, J. “Big Bang Theory”. Ask an astrophysicist. ناسا, 8 November 1997. Retrieved 2013-2-22. 
  7. ↑ Wright, E.L.. [What is the evidence for the Big Bang؟ “http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmology_faq.html#BBevidence”]. Frequently Asked Questions in Cosmology. UCLA, Division of Astronomy and Astrophysics, 9 May 2009. Retrieved 2013-2-22. 
  8. ↑ Gibson, C.H. “The First Turbulent Mixing and Combustion”. Frequently Asked Questions in Cosmology. IUTAM Turbulent Mixing and Combustion, 21 January 2001. Retrieved 2013-2-22. 
  9. ↑ Gibson, C.H. “Turbulence And Mixing In The Early Universe”. ICME 2001, 2011-10-16. Retrieved 2013-2-22. 
  10. ↑ ۱۰٫۰ ۱۰٫۱ ۱۰٫۲ ۱۰٫۳ Hubble, E. (1929). "A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae". Proceedings of the National Academy of Sciences 15 (3): 168–73. Bibcode 1929PNAS...15..168H. DOI:10.1073/pnas.15.3.168. PMC 522427. PMID 16577160. http://antwrp.gsfc.nasa.gov/debate/1996/hub_1929.html. 
  11. ↑ Kragh, Helge. Cosmology and Controversy. Princeton University Press, 1996. 318. ISBN ‎30691026238. 
  12. ↑ Hawking, S.W. The Large-Scale Structure of Space-Time. Cambridge University Press, 1973. ISBN ‎0-521-20016-4. 
  13. ↑ Roos, M. Astronomy and Astrophysics. EOLSS publishers, 2008. 
  14. ↑ Drees, W.B. Beyond the big bang: quantum cosmologies and God. Open Court Publishing, 1990. 223-224. ISBN ‎978-0-8126-9118-4. 
  15. ↑ Weinberg, S. (1993). The First Three Minutes: A Modern View Of The Origin Of The Universe. Basic Books. p. [نیازمند صفحه]. ISBN 0-465-02437-8. 
  16. ↑ ۱۶٫۰ ۱۶٫۱ Bennett، C.L، L Larson و J.L Weiland. Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results. December 20, 2012. 
  17. ↑ Guth, A.H. The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Vintage Books, 1998. ISBN ‎978-0-09-995950-2. 
  18. ↑ Schewe, P. “An Ocean of Quarks”. Physics News Update (American Institute of Physics) 728, no. 1= (2005). 
  19. ↑ Moskowitz, Clara (September 25, 2012). "Hubble Telescope Reveals Farthest View Into Universe Ever". Space.com. http://www.space.com/17755-farthest-universe-view-hubble-space-telescope.html. 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. NASA. 
  25. ↑ ۲۵٫۰ ۲۵٫۱ ۲۵٫۲ Peebles, P.J.E. “The Cosmological Constant and Dark Energy”. Reviews of Modern Physics (NASA) 75 (2): 559–606. Bibcode: 2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. 
  26. ↑ Ivanchik, A.V and A.Y Potekhin. “The Fine-Structure Constant: A New Observational Limit on Its Cosmological Variation and Some Theoretical Consequences”. Astronomy and Astrophysics, 1999, 343: 459. Bibcode: 1999A&A...343..439I. 
  27. ↑ d'Inverno, R. Chapter 23. Introducing Einstein's Relativity. Oxford University Press, 1992. ISBN ‎ISBN 0-19-859686-3. 
  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. http://news.bbc.co.uk/1/hi/uk/1503721.stm. 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. ↑ Christianson, E. (1995). Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae. Farrar, Straus and Giroux. ISBN 0-374-14660-8. 
  38. ↑ Kragh, H. (1996). Cosmology and Controversy. Princeton (NJ): Princeton University Press. ISBN 0-691-02623-8. 
  39. ↑ "People and Discoveries: Big Bang Theory". A Science Odyssey. PBS. http://www.pbs.org/wgbh/aso/databank/entries/dp27bi.html. Retrieved 9 March 2012. 
