مه‌بانگ

از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
فارسیEnglish
گاه‌شمار انبساط متریک فضا
گاه‌شمار انبساط متریک فضا که در آن فضا شامل فضای قابل مشاهده و فضای فرضی غیرقابل مشاهده را در هر مقطعی از زمان با برش های دایره‌ای نمایش می دهد. در انتهای سمت چپ شکل انبساط دراماتیکی قابل مشاهده است که نمایانگر دوره تورم کیهانی اولیه است و در مرکز آن انبساط شتاب می گیرد.
بر طبق نظریه مه بانگ، جهان از یک نقطه بسیارچگال و داغ گسترش یافته‌است. هم‌اکنون به علت وجود انرژی تاریک، به سرعت در حال گسترش است.

نظریه مِه‌بانگ یا بیگ بنگ (به انگلیسی: Big Bang Theory) معتبرترین مدل مابین مدل های کنونی کیهان‌شناسی ( دریای سیاه چاله ، جهان های متناوب و جهان از هم گسسته ) است که وجود جهان قابل مشاهده را از ابتدایی‌ترین دوران شناخته‌شده در سراسر دوره تکامل آن توضیح می دهد.[۱][۲][۳] این مدل توصیف می‌کند که چگونه جهان از یک وضعیت نخستین با دما و چگالی بسیار زیاد در گذر زمان انبساط یافته‌است[۴][۵] و برای طیف گسترده‌ای از پدیده‌های مشاهده‌شده، از جمله فراوانی عناصر سبک، تابش زمینه کیهانی و ساختار بزرگ مقیاس، توضیح جامعی ارائه می‌دهد.[۶]

مهمتر از همه این پدیده‌ها سازگاری این نظریه با قانون هابل-لومتر است : هرچه کهکشانها از زمین دورتر باشند، سرعت دور شدن آنها از زمین نیز بیشتر است. با برونیابی انبساط جهان به سمت عقب در طول زمان و با استفاده از قوانین شناخته شده فیزیک، جهان متراکم تر و متراک تر می شود تا به یک نقطه تکینگی می رسیم که در آن زمان و فضا معنی خود را از دست می دهند (این نقطه با نام تکینگی مه‌بانگ شناخته می شود).[۷] اندازه گیری های جزیی نرخ انبساط جهان این نقطه تکینگی را حدود ۱۳.۸ میلیارد سال قبل نشان می دهد، که می توان این رقم را سن جهان در نظر گرفت.[۸]

پس از انبساط اولیه جهان به اندازه کافی سرد شد که امکان پیدایش ذرات زیراتمی و بعدها اتمهای ساده، پدید آید. به هم پیوستن ابرهای غول‌پیکر از عناصر اولیه (بیشتر از همه هیدروژن به همراه مقداری هلیم و لیتیم) بر اثر نیروی گرانش، باعث پیدایش ستارگان و کهکشانها شد. در کنار این عناصر سازنده نخستین، اخترشناسان آثار گرانشی مربوط به یک ماده تاریک ناشناخته که کهکشانها را احاطه کرده، را نیز مشاهده نموده اند. به نظر می رسد که بیشتر پتانسیل گرانشی جهان در این شکل باشد و نظریه مه‌بانگ و سایر مشاهدات مختلف دلالت بر این دارند که این پتانسیل گرانشی اضافی از ماده باریونی (مثل اتمهای عادی) ناشی نمی‌شود. اندازه گیری پدیده انتقال به سرخ (رد شیفت) نشان داد که انبساط جهان شتابدار است و شتابدار بودن آن نیز به وجود انرژی تاریک مربوط می‌شود.[۹]

ژرژ لومتر، کشیش و اخترشناس بلژیکی، نخستین بار در سال ۱۹۲۷ این ایده را مطرح نمود که انبساط جهان را می‌توان در زمان رو به عقب دنبال نمود تا به نقطه اولیه رسید، که وی ان را اتم نخستین می نامید. در سال ۱۹۲۹، ادوین هابل با بررسی پدیده انتقال به سرخ در کهکشانها به این نتیجه دست یافت که کهکشان‌ها در حال دور شدن از یکدیگر هستند. این کشف مهمی بود که با فرضیه جهان در حال انبساط سازگار بود. تا چندین دهه جامعه علمی به دو دسته طرفداران نظریه مه‌بانگ و نظریه حالت پایدار تقسیم می‌شد که هر دو نظریه انبساط جهان را توضیح می داد اما نظریه حالت پایدار بر خلاف مه‌بانگ که عمر جهان را متناهی می دانست، جهانی ازلی و بدون نقطه ابتدایی را توصیف می کرد. در سال ۱۹۶۴ تابش زمینه کیهانی کشف شد، که بسیاری از اخترشناسان را مجاب نمود که نظریه حالت پایدار ابطال شده‌است.[۱۰] بر خلاف نظریه حالت پایدار، نظریه مه‌بانگ وجود یک تابش یکنواخت پس‌زمینه در سراسر جهان را پیش‌بینی کرده بود که دلیل وجود آن را دماها و چگالیهای بالا در گذشته دور می داند.

با استفاده از قوانین فیزیکی شناخته‌شده می‌توان جزئیات ویژگی‌های جهان را در گذشته تا حالت نخستین چگالی و دمای بسیار بالا محاسبه نمود.[۱۱][۱۲][۱۳] مرکز اخترفیزیک هاروارد-اسمیتسونین (CFA) می‌گوید: سناریوی مه‌بانگ دربارهٔ منشأ جهان هستی کاملاً خاموش است.[۱۴]

ویژگی‌های مدل[ویرایش]

نظریه مه‌بانگ توضیح کاملی درباره طیف گسترده‌ای از پدیده‌های مشاهده‌شده، از جمله فراوانی عناصر سبک، تابش زمینه کیهانی (CMB)، وجود ساختارهای بسیار بزرگ و قانون هابل؛ ارائه می‌دهد.[۱۵] این نظریه بر دو فرض اساسی استوار است: جهانشمول بودن قوانین فیزیک و اصل کیهان‌شناختی. جهانشمول بودن قوانین فیزیکی جزو اصول زیربنایی نظریه نسبیت هستند. اصل کیهان‌شناختی بیان می‌کند که در مقیاس‌های بزرگ، جهان همگن و همسانگرد است؛ یعنی از تمام جهات و مکانها یکسان به نظر می‌رسد.[۱۶]

در آغاز این ایده‌ها به عنوان اصولی پذیرفته‌شده بودند، اما امروزه تلاش‌هایی برای آزمودن درستی آن‌ها در جریان است؛ مثلاً این مشاهده که بیشترین انحراف از ثابت ساختار ریز در قسمت عمده‌ای از عمر جهان در حد ۱۰−۵ است، آزمونی برای فرض نخست به‌شمار می‌رود.[۱۷] همچنین نسبیت عام نیز آزمون‌های دشواری را در مقیاس منظومه شمسی و ستارگان دوتایی پشت سر گذارده‌است.[notes ۱]

جهان بزرگ وقتی از روی زمین مشاهده شود همسانگرد به نظر می‌رسد. اگر واقعاً همسانگرد باشد، باید بتوانیم اصل کیهان‌شناختی را از اصل ساده‌تری به نام اصل کوپرنیکی نتیجه‌گیری کنیم. بنا بر اصل کوپرنیکی، هیچ مشاهده‌کننده برتر یا نقطه مشاهده برتر و ویژه‌ای وجود ندارد. تا امروز، اصل کیهان‌شناختی از طریق مشاهدات دمای تابش زمینه کیهانی تا حد ۱۰−۵، تأیید شده‌است. بنا بر اندازه‌گیری‌های انجام شده در سال ۱۹۹۵، جهان در مقیاس‌های بزرگ با حد بالای ۱۰٪ ناهمگنی، همگن است.[۱۸]

انبساط فضا[ویرایش]

نگاره شتاب گسترش فضازمان از لحظه مهبانگ.

در حال انبساط بودن جهان نخستین بار از مشاهدات نجومی اوایل قرن بیستم نتیجه‌گیری شد و از اجزای اصلی نظریه مه‌بانگ است. نظریه نسبیت عام، از نگاه ریاضیاتی، فضازمان را توسط یک متریک توصیف می‌کند که فاصله‌ای که نقاط نزدیک به هم را از یکدیگر جدا کرده، تعیین می‌کند. این نقاط که ممکن است کهکشان، ستاره یا اجسام دیگر باشند، در یک شبکه یا دستگاه مختصات که کل فضازمان را پوشش داده است؛ مشخص می‌شوند. از اصل کیهان شناختی چنین برمی‌آید که این متریک باید همسانگرد و همگن باشد و این شرط تنها با متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر همخوانی دارد. این متریک یک فاکتور مقیاس دارد که توصیف می‌کند اندازه جهان چگونه با زمان تغییر می کند.این به ما این امکان را می‌دهد دستگاه مختصات ویژه‌ای به نام دستگاه مختصات همراه تعریف کنیم. در این دستگاه مختصات، شبکه مختصات همگام و هم‌راستا با انبساط جهان منبسط می‌شود و از این رو اجسامی که تنها دلیل حرکتشان، انبساط جهان است، در این دستگاه نقاط ثابتی هستند و حرکتی ندارند. در حالیکه فاصله مختصاتی(فاصله همراه) آن‌ها ثابت می‌ماند، فاصله فیزیکی آن‌ها متناسب با فاکتور مقیاس گیتی افزایش می‌یابد.[۱۹]

مه‌بانگ مانند یک انفجار مادی نیست که مواد به سمت خارج پرتاب شوند و یک جهان خالی از پیش موجود را پر کنند، بلکه در این مورد، خود فضا نیز با گذر زمان منبسط می‌شود و فاصله فیزیکی بین دو نقطه همراه افزایش می‌یابد. به بیان دیگر مه‌بانگ انفجاری در فضا نیست بلکه انبساط خود فضاست.[۴] از آنجاییکه متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر(FLRW) بر پایه فرض توزیع یکنواخت ماده و انرژی استوار است، تنها در مقیاس‌های بزرگ مصداق دارد و توده‌های محلی ماده مانند کهکشان ما چون در دام گرانش محدود هستند، الزاماً انبساطی هم‌سرعت با انبساط جهان ندارند.

