نظریه حالت پایدار

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
پرش به: ناوبری، جستجو
WMAP 2010.png

در کیهان‌شناسی، نظریه حالت پایدار مدلی است که به عنوان جایگزین برای مهبانگ ارائه شده‌است.

در نتیجه مشکل سن، بسیاری از ستاره­‌شناسان چندان اعتقادی به مدل­‌های مهبانگ نداشتند. در سال ۱۹۴۸، هرمن بوندی، توماس گولد و فرد هویل (که از ایدهٔ مبدأ آنی برای جهان ناخرسند بودند) نظریه دیگری به نام نظریه حالت پایدار (Steady State) را پیشنهاد کردند. تمام نظریه­‌های کیهان­شناسی چیزی را که اصل کیهان­شناختی (Cosmological Principle) نامیده می ­شود در بر می­ گیرند. یعنی آنکه در مقیاس بزرگ و در هر زمان معین، منظره جهان از هر نقطه داخل آن یکسان خواهد بود. بوندی، گولد و هویل این نظریه را توسعه دادند و چیزی را که آنها اصل کیهان­شناختی کامل (Perfect Cosmological Principle) می ­نامیدند، ارائه کردند. در این اصل عبارت «در هر زمان معین» با «در همهٔ زمان­‌ها» جایگزین شد. جهان آنها در مقیاس بزرگ نامتغیر بود. البته نه به این معنی که جهان منبسط نمی­ شد، بلکه ایده اصلی در قلب این نظریه آن بود که با فاصله گرفتن کهکشان ­ها از یکدیگر به دلیل انبساط عالم، ماده جدید به شکل هیدروژن در فضای بین آنها آفریده می­ شد. این هیدروژنِ تازه خلق شده، در نهایت، کهکشان ­های جدیدی را به­ وجود می­ آورد و بدین ترتیب چگالی مشاهده شده کهکشان­‌ها پیوسته ثابت می ­ماند. جهان نه ابتدایی دارد و نه انتهایی خواهد داشت، و همان گونه که از نام نظریه برمی­ آید، در حالت پایدار خواهد ماند. با توجه به اینکه همواره ماده جدید در حال خلق شدن است، آن را نظریه آفرینش پیوسته (Continuous Creation) نیز می ­نامند.[۱]

منابع[ویرایش]

  1. کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی صفحه ۳۷۶ و ۳۷۷
  • موریسون، ایان. درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی. ترجمهٔ غلامرضا شاه‌علی. شیراز: ارم شیراز. شابک ‎۹۷۸-۶۰۰-۶۰۳۶-۲۵-۰.