  40. ↑ 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. 
  41. ↑ 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. http://journal.ibsu.edu.ge/index.php/ibsusj/article/view/180. 
  42. ↑ 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. 
  43. ↑ Milne, E.A. (1935). Relativity, Gravitation and World Structure. انتشارات دانشگاه آکسفورد. LCCN 3519093. 
  44. ↑ Tolman, R.C. (1934). Relativity, Thermodynamics, and Cosmology. انتشارات دانشگاه آکسفورد. ISBN 0-486-65383-8. LCCN 3432023. 
  45. ↑ 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. http://www.pubmedcentral.nih.gov/articlerender.fcgi?tool=pmcentrez&artid=522555. 
  46. ↑ Hoyle, F. (1948). "A New Model for the Expanding Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 108: 372. Bibcode 1948MNRAS.108..372H. 
  47. ↑ 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. 
  48. ↑ Alpher, R.A.; Herman, R. (1948). "Evolution of the Universe". Nature 162 (4124): 774. Bibcode 1948Natur.162..774A. DOI:10.1038/162774b0. 
  49. ↑ Singh, S. (21 April 2007). "Big Bang". SimonSingh.net. Archived from the original on 30 June 2007. http://www.simonsingh.net/Big_Bang.html. Retrieved 28 May 2007. 
  50. ↑ ۵۰٫۰ ۵۰٫۱ 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. Error: Bad DOI specified. 
  51. ↑ ۵۱٫۰ ۵۱٫۱ Boggess, N.W.خطای عبارت: نویسه نقطه‌گذاری شناخته نشده «�» (1992). "The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch". Astrophysical Journal 397: 420. Bibcode 1992ApJ...397..420B. Error: Bad DOI specified. 
  52. ↑ ۵۲٫۰ ۵۲٫۱ Spergel, D.N.خطای عبارت: نویسه نقطه‌گذاری شناخته نشده «�» (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. Error: Bad DOI specified. 
  53. ↑ Gladders, M.D.خطای عبارت: نویسه نقطه‌گذاری شناخته نشده «�» (2007). "Cosmological Constraints from the Red-Sequence Cluster Survey". The Astrophysical Journal 655 (1): 128–134. arXiv:astro-ph/0603588. Bibcode 2007ApJ...655..128G. Error: Bad DOI specified. 
  54. ↑ The Four Pillars of the Standard Cosmology
  55. ↑ Sadoulet, B.. "Direct Searches for Dark Matter". Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey. The National Academies. http://www8.nationalacademies.org/astro2010/DetailFileDisplay.aspx?id=225. Retrieved 12 March 2012. 
  56. ↑ Cahn, R.. "For a Comprehensive Space-Based Dark Energy Mission". Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey. The National Academies. http://www8.nationalacademies.org/astro2010/DetailFileDisplay.aspx?id=243. Retrieved 12 March 2012. 
  57. ↑ Peacock (1999), chapter 3
  58. ↑ 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. Error: Bad DOI specified. Lay summary – رصدخانه جنوبی اروپا (December 2000). 
  59. ↑ Gannon, Megan (December 21, 2012). "New 'Baby Picture' of Universe Unveiled". Space.com. http://www.space.com/19027-universe-baby-picture-wmap.html. Retrieved December 21, 2012. 
  60. ↑ Wright, E.L. (2004). "Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy". In W. L. Freedman. Measuring and Modeling the Universe. Carnegie Observatories Astrophysics Series. انتشارات دانشگاه کمبریج. p. 291. arXiv:astro-ph/0305591. ISBN 0-521-75576-X. 
  61. ↑ White, M. (۱۹۹۹). "Anisotropies in the CMB". Proceedings of the Los Angeles Meeting, DPF 99. UCLA. arXiv:astro-ph/9903232. Bibcode 1999dpf..conf.....W. 