افق‌ها[ویرایش]

یکی از ویژگی‌های مهم مه‌بانگ، وجود افق هاست. از آنجا که سن گیتی متناهی است و نور نیز با سرعتی متناهی حرکت می‌کند، ممکن است رویدادهایی در گذشته رخ داده باشند که هنوز نور آن‌ها زمان کافی برای رسیدن به ما را نداشته‌است. این موضوع محدودیتی از نظر دورترین جسمی که قابل مشاهده باشد، به‌وجود می‌آورد که افق گذشته خوانده می‌شود. و همچنین بالعکس چون گیتی در حال انبساط است و اجسام دورتر حتی با سرعت بیشتری از ما دور می‌شوند نوری که از جانب 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 محدوده رویدادهایی در آینده که می‌توانیم تحت تأثیر قرار دهیم را تعیین می‌کند. وجود هر یک از این افق‌های گذشته و آینده وابسته به جزئیات مدل متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر است که گیتی را توصیف می‌کند. درکی که ما از گیتی در دوران بسیار قدیم آن داریم پیشنهاد می‌کند که افق گذشته وجود دارد هرچند که در عمل عدم شفافیت گیتی در دوران بسیار دور گذشته نیز دید ما را محدود می‌کند. پس اگرچه افق ما در فضا عقب‌نشینی می‌کند، دید ما هرگز نمی‌تواند به گذشته دورتر برسد. اگر گیتی به انبساط شتابدارش ادامه دهد یک افق آینده نیز وجود خواهد داشت.[۲۰]

تعادل گرمایی[ویرایش]

برخی فرایندها در لحظات آغازین با سرعت بسیار کمی نسبت به نرخ انبساط جهان رخ می‌دادند؛ تا به تعادل ترمودینامیکی تقریبی برسند. برخی دیگر به اندازه کافی سرعت داشتند که به تعادل گرمایی برسند. پارامتری که معمولاً برای تشخیص اینکه فرایندی در جهان اولیه به تعادل گرمایی رسیده است، استفاده می‌شود؛ نسبت میان نرخ فرایند( معمولاً نرخ تصادم بین ذرات) و پارمتر هابل است. هر چه این نسبت بزرگتر باشد؛ ذرات بیشتری می‌بایست قبل از اینکه خیلی از هم دور شوند، به تعادل گرمایی برسند.[۲۱]

گاه‌شمار مه‌بانگ[ویرایش]

طبق نظریه مه‌بانگ، جهان در آغاز بسیار داغ و چگال بود و از آن زمان تا کنون در حال انبساط و سرد شدن بوده‌است.

نقطه تکینگی[ویرایش]

اگر با تکیه بر نظریه نسبیت عام، انبساط جهان را در جهت معکوس در زمان برونیابی کنیم، به نقطه‌ای در گذشته‌ای متناهی با چگالی و دمای بی‌نهایت خواهیم رسید.[۲۲] این وضعیت غیرعادی با نام تکینگی گرانشی شناخته می‌شود و نشان دهنده این است که نظریه نسبیت عام توصیف کافی و کاملی برای قوانین فیزیکی حکمفرما در این نقطه نیست. با مدل‌هایی که تنها بر پایه نسبیت عام ساخته شوند، نمی‌توان تا نقطه تکینگی را برونیابی کرد و تنها تا پیش از پایان دوره پلانک می‌توانند به این نقطه نزدیک شوند.

به این نقطه تکینگی نخستین گاهی مه‌بانگ گفته می‌شود.[۲۳] اما واژه مه‌بانگ گاهی نیز به طور کلی‌تر و برای اشاره به به فاز داغ و فشرده اولیه جهان به کار می‌رود.[۲۴]در هرصورت از مه‌بانگ به عنوان یک رویداد نیز در گفتگوی روزمره به تولد جهان یاد می‌شود؛ زیرا نشان‌دهنده نقطه‌ای در تاریخ است که می‌توان گفت جهان وارد رژیمی شده‌است که در آن قوانین فیزیکی به شکلی که ما می‌شناسیم (به طور خاص نسبیت عام و مدل استاندارد فیزیک ذرات بنیادی)؛ کار می‌کنند. بر اساس اندازه‌گیری انبساط جهان با استفاده از ابرنواخترهای Ia و اندازه‌گیری نوسانات دمایی تابش زمینه کیهانی (CMB)، زمانی که از این رویداد گذشته‌است - که به عنوان سن جهان نیز در نظرگرفته می‌شود- برابر با ۰.۰۲۱ ± ۱۳.۷۹۹ میلیارد سال تخمین زده می‌شود.[۲۵]

علیرغم چگالی بسیار بالای جهان در آن زمان (بسیار بیشتر از چگالی که برای تشکیل یک سیاهچاله لازم است) جهان مجدداً به یک نقطه تکینگی سقوط نکرد. محاسبات و حدودی که عموماً برای توضیح دادن رمبش گرانشی استفاده می‌شوند، معمولاً برای اجسامی با اندازه نسبتاً ثابت؛ مانند ستاره‌ها؛ پاسخگو هستند و در مورد فضای زمان مه‌بانگ که با سرعت در حال انبساط استِ کاربردی ندارند. از آنجایی که جهان اولیه فوراً به چندین سیاهچاله رمبش نکرد، می‌توان نتیجه گرفت که می بایست ماده در آن زمان به طور تقریباً یکنواختی با شیب تراکم قابل چشم‌پوشی توزیع شده باشد.[۲۶]

تورم کیهانی و باریون‌زایی[ویرایش]

لحظات نخستین پس از مه‌بانگ، موضوع گمانه‌زنی های بسیاری است؛ زیرا هیچ داده نجومی در مورد این لحظات در دسترس نیست. در اغلب مدل‌های رایج، جهان در این لحظات به‌طور همگن و همسانگرد از چگالی انرژی بسیار بالا و دماها و فشارهای بسیار زیاد تشکیل شده بود و با سرعت بسیار زیادی در حال انبساط و سرد شدن بود. در بازه بین ۰ تا ۱۰-۴۳ ثانیه پس از شروع انبساط؛ که با نام دوره پلانک شناخته می‌شود؛ چهار نبروی بنیادی (الکترومغناطیس، هسته‌ای قوی و هسته‌ای ضعیف و گرانش) به شکل یک نیروی واحد بودند.[۲۷] در این دوره طول مشخصه جهان برابر با طول پلانک، یعنی ۱.۶×۱۰−۳۵ متر بود و در نتیجه دمای جهان نیز حدود ۱۰۳۲ درجه سلسیوس بود. حتی مفهوم ذره نیز در این شرایط شکسته می‌شود. درک مناسب این دوره نیازمند به پیدایش یک نظریه گرانش کوانتومی است.[۲۸][۲۹] پس از دوره پلانک، دوره یکپارچه‌سازی بزرگ آعاز شد که طی آن با کاهش دما گرانش از نیروهای دیگر جدا شد.[۲۷]

تقریباً −۳۷۱۰ ثانیه پس از شروع انبساط، یک گذار فاز باعث تورم کیهانی شد که طی آن جهان رشدی نمایی بدون محدودیت به سرعت نور داشت و دما با فاکتور ۱۰۰۰۰۰ کاهش یافت. نوسانات کوانتومی میکروسکوپی که به خاطر اصل عدم قطعیت هایزنبرگ بوجود آمدند تقویت شدند و زیربنای ساختارهای بزرگ جهان شدند.[۳۰] پس از −۳۶۱۰ ثانیه دوره الکتروضعیف آغاز شد، که در آن نیروی هسته‌ای قوی از نیروهای دیگر جدا شد و پس از آن تنها نیروی هسته‌ای ضعیف و الکترومعناطیس به هم پیوسته بودند.[۳۱]

تورم کیهانی پس از زمانی بین −۳۲۱۰ تا −۳۳۱۰ ثانیه متوقف شد؛ در حالی که حجم جهان تقریباً با فاکتور ۷۸۱۰ افزایش یافته بود و داغ شدن مجدد اتفاق افتاد تا جاییکه جهان دمای کافی برای تولید یک یک پلاسمای کوارک-گلوئون و همچنین ذرات بنیادی دیگر را پیداکرد.[۳۲][۳۳] دما به اندازه‌ای بالا بود که حرکات تصادفی ذرات در سرعتهای نسبیتی انجام می‌گرفت و همه انواع جفتهای ماده-پادماده دائماً ایجاد در برخوردها نابود می‌شدند.[۴] در نقطه‌ای از زمان، واکنشی ناشناخته به نام باریون زایی (به انگلیسی: Baryogenesis) باعث نقض پایستگی عدد باریونی شد و در نتیجه آن تعداد کوارک‌ها و لپتون‌ها نسبت به پادکوارک‌ها و پادلپتون‌ها به میزان بسیار بسیار اندکی بیشتر شد(در مرتبه یک در سی میلیون). این رویداد مسبب برتری ماده بر ضد ماده در جهان کنونی است.[۳۴]

سرد شدن[ویرایش]

نمای پانورامیک از کل آسمان توزیع کهکشانها در خارج از کهکشان راه شیری را نمایش می‌دهد؛ کهکشان‌ها بر اساس انتقال به سرخشان رنگ‌بندی شده‌اند.

سرد شدن و کاهش چگالی جهان ادامه پیدا کرد وبنابراین انرژی ذرات نیز کاهش می‌یافت. تغییر فازهای تقارن شکن سبب شدند تا نیروهای بنیادی فیزیک و پارامترهای ذرات بنیادی شکل امروزی خود درآیند و نیروهای الکترومغناطیس و هسته‌ای ضعیف نیز پس از حدود از هم جدا شدند.[۳۱][۳۵] پس از گذشت حدود −۱۱۱۰ ثانیه تصویر کمی مشخص‌تر می‌شود، زیرا انرژی ذرات کاهش می‌یابد و به مقادیری می‌رسد که در شتاب‌دهنده‌های ذرات بنیادی کنونی قابل دسترسی هستند. پس از حدود ۱۰ ثانیه کوارکها و گلوئون‌ها ترکیب شدند تا باریونهایی مانند پروتون و نوترون را پدیدآورند. فزونی اندک تعداد کوارک‌ها به پادکوارک‌ها باعث فزونی اندک تعداد باریون‌ها به پادباریون‌ها شد. دما در این زمان دیگر آن قدر بالا نبود که جفتهای پروتون-پادپروتون (و یا نوترون-پادنوترون) جدیدی بتوانند به‌وجود آیند، از این رو فرایند نابودسازی گسترده‌ای آغاز شد و ذرات و پادذرات شروع به نابودسازی یکدیگر نمودند و از هر ۱۰۱۰ پروتون و نوترون اولیه تنها یکی باقی‌ماند و هیچ پادذره‌ای نیز باقی نماند.[۳۶] فرایند نابودسازی مشابهی نیز در ثانیه ۱، میان الکترونها و پوزیترونها آغاز شد و پس از پایان این نابودسازی‌ها دیگر ذرات در سرعت‌های نسبیتی حرکت نمی‌کردند و چگالی انرژی جهان از فوتونهاها (به همراه درصد اندکی نوترینو) تشکیل می‌شد.

چند دقیقه پس از آغاز انبساط که دمای جهان به یک میلیارد کلوین کاهش یافته بود و چگالی آن قابل مقایسه باچگالی کنونی جو زمین 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.[۳۷] بیشتر پروتون‌ها ترکیب نشدند و به صورت هسته‌های هیدروژن باقی‌ماندند. همچنانکه جهان رو به سرد شدن می‌گذاشت، چگالی جرم سکون انرژی ماده از نظر گرانشی بر چگالی جرم سکون-انرژی تابش فوتون غلبه نمود. پس از ۳۷۹۰۰۰ سال الکترون‌ها و هسته‌ها با یکدیگر تر کیب شدند و اتم‌های خنثی پدید آمدند (غالباً اتم هیدروژن). بدین ترتیب تابش از ماده جدا شد و بدون مانع جدی در فضا منتشر شد. این تابش با نام تابش زمینه کیهانی خوانده می‌شود.[۳۸]

تشکیل ساختار[ویرایش]

طی یک دوره زمانی طولانی نواحی اندکی چگالتر جهان به تدریج بر اثر گرانش ماده موجود در نزدیکی خود را جذب نموده و چگالتر شدند و در نتیجه آن، ابرهای گازی، ستارهها، کهکشانها و سایر ساختارهای نجومی قابل مشاهده امروزی پدید آمدند.[۴] جزئیات این فرایند به مقدار و نوع ماده موجود در جهان بستگی دارد. چهار نوع شناخته شده از ماده عبارتند از ماده تاریک سرد، ماده تاریک گرم، ماده تاریک داغ و ماده باریونی. بهترین اندازه‌گیری‌های کنونی (توسط دبلیومپ) نشانگر این است که داده‌ها با مدل لامبدا-سی دی ام همخوانی دارند. این مدل فرض می‌کند که ماده تاریک موجود در گیتی، سرداست (ماده تاریک گرم توسط فرایند بازیونیده‌شدن اولیه از بین می‌رود[۳۹]) و تخمین زده می‌شود که در حدود ۲۳٪ از ماده-انرژی در جهان را تشکیل می‌دهد در حالی که سهم ماده باریونی (معمولی) تنها ۴٫۶٪ است.[۴۰]

در یک مدل گسترده‌تر که ماده تاریک داغ به شکل نوترینو را نیز شامل شود، چگالی فیزیکی باریون Ωbh2 در حدود ۰٫۰۲۳ تخمین زده می‌شود و چگالی ماده تاریک سرد Ωch2 در حدود ۰٫۱۱ و چگالی نوترینو Ωvh2 کمتر از ۰٫۰۰۶۲ خواهد بود.

شتاب کیهانی[ویرایش]

گروههای مستقلی از شواهد تجربی از ابر نو اخترهای نوع Ia و تابش زمینه کیهانی بر این واقعیت دلالت دارند که جهان امروزه توسط گونه اسرارآمیزی از انرژی به نام انرژی تاریک تسخیر شده‌است که ظاهراً در تمام فضا پخش شده‌است. مشاهدات پیشنهاد می‌دهند که ۷۳٪ از کل چگالی انرژی جهان از انرژی تاریک تشکیل شده‌است. هنگامی که جهان بسیار جوان بود، احتمالاً از انرژی تاریک پر بوده‌است؛ اما در فضایی بسیار کوچکتر و همه چیز به یکدیگر نزدیک تر. نیروی گرانش غالب شد و به آرامی روند انبساط جهان را کند می‌کرد. اما درنهایت پس از چند میلیارد سال انبساط،کاهش چگالی ماده نسبت به چگالی انرژی تاریک، باعث شدانبساط کیهانی به آرامی شروع به شتاب گرفتن کند. انرژی تاریک در ساده‌ترین شکل به عنوان ثابت کیهانی در معادلات میدان اینشتین در نظریه نسبیت عام فرمول‌بندی می‌شود اما ترکیب و مکانیزم آن و به طور کلی‌تر جزئیات معادله حالت آن و ارتباطش با مدل استاندارد ذرات کماکان موضوع پژوهش نظری و تجربی است.[۹]

مدل کیهان‌شناسی لامبدا سی دی ام می‌تواند با قدرت بالایی سراسر دوره تکامل کیهان پس از دوره تورم کیهانی را مدلسازی کند. این مدل از چارچوب‌های مستقل مکانیک کوانتوم و نسبیت عام انیشتین بهره می‌گیرد. چنانچه پیشتر عنوان شد، هیچ مدل قابل آزمایشی برای توصیف شرایط قبل از ۱۰−۱۵ ثانیه اول در دست نیست. درک اولین دوره‌های تاریخ جهان در حال حاضر یکی از بزرگترین مسائل حل نشده فیزیک است.

تاریخچه[ویرایش]

واژه‌شناسی[ویرایش]

واژه «مِه‌بانگ» ترجمه پارسی واژه Big Bang از زبان انگلیسی است. در زبان پارسی یکی از معانی «مِه»، «بزرگ» است و بانگ به معنی آوای بلند است. 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. در آن زمان بسیاری بر این باور بودند که هویل که خود طرفدار نظریه حالت پایدار بود با طعنه از این واژه استفاده نموده‌است اما خود وی صریحاً این ادعاها را رد کرد و اعلام نمود که این واژه را تنها برای تصویر کردن اختلاف بین این دو نظریه استفاده نموده‌است.[۴۱][۴۲][۴۳]

شکل‌گیری نظریه مه‌بانگ[ویرایش]

زمینه فراژرف هابل اندازه با اندازه ماه مقایسه شده - در این چشم‌انداز کوچک چندین هزار کهکشان که از میلیاردها ستاره تشکیل شده‌اند به چشم می‌خورند.
XDF چشم‌انداز ۲۰۱۲ -هر نقطه نوری یک کهکشان است - برخی از این کهکشانها عمرهایی طولانی تا ۱۳٫ میلیارد سال دارند[۴۴] - تخمین زده می‌شود که حدود ۲۰۰ میلیارد کهکشان در جهان وجود دارد.
تصویر زمینه فراژرف هابل کهکشانهای کاملاً بالغ را در صفحه جلویی - کهکشانهای نیمه بالغ با عمر ۵ تا ۹ میلیارد سال- نیا کهکشانها، که از نور ستارگان جوان می‌درخشند

نظریه مه‌بانگ از مشاهدات ساختار گیتی و بررسی‌های نظری شکل گرفت. در سال ۱۹۱۲ وستو اسلیفر (به انگلیسی: Vesto Slipher) اثر دوپلر را در یک سحابی مارپیچی (سحابی مارپیچی نامی منسوخ‌شده برای کهکشان مارپیچی است) اندازه‌گیری کرد و خیلی زود دریافت که تمام این سحابی‌ها در حال دور شدن از زمین هستند. او در آن زمان متوجه جنبه‌های کیهان شناختی این کشف نشد. در واقع در آن زمان بحثی داغ پیرامون اینکه این کهکشان‌ها ممکن است جهان‌های جزیره‌مانند دیگری باشند، در جریان بود.[۴۵][۴۶] ده سال بعد یک کیهان‌شناس 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 اینشتین نیز از آن حمایت می‌کرد، جهان ممکن است در حال انبساط باشد.[۴۷]