  62. ↑ ۶۲٫۰ ۶۲٫۱ Kolb and Turner (1988), chapter 4
  63. ↑ 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. 
  64. ↑ Bertschinger, E. (۲۰۰۱). "Cosmological Perturbation Theory and Structure Formation". arXiv:astro-ph/0101009 [astro-ph]. 
  65. ↑ 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. 
  66. ↑ 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. http://www.sciencemag.org/content/early/2011/11/09/science.1213581. 
  67. ↑ "Astronomers Find Clouds of Primordial Gas from the Early Universe, Just Moments After Big Bang". Science Daily. 10 November 2011. http://www.sciencedaily.com/releases/2011/11/111110142050.htm. Retrieved 13 November 2011. 
  68. ↑ Perley, Daniel. "Determination of the Universe's Age, to". University of California Berkeley Astronomy Department. http://astro.berkeley.edu/~dperley/univage/univage.html. Retrieved 27 January 2012. 
  69. ↑ 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. Error: Bad DOI specified. http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A%26A...482L..39S. 
  70. ↑ Avgoustidis, A.; Luzzi, G.; Martins, C.J.A.P.; Monteiro, A.M.R.V.L. (۲۰۱۱). "Constraints on the CMB temperature-redshift dependence from SZ and distance measurements". arXiv:1112.1862v1 [astro-ph.CO]. 
  71. ↑ Belusevic, Radoje (2008). Relativity, Astrophysics and Cosmology. Berlin: Wiley-VCH. p. 16. ISBN 3-527-40764-2. 
  72. ↑ Kolb and Turner, chapter 6
  73. ↑ 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).)
  74. ↑ Keel, B.. "Dark Matter". http://www.astr.ua.edu/keel/galaxies/darkmatter.html. Retrieved 28 May 2007. 
  75. ↑ Yao, W.M.خطای عبارت: نویسه نقطه‌گذاری شناخته نشده «�» (2006). "Review of Particle Physics: Dark Matter". Journal of Physics G 33 (1): 1–1232. arXiv:astro-ph/0601168. Bibcode 2006JPhG...33....1Y. Error: Bad DOI specified. http://pdg.lbl.gov/2006/reviews/darkmatrpp.pdf. 
  76. ↑ Navabi, A.A.; Riazi, N. (2003). "Is the Age Problem Resolved?". Journal of Astrophysics and Astronomy 24 (1–2): 3. Bibcode 2003JApA...24....3N. DOI:10.1007/BF03012187. 
  77. ↑ Penrose, R. (۱۹۷۹). "Singularities and Time-Asymmetry". In Hawking, S.W. (ed); Israel, W. (ed). General Relativity: An Einstein Centenary Survey. انتشارات دانشگاه کمبریج. pp. ۵۸۱–۶۳۸. 
  78. ↑ Penrose, R. (۱۹۸۹). "Difficulties with Inflationary Cosmology". In Fergus, E.J. (ed). Proceedings of the 14th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics. New York Academy of Sciences. pp. ۲۴۹–۲۶۴. DOI:10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x. 
  79. ↑ ۷۹٫۰ ۷۹٫۱ Kolb and Turner (1988), chapter 8
  80. ↑ Peacock, J. A. (1998). Cosmological Physics. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-42270-3. 
  81. ↑ Dicke, R.H.; Peebles, P.J.E. "The big bang cosmology—enigmas and nostrums". In Hawking, S.W. (ed); Israel, W. (ed). General Relativity: an Einstein centenary survey. انتشارات دانشگاه کمبریج. pp. ۵۰۴–۵۱۷. 
  82. ↑ Kolb and Turner, chapter 8
  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. ↑ Kolb and Turner, 1988, chapter 3
  90. ↑ Caldwell, R.R; Kamionkowski, M.; Weinberg, N. N. (2003). "Phantom Energy and Cosmic Doomsday". Physical Review Letters 91 (7): 071301. arXiv:astro-ph/0302506. Bibcode 2003PhRvL..91g1301C. DOI:10.1103/PhysRevLett.91.071301. PMID 12935004. 