در سال ۱۹۲۴ اندازه‌گیری فاصله بزرگ ما تا نزدیکترین کهکشان مارپیچی توسط ادوین هابل نشان داد که این اجسام در حقیقت کهکشانهای دیگری هستند. از همان سال ادوین هابل با تلاش بسیار در رصدخانه کوه ویلسون سری‌هایی از نمایشگرهای فاصله تدوین کرد که در واقع پایه نردبان فاصله کیهانی بودند. این به وی اجازه می داد که فاصله تا کهکشانهایی که انتقال به سرخ آنها قبلاً اغلب توسط اسلیفر اندازه‌گیری شده بود را تخمین بزند. در سال ۱۹۲۹ هابل کشف کرد که رابطه‌ای میان فاصله و سرعت دور شدن وجود دارد، که امروزه به نام قانون هابل شناخته می‌شود.[۴۸][۴۹] در آن زمان لومتر قبلاً نشان داده بود که این موضوع با استفاده از اصل کیهان‌شناختی، قابل پیش‌بینی است.[۹]

در سال ۱۹۲۷ ژرژ لومتر؛ فیزیکدان و کشیش کاتولیک بلژیکی؛ در تلاشی جداگانه و با نتیجه‌گیری از معادلات فریدمان پیشنهاد داد که دور شدن کهکشان‌ها ناشی از انبساط کیهان است.[۵۰] در سال ۱۹۳۱ لومتر پارا فراتر نهاد و پیشنهاد کرد که اگر انبساط جهان را در زمان به عقب برگردانیم، هر چه عقب‌تر رویم جهان کوچکتر می‌شود و در نهایت در یک زمان متناهی در گذشته کل جهان در یک نقطه فشرده‌می‌شود؛ یک اتم نخستین که درآن لحظه و از آنجا فابریک زمان و فضا به وجود آمد.[۵۱]

در دهه‌های ۱۹۲۰ و ۱۹۳۰ تقریباً تمام کیهان شناسان برجسته نظریه حالت پایدار و جهان ازلی را ترجیح می‌دادند و گروهی نیز اعتراض داشتند که ایده «آغاز زمان» که از نظریه مه‌بانگ نتیجه‌گیری می‌شود مفاهیم مذهبی را وارد فیزیک نموده‌است. این اعتراض بعدها نیز توسط طرفداران نظریه حالت پایدار دوباره مطرح شد.[۵۲] این واقعیت که ژرژ لومتر، بنیان‌گذار اصلی نظریه مه‌بانگ، یک کشیش کاتولیک بود، به این اعتراضات دامن می‌زد.[۵۳] آرتور ادینگتون با ارسطو هم‌رای بود که جهان نقطه آغازی در زمان ندارد و ماده ابدی است. نقطه آغازی برای زمان در نظر وی غیرقابل قبول می‌نمود.[۵۴][۵۵]

اما لومتر با او موافق نبود و بر این باور بود که

اگر دنیا از یک کوانتوم تنها شروع شده باشد مفاهیم زمان و فضا نمی‌توانند در آغاز معنادار باشند؛ آن‌ها تنها زمانی می‌توانند معنی پیدا کنند 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 داده‌است.[۵۶]

در خلال دهه ۱۹۳۰ نظریه‌های دیگری همچون کیهان‌شناسی‌های غیر استاندارد برای توضیح مشاهدات هابل مطرح شدند که از جمله این مدل‌ها می‌توان به مدل میلن (به انگلیسی: Milne Model)[۵۷] ، مدل چرخه‌ای (که در ابتدا توسط فریدمان مطرح شد اما توسط انیشتین و ریچارد تولمان حمایت شد)[۵۸] و فرضیه نور خسته فریتز زوئیکی اشاره کرد.[۵۹]

پس از جنگ جهانی دوم دو مدل متمایز وجود داشت. یکی مدل حالت پایدار فرد هویل بود که بنابراین نظریه طی انبساط جهان ماده جدید به‌وجود می‌آید. در این مدل گیتی تقریباً در همه زمان‌ها یکسان است.[۶۰] مدل دیگر نظریه مه‌بانگ ژرژ لومتر بود که توسط جرج گاموف حمایت شد و توسعه یافت. گاموف فردی بود که هسته‌زایی مه‌بانگ را معرفی نمود[۶۱] و همکاران او، رالف آشر آلفر و رابرت هرمان، تابش زمینه کیهانی را پیش‌بینی نمودند.[۶۲] این هویل بود که واژه Big Bang را برای اشاره به نظریه لومتر به کار برد. او این واژه را در یک برنامه رادیویی بی‌بی‌سی در مارس ۱۹۴۹ در حالیکه از نظریه لومتر به عنوان «این ایده انفجار بزرگ» (به انگلیسی: this big bang idea) یاد می‌کرد ابداع نمود.[۶۳] تا مدتی حمایت دانشمندان بین این دو نظریه تقسیم شده بود اما در نهایت شواهد تجربی (مهمتر از همه تعداد منابع رادیویی) به تدریج رأی به برتری نظریه مه‌بانگ داد. کشف و تأیید تابش زمینه کیهانی در سال ۱۹۶۴[۶۴] جایگاه نظریه مه‌بانگ را به عنوان بهترین نظریه در توضیح آغاز و تکامل کیهان مستحکم نمود. بخش بزرگی از تلاش‌های امروز در زمینه کیهان‌شناسی صرف فهمیدن چگونگی شکل‌گیری کهکشان‌ها در نظریه مه‌بانگ، درک فیزیک جهان در زمان‌های قبل تر و قبل تر و هماهنگ‌سازی مشاهدات با نظریه‌ها می‌شود.

در سالهای ۱۹۶۸ و ۱۹۷۰ راجر پنروز، استیون هاوکینگ و جرج الیس مقالاتی منتشر نمودند که در آنها نشان دادند که تکینگی‌های ریاضی شرایط اولیه اجتناب ناپذیری برای مدل‌های نسبیتی مه‌بانگ هستند.[۶۵][۶۶] پس از آن از دهه ۱۹۷۰ تا ۱۹۹۰، کیهان‌شناسان بر روی توصیف ویزگی‌های جهان مه‌بانگ و حل مسائل حل‌نشده کار کردند. در سال ۱۹۸۱ آلن گوت با معرفی دوره انبساط سریع در جهان نخستین، با که او آن را دوره تورم کیهانی نامید؛ باعث پیشرفتی در تلاشهای نظری برای حل برخی مسایل حل‌نشده در مورد مه‌بانگ شد.[۶۷] در خلال این دهه‌ها دو پرسش کیهان‌شناسی مشاهده‌ای که سبب بحث‌ها و اختلاف نظرهای بسیاری شدند، در مورد مقدار دقیق ثابت هابل[۶۸] و چگالی ماده جهان(پیش از کشف انرژی تاریک گمان می‌رفت که مهمترین عامل تعیین سرنوشت جهان است) بودند.[۶۹]

در اواسط دهه ۱۹۹۰ از مشاهده برخی خوشه‌های ستاره‌ای کروی چنین به نظر می‌رسید که این خوشه‌ها در حدود ۱۵ میلیارد سال عمر دارند و این با سنی که برای جهان تخمین زده می‌شد در تناقض بود. این مشکل بعدها با شبیه‌سازی‌های کامپیوتری جدید که آثار کاهش جرم بر اثر بادهای ستاره‌ای را در نظر می‌گرفتند؛ حل شد و سن بسیار کمتری برای این خوشه‌ها محاسبه شد.[۷۰]

به دلیل پیشرفت در فناوری تلسکوپ‌ها و تحلیل داده‌های ماهواره‌هایی همچون کاوشگر زمینه کیهان[۷۱] ، تلسکوپ فضایی هابل و دبلیومپ از اواخر دهه ۱۹۹۰ به بعد پیشرفت‌های قابل توجهی در کیهان‌شناسی مه‌بانگ حاصل شده‌است.[۷۲] اکنون کیهان شناسان اندازه‌گیری‌های نسبتاً دقیقی از بسیاری از پارامترهای مدل مه‌بانگ در دست دارند و متوجه این واقعیت غیرمنتظره شدند که به نظر می‌رسد سرعت انبساط جهان رو به افزایش است.

شواهد تجربی نظریه مه‌بانگ[ویرایش]

تصویرسازی هنری از ماهواره دبلیو مپ در حال جمع‌آوری داده برای کمک به دانشمندان در فهم مهبانگ

" آنقدر داده‌های تاییدکننده نظریه مه‌بانگ در حوزه‌های گوناگون زیاد است که نمی‌توان به سادگی ویژگی‌های اصلی‌اش را رد نمود."

قدیمی‌ترین و مستقیم‌ترین شواهد تجربی در تأیید نظریه مه‌بانگ عبارتند از: انبساط گیتی بر پایه قانون هابل (با مشاهده پدیده انتقال به سرخ در کهکشانها)، کشف و اندازه‌گیری تابش زمینه کیهانی و فراوانی نسبی عناصر سبک که در جریان هسته زایی مهبانگ تولید شده‌اند. مشاهدات مربوط به شکل‌گیری و تکامل کهکشانها و نحوه توزیع ساختارهای بزرگ مقیاس در گیتی نیز شواهد تازه‌تری هستند که به این گروه اضافه شدند.[۷۴] از این موارد به عنوان چهار ستون نظریه مه‌بانگ نیز یاد شده‌است.[۷۵] در مدل‌های نوین دقیق مه‌بانگ، پدیده‌های فیزیکی دور از ذهنی مطرح می‌شوند که نه در هیچ آزمایشی در روی زمین تجربه شده‌اند و نه در مدل استاندارد فیزیک ذرات راه پیدا کرده‌اند. از جمله این پدیده‌ها می‌توان به ماده تاریک اشاره کرد که اکنون موضوع فعالترین پژوهش‌های آزمایشگاهی است.[۷۶] از سایر موارد می‌توان به مسئله هاله تیزه‌ای و مسئله کهکشان کوتوله در ارتباط با ماده تاریک سرد اشاره نمود. انرژی تاریک نیز از موضوعاتی است که کنجکاوی دانشمندان را بسیار برانگیخته‌است اما مشخص نیست که کشف مستقیم آن امکان‌پذیر باشد.[۷۷] تورم کیهانی و باریون‌زایی نیز همچنان به عنوان ویژگی‌های ابهام‌آمیز مدل‌های نوین مه‌بانگ باقی مانده‌اند و هنوز توضیح کمیتی قابل قبولی برای آن‌ها پیدا نشده‌است. این‌ها تا امروز جز مسائل حل‌نشده فیزیک باقی مانده‌اند.

قانون هابل و انبساط فضا[ویرایش]

مشاهده کهکشانهای دوردست و اختروش‌ها نشان داد است که این اجسام دچار پدیده انتقال به سرخ می‌شوند-نور منتشر این اجسام به طول موج‌های بلندتر منتقل شده‌است-. این پدیده را می‌توان با تطبیق طیف بسامدی یک جسم با الگوی طیف‌بینی خطوط گسیلی و جذبی طیف اتم‌های عناصری که با نور برهم‌کنش دارند، مشاهده نمود. این انتقال به سرخ‌ها به شکل یکنواختی همسانگرد هستند و به‌طور مساوی بین همه اجسام در همه جهتها توزیع شده‌اند. اگر انتقال به سرخ را به عنوان انتقال دوپلری تفسیر کنیم، سرعت عقب‌نشینی این اجسام قابل محاسبه است. برای برخی از کهکشان‌ها می‌توان فاصله را از راه نردبان فاصله کیهانی تخمین زد. اگر نمودار سرعت عقب‌نشینی نسبت به فاصله را رسم کنیم، یک رابطه خطی در آن قابل تشخیص است که به نام قانون هابل مشهور است:[۴۸]

v = H۰D

که

  • v: سرعت عقب‌نشینی کهکشان یا هر جسم دیگر
  • D: طول همراه(Comoving) تا جسم مورد نظر
  • H۰: ثابت هابل است که بنا بر اندازه‌گیری‌های دبلیومپ مقداری برابر با ۷۰٫۴ +۱٫۳−۱٫۴ کیلومتر/ثانیه/مگا پارسک دارد.[۴۰]

قانون هابل را به دو گونه ممکن می‌توان توجیه نمود. یا ما در مرکز انفجار کهکشان‌ها هستیم - که با پذیرش اصل کوپرنیکی این توجیه پذیرفتنی نیست - یا اینکه جهان در همه جا به صورت یکنواخت منبسط می‌شود. پیش از اینکه هابل در سال ۱۹۲۹ این مشاهدات و تحلیل را انجام دهد، انبساط جهان توسط فریدمان در سال ۱۹۲۲[۴۷] و لومتر در سال ۱۹۲۷[۵۰] با استفاده از نسبیت عام پیش‌بینی شده بود و کماکان سنگ بنای نظریه مه‌بانگ فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر به‌شمار می‌رود

در این نظریه رابطه v = HD باید همیشه برقرار 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 به 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.[۷۸]

انبساط متریک جهان را می‌توان توسط مشاهدات مستقیم اصل کیهان شناختی و اصل کوپرنیکی نمایش داد که وقتی با قانون هابل در کنار هم قرار بگیرند هیچ توضیح دیگری جز انبساط جهان قابل تصور نیست. انتقال به سرخ‌های نجومی بسیار همگن و همسانگرد هستند[۴۸] و این موضوع تأییدکننده اصل کیهان شناختی است که می‌گوید جهان در تمام جهت‌ها یکسان به نظر می‌رسد. اگر انتقال به سرخ‌ها ناشی از انفجار از یک مرکز انفجار در نقطه‌ای دور از ما بودند، در جهات مختلف یکسان نبودند.

اندازه‌گیری آثار تابش زمینه کیهانی بر سامانه‌های اخترفیزیکی دوردست در سال ۲۰۰۰ اصل کوپرنیکی را اثبات کرد که بیان می‌کند در مقیاس‌های کیهانی، زمین در موقعیتی مرکزی قرار ندارد.[۷۹] تابش مه‌بانگ در زمان گذشته گرم تر بوده‌است و سرد شدن یکنواخت تابش زمینه کیهانی تنها در حالتی قابل توضیح است که جهان انبساط یکنواختی داشته باشد و احتمال اینکه ما در یگانه مرکز انفجار باشیم را از بین می‌برد.

تابش زمینه کیهانی[ویرایش]

9 year WMAP تصویر تابش زمینه کیهانی (۲۰۱۲).[۸۰][۸۱] تابش به اندازه تقریباً یک در ۱۰۰٬۰۰۰ همسانگرد (به انگلیسی: isotropic) است.[۸۲]

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.[۶۴] 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 شده‌است و همچنین منبع قدرتمندی دارد که ما امروزه قادر به دریافت این سیگنال هستیم.

وجود این تابش پیش از کشف آن توسط نظریه مه‌بانگ پیش‌بینی شده بود و ویژگی‌های این تابش به خوبی با آنچه در موردش پیش‌بینی شده بود، همخوانی داشت: تابش در همه جهات با طیف یک جسم سیاه ایدئال همخوانی داشت؛ این طیف بر اثر انبساط جهان دچار انتقال سرخ شده و دمای کنونی آن در حدود ۲٫۷۲۵ درجه کلوین است. 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.

اندازه‌گیری طیف تابش زمینه کیهانی در ماهواره کاوشگر زمینه کیهان(COBE) دقیقترین اندازه‌گیری طیف جسم سیاه در طبیعت است.[۸۳]

در سال ۱۹۸۹ ناسا ماهواره کاوشگر زمینه کیهان(COBE) را به فضا فرستاد. یافته‌های این ماهواره با پیش‌بینی‌ها در مورد تابش زمینه کیهانی همخوانی داشت. این ماهواره دمای پس زمینه این تابش را ۲٫۷۲۶ کلوین اندازه‌گیری نمود (که البته در اندازه‌گیری‌های جدیدتر این مقدار به ۲٫۷۲۵ تغییر یافته‌است) و همچنین برای نخستین بار شواهدی مبنی بر وجود نوسانات (ناهمسان‌گردی) در تابش زمینه کیهانی در مرتبه یک قسمت در ۱۰۵ ارائه داد.[۷۱] جان ماتر و جرج اسموت به عنوان پیشروان این پژوهش، موفق به کسب جایزه نوبل شدند. در خلال سال‌های اخیر آزمایش‌های زمینی و بالنی متعددی، ناهمسان‌گردی‌های تابش زمینه کیهانی را مورد پژوهش قرار داده‌اند. در سال ۲۰۰۰–۲۰۰۱ از آزمایش‌های متعددی که از مهمترینشان می‌توان به آزمایش بومرنگ اشاره نمود، و با اندازه‌گیری اندازه زاویه‌ای ناهمسان‌گردی‌ها، این نتیجه حاصل شد که شکل فضایی جهان تخت است.[۸۴][۸۵][۸۶]

در اوایل سال ۲۰۰۳ نخستین نتایج کاوشگر ناهمسانگردی ریزموجی ویلکینسون منتشر شد و مقادیر دقیقتری برای برخی از پارامترهای کیهانی به‌دست‌آمد. این نتایج باعث رد چندین مورد از مدل‌های خاص تورم کیهانی شد اما به‌طور کلی با نظریه تورم کیهانی سازگار است.[۷۲] ماهواره پلانک نیز در سال ۲۰۰۹ به فضا پرتاب شد و آزمایش‌های زمینی و بالنی دیگری نیز در مورد تابش زمینه کیهانی در جریان است.

فراوانی عناصر نخستین[ویرایش]

با استفاده از نظریه مهبانگ می‌توان میزان تمرکز هلیم-۴، هلیم-۳، دوتریم و لیتیم-۷ در جهان را نسبت به مقدار هیدروژن معمولی به دست آورد.[۸۷] فراوانی نسبی این عناصر به مقدار نسبت فوتونها به باریونها بستگی دارد. این مقدار را می‌توان به صورت جداگانه از جزئیات ساختاری نوسانات تابش زمینه کیهانی محاسبه نمود. مقادیر تقریبی پیش‌بینی‌شده برای فراوانی نسبی عناصر عبارتند از: حدود ۰٫۲۵ برای نسبت 4
He
/H، حدود ۱۰−۳ برای نسبت 2
H
/H، حدود ۱۰−۴ برای 3
He
/H و حدود ۱۰−۹ برای 7
Li
/H.[۸۷]

تمام مقادیر اندازه‌گیری شده، حداقل به‌طور تقریبی با مقادیر پیش‌بینی‌شده از طریق نسبت باریون به فوتون همخوانی دارند. این همخوانی به ویژه در مورد دوتریم با دقت بالایی صادق است. برای نسبت 4
He
مقادیر اندازه‌گیری شده و پیش‌بینی‌شده نزدیک به هم‌اند اما اختلافی نیز وجود دارد و برای نسبت 7
Li
با فاکتور ۲ اختلاف دارد. در دو مورد آخر خطاهای سیستماتیک اندازه‌گیری نیز در اختلاف مشاهده‌شده دخیل‌اند. در هر صورت همخوانی کلی فراوانی‌های نسبی پیش‌بینی‌شده توسط نظریه هسته‌زایی مه‌بانگ و مقادیر اندازه‌گیری‌شده، شاهدی قوی برای درستی نظریه مه‌بانگ به‌شمار می‌رود و این نظریه تنها توضیح ممکن برای فراوانی عناصر سبک است و تقریباً غیرممکن است که بتوان مه‌بانگ را طوری تنظیم نمود که مقداری خیلی بیشتر یا کمتر از ۲۰–۳۰٪ هلیم تولید کند.[۸۸] در واقع به جز مه‌بانگ، هیچ دلیل واضح دیگری وجود ندارد که در جهان جوان نخستین (یعنی پیش از شکل‌گیری ستاره‌ها) مقدار هلیم از دوتریم بیشتر باشد یا میزان دوتریم از 3
He
بیشتر باشد و نسبت‌ها نیز ثابت باشد.[۸۹]:۱۸۲–۱۸۵

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 رنگ‌بندی شده‌اند.