  91. ↑ Hawking, S.W.; Ellis, G.F.R. (1973). The Large Scale Structure of Space-Time. Cambridge (UK): انتشارات دانشگاه کمبریج. ISBN 0-521-09906-4. 
  92. ↑ Hartle, J.H.; Hawking, S. (1983). "Wave Function of the Universe". Physical Review D 28 (12): 2960. Bibcode 1983PhRvD..28.2960H. DOI:10.1103/PhysRevD.28.2960. 
  93. ↑ Bird, Paul (2011). "Determining the Big Bang State Vector". http://www.awesomeanimator.com/bigbangstatevector.pdf. 
  94. ↑ Langlois, D. (2002). "Brane Cosmology: An Introduction". Progress of Theoretical Physics Supplement 148: 181–212. arXiv:hep-th/0209261. Bibcode 2002PThPS.148..181L. DOI:10.1143/PTPS.148.181. 
  95. ↑ Linde, A. (۲۰۰۲). "Inflationary Theory versus Ekpyrotic/Cyclic Scenario". arXiv:hep-th/0205259 [hep-th]. 
  96. ↑ Than, K. (2006). "Recycled Universe: Theory Could Solve Cosmic Mystery". Space.com. http://www.space.com/scienceastronomy/060508_mm_cyclic_universe.html. Retrieved 3 July 2007. 
  97. ↑ Kennedy, B.K. (2007). "What Happened Before the Big Bang?". Archived from the original on 4 July 2007. http://web.archive.org/web/20070704150957/http://www.science.psu.edu/alert/Bojowald6-2007.htm. Retrieved 3 July 2007. 
  98. ↑ Linde, A. (1986). "Eternal Chaotic Inflation". Modern Physics Letters A 1 (2): 81. Bibcode 1986MPLA....1...81L. DOI:10.1142/S0217732386000129. 
  99. ↑ Linde, A. (1986). "Eternally Existing Self-Reproducing Chaotic Inflationary Universe". Physics Letters B 175 (4): 395–400. Bibcode 1986PhLB..175..395L. Error: Bad DOI specified. 
  100. ↑ Harris, J.F. (2002). Analytic philosophy of religion. Springer. p. 128. ISBN 978-1-4020-0530-5. http://books.google.nl/books?id=Rx2Qf9ieFKYC&pg=PA128. 
  101. ↑ Frame, T. (2009). Losing my religion. UNSW Press. pp. 137–141. ISBN 978-1-921410-19-2. http://books.google.nl/books?id=1mb-h1lom9IC&pg=PA137. 
  102. ↑ Kragh, Helge (1996). Cosmology and Controversy. Princeton University Press. p. [نیازمند صفحه]. ISBN 0-691-00546-X. 
  103. ↑ George F R Ellis (2007-08-08). "Issues in the philosophy of cosmology". Philosophy of Physics: 1183–1285. DOI:10.1016/B978-044451560-5/50014-2. http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/B9780444515605500142. 
  104. ↑ Alexander, Vilenkin (1982-11-04). "Creation of universes from nothing". Physics Letters B 117 (1–2): 25–28. Error: Bad DOI specified. ISSN 0370-2693. http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/0370269382908668. Retrieved 2012-02-28. 
  105. ↑ Manson, N.A. (1993). God and Design: The Teleological Argument and Modern Science. روتلج. ISBN 978-0-415-26344-3. http://books.google.com/?id=zCx4rICgN_EC&pg=PA277&dq=theological+implications+big+bang#v=onepage&q=theological%20implications%20big%20bang&f=false. "The Big Bang theory strikes many people as having theological implications, as shown by those who do not welcome those implications." 
  106. ↑ Harris, J.F. (2002). Analytic Philosophy of Religion. Springer Press. ISBN 978-1-4020-0530-5. http://books.google.com/books?id=Rx2Qf9ieFKYC&pg=PA129. "Both theists and physicists have seen the big bang theory as leaving open such an opportunity for a theistic explanation." 