مشاهدات مربوط به شکل و توزیع کهکشانها و اختروشها با پیش‌بینی‌های نظریه مه‌بانگ همخوانی دارند. ترکیبی از مشاهدات و نظریات چنین پیشنهاد می‌کند که نخستین اختروش‌ها و کهکشان‌ها در حدود یک میلیارد سال پس از مه‌بانگ به‌وجود آمده‌اند و از آن موقع تاکنون ساختارهای بزرگتری مانند خوشه‌های کهکشانی و اَبَر خوشه‌ها در حال شکل‌گیری بوده‌اند. جمعیت‌های ستاره‌ای در حال تکامل و پیرتر شدن بوده‌اند به گونه‌ای که کهکشان‌های دورتر (که به دلیل فاصله‌شان به همان شکلی که در اوایل جهان داشتند، دیده می‌شوند) بسیار متفاوت از کهکشان‌های نزدیک به نظر می‌رسند. علاوه بر این، میان کهکشانهایی که به نسبت زمان کمتری از تشکیلشان می‌گذرد، با کهکشانهایی که تقریباً در همان فاصله از ما قرار دارند اما اندکی پس از مه‌بانگ به‌وجود آمده‌اند، تفاوت مشخصی وجود دارد. این‌ها همه شواهدی قوی علیه نظریه حالت پایدار هستند. مشاهدات زایش ستارگان، توزیع کهکشان‌ها و اختروش‌ها و ساختارهای بزرگ‌تر، با نتایج شبیه‌سازی‌های مبتنی بر نظریه مه‌بانگ همخوانی کامل دارند و کمک می‌کنند که جزئیات بیشتری از این نظریه به دست آید.[۹۰][۹۱]

ابرهای گازی نخستین[ویرایش]

صفحه کانونی تلسکوپ BICEP زیر یک میکروسکوپ - ممکن است امواج گرانشی را از زمان طفولیت گیتی ردیابی کرده باشد.[۹۲][۹۳][۹۴][۹۵]

در سال ۲۰۱۱ فضانوردان از طریق بررسی خطوط جذبی طیف اختروش‌های دوردست، چیزی را کشف کردند که به گمان آن‌ها ابرهای دست نخورده‌ای از گازهای نخستین بود. پیش از این تمام اجسام نجومی شناخته‌شده حاوی عناصر سنگین‌تری بودند که در ستارگان به‌وجود آمده‌اند. این دو ابر گازی هیچ عنصری سنگین‌تر از هیدروژن و دوتریم نداشتند.[۹۶][۹۷] از آنجا که ابرهای گازی شامل عنصر سنگینی نیستند، احتمالاً می‌بایست در نخستین دقایق پس از مه‌بانگ و در حین هسته‌زایی مه‌بانگ شکل‌گرفته باشند. ترکیب آن‌ها با ترکیب پیش‌بینی‌شده توسط نظریه هسته‌زایی مه‌بانگ همخوانی داردو این شاهدی مستقیم برای این موضوع ارائه می‌دهد که در دوره‌ای از عمر گیتی، بیشتر ماده معمولی موجود، به شکل ابرهای گازی متشکل از هیدروژن خنثی بوده‌است.[نیازمند منبع]

سایر شواهد[ویرایش]

مقدار تخمین‌زده‌شده برای سن گیتی بر اساس انبساط هابل و تابش زمینه کیهانی، اکنون به خوبی با تخمین‌های دیگری که با استفاده از سن پیرترین ستارگان به دست می‌آیند، همخوانی دارند. چه آن مقادیر تخمینی که از طریق استفاده از نظریه تکامل ستارگان در مورد خوشه‌های ستاره‌ای کروی، به دست می‌آیند، و چه مقادیری که از طریق تاریخ‌نگاری رادیومتریک ستارگان منفرد جمعیت II به دست می‌آیند.[۹۸] این پیش‌بینی که دمای تابش زمینه کیهانی در گذشته بالاتر بوده‌است توسط مشاهدات تجربی خطوط جذب دماهای بسیار پایین در ابرهای گازی در انتقال به سرخ بالا اثبات شده‌است.[۹۹] این پیش‌بینی همچنین بیانگر آن است که دامنه اثر سونیائف زلدوویچ در خوشه‌های کهکشانی مستقیماً به انتقال به سرخ وابسته نیست. شواهد درستی این موضوع را به‌طور تقریبی نشان داده‌اند اما این اثر به ویژگی‌های خوشه بستگی دارد و در طول زمان کیهانی تغییر می‌کند و اندازه‌گیری دقیق را مشکل می‌سازند.[۱۰۰][۱۰۱] در ۱۷ مارس ۲۰۱۴، فضانوردان مرکز اخترفیزیک هاروارد-اسمیتسونین، اعلام نمودند که امواج گرانشی اولیه را ردیابی کرده‌اند، که اگر به تأیید برسد، می‌تواند مدرکی محکم برای تورم کیهانی و مه‌بانگ باشد.[۹۲][۹۳][۹۴][۹۵] هرچند که در ۱۹ ژوئن ۲۰۱۴ گزارش‌هایی مبنی بر کاهش اطمینان نسبت به درستی این کشف منتشر شد[۱۰۲][۱۰۳][۱۰۴] و در ۱۹ سپتامبر ۲۰۱۴ این اطمینان حتی کمتر هم شد.[۱۰۵][۱۰۶]

مسائل و مشکلات مرتبط در فیزیک[ویرایش]

مانند هر نظریه دیگری، پیدایش نظریه مه‌بانگ، منجر به ظهور معماها و مسائل تازه‌ای شد. برای برخی پاسخهایی ارائه شده و تعدادی نیز بدون پاسخ مانده‌اند. برخی پاسخهای پیشنهاد شده برای مسائل مدل مه‌بانگ، خود معماهای جدیدی به‌وجودآورده‌اند؛ مثلاً مسئله افق، مسئله تک قطبی مغناطیسی و مسئله تخت بودن عموماً توسط نظریه تورمی حل می‌شوند؛ اما جزئیات جهان تورمی هنوز حل‌نشده باقی مانده‌اند و بسیاری از جمله برخی بنیانگذاران این نظریه بر این باورند که این نظریه رد شده است.[۱۰۷][۱۰۸][۱۰۹][۱۱۰] در بخشهای زیر تعدادی از جنبه‌های رازآلود نظریه مه‌بانگ لیست شده‌اند که همچنان موضوع پژوهش و بررسی اخترفیزیک‌دانان هستند.

عدم تقارن باریون[ویرایش]

هنوز به خوبی نمی‌دانیم که چرا در جهان میزان ماده از پادماده (ضدماده) بیشتر است.[۱۱۱] تصور کلی بر این است 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 تقریباً به‌طور کامل از ماده ساخته‌شده‌است. اینطور پنداشته می‌شود که فرایندی ناشناخته به نام باریون‌زایی مسئول این عدم تقارن است. برای رخ دادن پدیده باریون‌زایی، باید سه شرط ساخاروف برقرار باشد:

همه این شرایط در مدل استاندارد رخ می‌دهند اما اثر آن‌ها آن‌قدر زیاد نیست که عدم تقارن باریونی کنونی را توجیه کند.

انرژی تاریک[ویرایش]

اندازه‌گیری‌های رابطه انتقال سرخ-قدر ظاهری ابرنواخترهای نوع Ia نشان می‌دهد که انبساط جهان، از زمانی که جهان به نیمی از سن کنونی‌اش رسیده، شتابدار شده‌است. بنا بر نظریه نسبیت عام برای اینکه چنین شتابی امکانپذیر باشد باید بیشتر انرژی جهان از مؤلفه‌ای با فشار منفی بالا تشکیل شده باشد که این مؤلفه را انرژی تاریک نامیده‌اند.[۹] انرژی تاریک اگرچه هنوز در حد گمانه‌زنی است، اما مسائل متعددی را حل می‌کند. اندازه‌گیری‌های تابش زمینه کیهانی نشان می‌دهند که جهان از نظر شکل فضایی تقریباً تخت است و بنابراین طبق نظریه نسبیت عام باید میزان چگالی جرم/انرژی آن تقریباً با مقدار چگالی بحرانی برابر باشد. چگالی جرم جهان را می‌توان از خوشه‌بندی‌های گرانشی آن به دست آورد و اندازه‌گیری‌ها نشان می‌دهد این مقدار تنها ۳۰٪ چگالی بحرانی است.[۹] از آنجا که انرژی تاریک بنا بر نظریات موجود، به شیوه متعارف خوشه‌بندی نمی‌شود، بهترین توضیح برای چگالی انرژی گمشده جهان است. انرژی تاریک همچنین در توضیح دو روش اندازه‌گیری هندسی خمش کلی جهان از طریق بسامد لنزهای گرانشی یا با استفاده از ساختار بزرگ مقیاس جهان به عنوان یک خط‌کش کیهانی، سودمند است.

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 مانده‌است. نتایج منتشر شده توسط تیم دبلیومپ در سال ۲۰۰۸، جهانی را توصیف می‌کنند که شامل ۷۳٪ انرژی تاریک، ۲۳٪ ماده تاریک، ۴٫۶٪ ماده و معمولی و کمتر از ۱٪ نوترینو است.[۴۰] بنا بر نظریات، چگالی انرژی در ماده با انبساط کیهان کاهش می‌یابد اما چگالی انرژی تاریک ثابت است (یا تقریباً ثابت است). بنابراین در گذشته ماده بخش بزرگتری از کل انرژی جهان را در مقایسه با زمان حال تشکیل می‌داد و اما همچنانکه سلطه انرژی تاریک در آینده دور افزایش می‌یابد، سهم ماده در انرژی کل جهان کاهش خواهد یافت.

انرژی تاریک، به عنوان یکی از مؤلفه‌های تشکیل‌دهنده جهان توسط نظریه‌پردازان در چندین نظریه رقیب توضیح داده شده‌است؛ مثلاً توسط ثابت کیهانی اینشتین یا نظریه‌های بیگانه‌تری مانند اثیر یا انواع دیگری از تعریف گرانش.[۱۱۳] مسئله ثابت کیهانی که گاهی از آن به شرم‌آورترین مسئله در فیزیک یاد می‌شود، حاصل اختلاف میان چگالی انرژی اندازه‌گیری‌شده انرژی تاریک با مقدار پیش‌بینی شده آن توسط یکاهای پلانک است.[۱۱۴]

ماده تاریک[ویرایش]

نمودار دایره‌ای نشان دهنده ترکیب نسبی مولفه‌های مختلف چگالی-انرژی جهان، با استفاده از مدل لامبدا-سی‌دی‌ام. تقریباً ۹۵٪ از فرمهای عجیب ماده تاریک (۲۳٪) و انرژی تاریک (۷۳٪) همچنین کمتر از ۴٪ هلیم و هیدروژن و کمتر از ۱٪ شامل ۰٫۳٪ نیتروژن، ۰٫۵٪ ستاره و ۰٫۰۳ اجسام سنگین تشکیل شده‌است.

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. به علاوه، این تصور که گیتی بیشتر از ماده معمولی تشکیل شده باشد، منجر به پیش‌بینی‌هایی می‌شد که به شدت با مشاهدات تجربی در تناقض بودند. به عنوان نمونه در جهان امروز میزان دوتریم بسیار کمتری از آن است که بدون وجود ماده تاریک قابل توجیه باشد. اگرچه وجود ماده تاریک همواره محل بحث و اختلاف نظر بوده‌است، اما مشاهدات مختلفی دلالت بر وجود آن دارند: ناهمسانگردیها در تابش زمینه کیهانی، پراکندگی سرعت گروه‌ها و خوشه‌های کهکشانی، توزیع ساختار بزرگ مقیاس، مطالعات در زمینه همگرایی گرانشی و اندازه‌گیری‌های پرتو ایکس خوشه‌های کهکشانی.[۱۱۵]

تنها گواه غیر مستقیم برای وجود ماده تاریک، تأثیر گرانشی آن بر ماده معمولی است و تاکنون ماده تاریکی در آزمایشگاه‌ها مشاهده‌نشده‌است. در فیزیک ذرات، نامزدهای متعددی برای ماده تاریک پیشنهاد شده‌است و پروژه‌های متعددی برای ردیابی مستقیم آن در حال انجام‌اند.[۱۱۶]

علاوه بر این، مسائل حل‌نشده‌ای در مورد مدل پذیرفته‌شده ماده تاریک سرد نیز وجود دارند که از جمله آن‌ها می‌توان به مسئله کهکشان کوتوله[۱۱۷] و یا مسئله هاله تیزه‌ای اشاره نمود.[۱۱۸] نظریه‌های جایگزینی نیز پیشنهاد شده‌اند که نیازی به میزان انبوهی از ماده کشف‌نشده ندارند، بلکه در عوض آن‌ها قوانین گرانش نیوتن و اینشتین را تغییر می‌دهند، اما هیچ‌یک از این نظریه‌ها به اندازه مدل ماده تاریک سرد در توضیح مشاهدات کنونی موفق نبوده‌اند.[۱۱۹]

مسئله افق[ویرایش]

این مسئله برآمده از این اصل پذیرفته‌شده‌است که در جهان اطلاعات نمی‌تواند باسرعتی بیشتر از سرعت نور منتقل شود. در جهانی با سن متناهی، این اصل حد بیشینه‌ای برای میزان فاصله ممکن میان دو ناحیه از جهان که با یکدیگر رابطه سببی دارند، ایجاد می‌کند(افق ذره).[۱۲۰] همسانگردی و یکنواختی دمای تابش زمینه کیهانی در سراسر جهان سبب برانگیخته‌شدن پرسشهایی در ارتباط با این اصل می‌شود: اگر جهان تا دوران آخرین پخش همواره از تابش یا ماده تشکیل شده‌باشد، افق ذره در آن زمان می‌بایست متناظر با ۲ درجه در آسمان باشد و برای اینکه نواحی گسترده‌تر از این بتوانند با هم تبادل اطلاعات کنند و هم‌دما شوند، هیچ مکانیزمی وجود نداشته‌است[۸۹]:۱۹۱–۲۰۲ و نمی‌توان توضیح داد که چرا تابش زمینه کیهانی در سراسر جهان دمای یکنواختی دارد.

نظریه تورم کیهانی پاسخی برای این تناقض ظاهری پیشنهاد می‌کند؛ بنابراین نظریه در نخستین لحظات پس از مه‌بانگ (پیش از باریون‌زایی)، سراسر جهان را یک میدان انرژی همسانگرد نرده‌ای (اسکالر) و همگن فراگرفته‌است و باعث تورم ناگهانی جهان شده‌است. در حین دوره تورمی، جهان دچار انبساطی نمایی شده‌است که طی آن افق ذره با سرعتی بسیار بیشتر از آنچه پیشتر تصور می‌شد، گسترش یافته‌است. بدین ترتیب حتی نواحی که در در دو انتهای مخالف جهان قابل مشاهده قرار دارند نیز در افق ذره یکدیگر قرار می‌گیرند. همسانگردی مشاهده شده در تابش زمینه کیهانی نیز برآمده از این واقعیت است که نقاط این ناحیه بزرگتر پیش از شروع تورم کیهانی در ارتباط سببی با یکدیگر بوده‌اند.[۳۰]:۱۸۰–۱۸۶

اصل عدم قطعیت هایزنبرگ پیش‌بینی می‌کند که در حین دوره تورمی نوسانات گرمایی کوانتومی وجود داشته‌است که با تورم گیتی با همین مقیاس بزرگ شده‌اند. این نوسانات بذر تمام ساختارهای کنونی مشاهده‌شده در جهان هستند.[۸۹]:۲۰۷ نظریه تورمی پیش‌بینی می‌کند که نوسانات نخستین تقریباً مستقل از مقیاس و گاوسی بوده‌اند که این پیش‌بینی توسط اندازه‌گیری‌های تابش زمینه کیهانی با دقت تأیید شده‌است.[۱۲۱]:sec 6

اگر تورم کیهانی اتفاق افتاده باشد، انبساط نمایی نواحی بزرگ فضا را بسیار دورتر از افق قابل مشاهده ما رانده‌است.

یک مسئله مرتبط با این مسئله کلاسیک افق، ناشی از این واقعیت است که در مدل‌های تورمی کنونی، تورم کیهانی پیش از وقوع تقارن‌شکنی الکتروضعیف متوقف می‌شود؛ بنابراین تورم کیهانی نمی‌توانسته مانع از گسستگی در خلأ الکتروضعیف در مقیاس بزرگ، شده‌باشد، زیرا نواحی بسیار دور از هم در جهان قابل مشاهده وقتی دوره الکتروضعیف به پایان رسید، نمی‌توانسته‌اند با هم رابطه علت و معلولی داشته باشند.[۱۲۲]

مسئله تک قطبی مغناطیسی[ویرایش]

مسئله تک قطبی مغناطیسی در اواخر دهه ۱۹۷۰ مطرح شد. نظریه وحدت بزرگ نقایص توپولوژیکی را در فضا پیش‌بینی می‌کند که می‌تواند در شکل تک قطبی مغناطیسی تجلی یابد. این اجسام می‌توانستند به سادگی در جهان داغ اولیه به‌وجود آیند و باعث شوند چگالی بسیار بیشتر از مقدار اندازه‌گیری‌شده باشد اما تاکنون جستجوها برای تک قطبی مغناطیسی بی‌نتیجه مانده‌است. این مسئله نیز با استفاده از نظریه تورم کیهانی این‌گونه پاسخ داده شده‌است که تورم کیهانی همانگونه که شکل جهان را تخت کرد همه نقایص نقطه‌ای جهان قابل مشاهده را نیز برطرف نمود.[۱۲۳]

مسئله تخت بودن جهان[ویرایش]