  107. ↑ Eric J. Lerner. The Big Bang Never Happened: A Startling Refutation of the Dominant Theory of the Origin of the Universe. Vintage Books. http://books.google.com/books?id=IwNVDMOgQRQC&pg=PT469&dq=case+for+a+creator+big+bang#v=onepage&q=case%20for%20a%20creator%20big%20bang&f=false. Retrieved 16 March 2012. "From theologians to physicists to novelists, it is widely believed that the Big Bang theory supports Christian concepts of a creator. In February of 1989, for example, the front-page article of the New York Times Book Review argued that scientists argued that scientists and novelists were returning to God, in large part through the influence of the Big Bang." 
  108. ↑ James Franklin Harris (2002). Analytic Philosophy of Feligion. اشپرینگر ساینس+بیزینس مدیا. http://books.google.com/books?id=Rx2Qf9ieFKYC&pg=PA129&dq=Kalam+Cosmological+Argument+Big+Bang#v=onepage&q=Kalam%20Cosmological%20Argument%20Big%20Bang&f=false. "THE KALAM COSMOLOGICAL ARGUMENT Perhaps the best known and most clearly formulated version of the cosmological argument that incorporates the fundamental concepts of big bang theory is found in the work of William Lane Craig." 
  109. ↑ McGrath, A.E. (2011). Science and Religion. John Wiley & Sons. ISBN 978-1-4443-5808-7. http://books.google.com/books?id=i3b-A7g6Nq4C&pg=PT57. "It will be clear that this type of argument relates directly to modern cosmological research, particularly the "big bang" theory of the origins of the cosmos. This is also true of the kalam version of the cosmological argument, to which we now turn." 
  110. ↑ Ferris, T. (1988). Coming of age in the Milky Way. Morrow. pp. 274, 438. ISBN 978-0-688-05889-0. http://books.google.com/?id=a8nuAAAAMAAJ. , citing Berger, A. (1984). The Big bang and Georges Lemaître: proceedings of a symposium in honour of G. Lemaître fifty years after his initiation of big-bang cosmology, Louvainla-Neuve, Belgium, 10–13 October 1983. D. Reidel. p. 387. ISBN 978-90-277-1848-8. http://books.google.com/?id=eYHvAAAAMAAJ. 
  111. ↑ پیوس دوازدهم (1951-11-02). "Ai soci della Pontificia Accademia delle Scienze, 22 novembre 1951 - Pio XII, Discorsi" (in Italian). Tipografia Poliglotta Vaticana. http://www.vatican.va/holy_father/pius_xii/speeches/1951/documents/hf_p-xii_spe_19511122_di-serena_it.html. Retrieved 2012-02-23. 
  112. ↑ Sushil Mittal, G. R. Thursby (2004). The Hindu World. Psychology Press. http://books.google.com/books?id=fz6KBkgEacAC&pg=PA284&dq=hindu+big+bang#v=onepage&q=hindu%20big%20bang&f=false. "In the Vedic cosmogonies, the question of what caused the primordial desire does not arise; like the Big Bang of modern cosmology, the primal impulse is beyond all time and causation, so it makes no sense to ask what preceded it or what caused it. However, in the Hindu cosmology which we find in the Puranas and other non-Vedic Sanskrit texts, time has no absolute beginning; it is infinite and cyclic and so is kama." 
  113. ↑ John R. Hinnells (2010). The Routledge companion to the study of religion. Taylor & Francis. http://books.google.com/books?id=RyuJ_BfJki8C&pg=PA118&dq=hindu+big+bang+eternal+universe#v=onepage&q=hindu%20big%20bang%20eternal%20universe&f=false. "There are also other cosmological models of the universe besides the Big bang model, including eternal universe theories - views more in keeping with Hindu cosmologies than with traditional theistic concepts of the cosmos." 
  114. ↑ Sunil Sehgal (1999). Encyclopædia of Hinduism: T-Z, Volume 5. Sarup & Sons. http://books.google.com/books?id=-3OhTtBUBdgC&pg=PA297&dq=hindu+big+bang#v=onepage&q=hindu%20big%20bang&f=false. "The theory is known as the 'Big Bang theory' and it reminds us of the Hindu idea that everything came from the Brahman which is "subtler than the atom, greater than the greatest" (Kathopanishad-2-20)." 
  115. ↑ Kenneth, Kramer (۱۹۸۶), World scriptures: an introduction to comparative religions, p. ۳۴, ISBN ۹۷۸-۰-۸۰۹۱-۲۷۸۱-۸, http://books.google.com/books?id=RzUAu-43W5oC&pg=PA34 
  116. ↑ Swami Ranganathananda (1991). Human Being in Depth: A Scientific Approach to Religion. SUNY Press. p. 21. ISBN 0-7914-0679-2. http://books.google.co.in/books?id=P0vfFZh9BIIC&pg=PA21&lpg=PA21&dq=Big+Bang+theory+and+Indian+philosophy#v=onepage&q=Big%20Bang%20theory%20and%20Indian%20philosophy&f=false. 
  117. ↑ Diane Morgan (2010). Essential Islam: a comprehensive guide to belief and practice. ABC-CLIO. http://books.google.com/books?id=U94S6N2zECAC&pg=PA18&dq=Islam+big+bang+quran#v=onepage&q=Big%20bang&f=false. "Although the Quran is not intended to be a textbook on physics, many Muslim commentators search through it for passages that seem to parallel findings made by modern science, in an effort to show the timeless wisdom of the book. Some of these parallels are said to include references to the Big Bang, antimatter, rotating stars, radioactive fusion, tectonic plates, and the ozone layer." 
  118. ↑ Helaine Selin, ed. (1997). Encyclopædia of the history of science, technology, and medicine in non-western cultures. Springer Press. http://books.google.com/books?id=raKRY3KQspsC&pg=PA456&dq=islam+quran+big+bang#v=onepage&q=islam%20quran%20big%20bang&f=false. "Subjects ranging from relativity, quantum mechanics, and the big bang theory to the entire field of embryology and much of modern geology have been discovered in the Qur'an." 
  119. ↑ Islam in Malawi week 1998. University of Malawi. 2000. http://books.google.com/books?id=ah4QAQAAIAAJ&q=islam+quran+big+bang&dq=islam+quran+big+bang. ""Do you know what the Quran says about the BIG BANG THEORY? The Quran says: Do not the unbelievers see that the Heavens and the earth were joined together (as one unit of creation) before we clove them asunder? Holy Quran 21:30." 
  120. ↑ quran.com Surat Al-'Anbyā' 21:30 سورة الأنبیاء

یادداشت‌ها [ویرایش]

  1. ↑ هیچ اجماعی در مورد اینکه طول زمان مرحله مه بانگ چقدر است وجود ندارد. برای برخی از نویسنده‌ها این زمان تنها شامل لحظه اولیه می‌شود و برای برخی شامل کل تاریخ جهان. معمولا حداقل چند دقیقه اول (که طی آن هلیم تشکیل می‌شود) را جز مه بانگ می دانند.[۱۵] (see also هسته‌زایی مهبانگ)
  2. ↑ انرژی تاریکی که در شکل یک ثابت کیهانی در نظر گرفته شود قطعا جهان را به سوی وضعیت تخت می راند اما جهان ما میلیاردها سال پیش از اینکه چگالی انرژی تاریک قابل توجه باشد نیز در حالت تخت باقی مانده است.

پیوند به بیرون [ویرایش]

مطالعه بیشتر [ویرایش]


جستجو در ویکی‌انبار در ویکی‌انبار پرونده‌هایی دربارهٔ مه‌بانگ موجود است.

برگرفته از «http://fa.wikipedia.org/w/index.php?title=مه‌بانگ&oldid=10248129»