شکل هندسی کلی جهان بسته به اینکه پارامتر امگای کیهان‌شناسی 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) با متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر مرتبط است.[۱۲۰] خمش فضایی جهان بسته به مقدار چگالی انرژی کل آن ممکن است منفی، مثبت یا صفر باشد. اگر چگالی انرژی آن کمتر از چگالی بحرانی باشد خمش منفی، اگر بزرگتر باشد خمش مثبت و اگر برابر با چگالی بحرانی باشد خمش صفر و فضا تخت خواهد بود. مشکل اینجاست که با وجود اینکه هر اختلاف اندک با مقدار چگالی بحرانی در طول زمان افزایش می‌یابد، شکل جهان همچنان بسیار نزدیک به تخت است.[notes ۲] با توجه به اینکه یک مقیاس زمانی طبیعی برای تغییر در شکل تخت، می‌تواند زمان پلانک، ۱۰−۴۳ باشد،[۴] این واقعیت که جهان پس از میلیاردها سال نه دچار مرگ گرمایی و نه مه‌رمب شده‌است، به توضیح نیاز دارد؛ مثلاً حتی در زمانی که سن جهان چند دقیقه بود، اختلاف چگالی جهان با چگالی بحرانی می‌بایست به اندازه یک در ۱۰۱۴ باشد و در غیر اینصورت جهان به صورتی که امروز دیده می‌شود، وجود نداشت.[۱۲۴]

سرانجام جهان[ویرایش]

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 شده‌است برسد. به این فرایند مه‌رمب (به انگلیسی: Big Crunch) می‌گویند.[۱۲۵] 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 کاملاً 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 سیاهچاله‌های بزرگتر و بزرگتری پدید می‌آید و دمای متوسط جهان به سمت صفر مطلق میل خواهد کرد - انجماد بزرگ.[۱۲۶] علاوه بر این اگر پروتون ناپایدار باشد 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.[۱۲۷]:sec VI.D مشاهدات جدید مبنی بر شتابدار بودن انبساط جهان، ایجاب می‌کند که بخش‌های بیشتر و بیشتری از جهانی که هم‌اکنون 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 کیهان‌شناسی در نظر می‌گیرد. این نظریه پیشنهاد می‌کند که تنها سامانه‌های گرانشی مانند کهکشان‌ها منسجم می‌مانند و در نهایت آن‌ها نیز بر اثر انبساط و سرد شدن جهان دچار مرگ گرمایی می‌شوند. سایر نظریات مطرح شده برای انرژی تاریک، مانند نظریه انرژی‌های فانتومی پیش‌بینی می‌کنند که در نهایت خوشه‌های کهکشانی، سیاره‌ها، هسته و خود ماده بر اثر انبساط روزافزون، به سرنوشت مه‌گسست دچار می‌شوند و از هم گسیخته می‌شوند.[۱۲۸]

برداشت‌های نادرست[ویرایش]

یکی از برداشت‌های نادرست متداول در مورد نظریه مه‌بانگ این است که این مدل کاملاً پیدایش جهان را توضیح می‌دهد، در حالیکه مه‌بانگ علت پیدایش انرژی، زمان و فضا را توصیف نمی‌کند؛ بلکه این نظریه توصیف می‌کند که چگونه جهان از وضعیت چگال و داغ اولیه به شکل کنونی آن رسید.[۱۲۹] این گمراه‌کننده است که مه‌بانگ را با مقایسه اندازه آن با اشیا روزمره تصور کرد. وقتی اندازه جهان در مه‌بانگ را توصیف می‌کنیم، منظور فقط جهان قابل مشاهده و نه همه جهان است.[۱۳۰]

قانون هابل پیش‌بینی می‌کند که کهکشانهایی که دورتر از فاصله هابل هستند، با سرعتی بیشتر از سرعت نور دور می‌شوند اما نسبیت خاص را نمی‌توان در مورد چیزی فراتر ا حرکت در فضا به کار برد. قانون هابل سرعتی را توصیف می کند که ناشی از انبساط فضاست و نه حرکت در فضا.[۱۳۰]

اخترشناسان اغلب از پدیده انتقال به سرخ به عنوان یک انتقال دوپلری یاد می‌کنند که ممکن است موجب سو برداشت شود.[۱۳۰] اگرچه ین دو به هم شبیه اند اما انتقال به سرخ کیهانی با انتقال به سرخ دوپلری کلاسیک یکسان نیستند. زیرا بیشتر نتایج انتقال به سرخ دوپلری انبساط فضا را در نظر نمی‌گیرند. نتیجه‌گیریهای دقیق انتقال به سرخ کیهانی نیاز به استفاده از نظریه نسبیت عام دارد. [۱۳۰]

کیهان‌شناسی پیشا-مه‌بانگ[ویرایش]

این نگاره، نمایشی هنری از انبساط متریک فضاست که در آن فضا (که شامل قسمت‌های فرضی غیرقابل مشاهده جهان هم هست) را در هر لحظه از زمان را می‌توان با برشی قرصی از نمودار نمایش داد. توجه کنید که در سمت چپ شکل می‌توانید انبساط دراماتیک فضا در دوره تورمی را ببینید

مه‌بانگ چگونگی تکامل جهان از یک چگالی و دمای اولیه که بسیار فراتر از آن توانایی انسان برای بازسازی آن شرایط هستند را توضیح می‌دهد. بنابراین برون یابی به نقاط اکستریم و زمانهای اولیه بیشتر بر پایه گمان است. اومتر نام این حالت اولیه را اتم نخستین گذاشت. اینکه چگونه این حالت اولیه جهان بوجود آمد، هنوز یک پرسش باز است اما مدل مه‌بانگ برخی ویژگی‌های آن را محدود می‌کند. مثلاً برخی قوانین طبیعی به احتمال زیاد به شکل تصادفی بوجود آمدند اما طبق مدل‌های تورمی برخی از ترکیب‌های این قوانین از احتمال بالاتری برخوردار هستند. یک جهان تخت بیانگر تعادل میان انرژی پتانسیل گرانشی و سایر اشکال انرژی بدون نیاز به تولید انرژی اضافی است.

اگرچه نظریه مه‌بانگ نظریه‌ای پذیرفته‌شده در دانش کیهان‌شناسی فیزیکی امروزی است، اما تغییر آن در آینده دور از ذهن نیست. نظریه مه‌بانگ برپایه معادلات کلاسیک نسبیت عام، وجود یک نقطه تکینگی گرانشی را در مبدأ زمان پیش‌بینی می‌کند، این نقطه با چگالی بی‌نهایت از نظر فیزیکی امکانپذیر نیست. البته می‌دانیم که این معادلات تا پیش از فرارسیدن دوره پلانک و سرد شدن جهان تا دمای پلانک، قابل استفاده نیستند و اصلاح این ضعف نیازمند فرمولبندی مناسبی از یک نظریه گرانش کوانتومی است.[۱۳۱] برخی فرمول‌بندی‌های گرانش کوانتومی مانند معادله ویلر–دویت دلالت بر این دارند که خود زمان نیز ممکن است یک ویژگی ظهوری باشد.[۱۳۲] و بدین ترتیب می‌توان نتیجه گرفت که زمان پیش از مه‌بانگ وجود نداشته است.[۱۳۳][۱۳۴]

اینکه چه چیزی ممکن است سبب به‌وجودآمدن این نقطه تکینگی شده یا اینکه چگونه و چرا آغاز شده، هنوز نادانسته مانده‌است. اگرچه در شاخه کیهان‌زایی، گمانه‌زنی‌های متعددی در این زمینه صورت گرفته‌است.

برخی از این گمانه‌زنی‌ها که البته همگی شامل فرضیه‌های آزموده‌نشده‌اند، عبارتند از:

  • مدلهایی که شامل شرط بدون مرز هارتل-هاوکینگ هستند که در آن کل فضازمان متناهی است. مه‌بانگ نمایانگر سرحد زمان است اما بدون تکینگی.[۱۳۵]
  • مدل مه‌بانگ شبکه‌ای بیان می‌کند که جهان در لحظه مه‌بانگ، شبکه‌ای نامتناهی از فرمیونها بوده‌است که سراسر دامنه بنیادی را فراگرفته بوده و به آن تقارن چرخشی، انتقالی و پیمانه‌ای می‌بخشیده‌است. این تقارن بالاترین سطح تقارن ممکن است و در نتیجه پایین‌ترین میزان انتروپی ممکن را دارد.[۱۳۶]
  • مدل‌های کیهان‌شناسی غشایی که در آن‌ها تورم کیهانی ناشی از جابجایی غشاها در نظریه ریسمان است؛ مدل پیش-مه‌بانگ؛ مدل اکپیروتیک که در آن مه‌بانگ ناشی از برخورد غشاهاست؛ و مدل چرخه‌ای که تغییریافته مدل اکپیروتیک است که در آن برخوردها به شکل تناوبی تکرار می‌شوند. درمدل آخری پیش از مه‌بانگ یک مه‌رمب روی می‌دهد و جهان به شکل متناوب و نامتناهی دچار این دو فرایند می‌شود.[۱۳۷][۱۳۸][۱۳۹][۱۴۰]
  • تورم ابدی که در آن تورم کیهانی به صورت محلی در نقاط مختلف (به شکل تصادفی) پایان می‌یابد؛ و هر نقطه پایانی به یک جهان حبابی تبدیل می‌شود که بر اثر مه‌بانگ خود منبسط می‌شود.[۱۴۱][۱۴۲]

پیشنهادهایی که در دو دسته آخر قرار می‌گیرند مه‌بانگ را یا به صورت رویدادی در یک جهان بزرگتر و کهن‌تر ویا در یک چندجهانی می‌بینند.

برداشت‌های دینی و فلسفی[ویرایش]

مه‌بانگ به عنوان نظریه توصیف‌گر مبدأ جهان، جهت‌گیری‌های مذهبی و فلسفی بسیاری برانگیخته است.[۱۴۳][۱۴۴] و در نتیجه این نظریه به یکی از داغ‌ترین موضوعات در مباحثه میان دین و دانش بدل شده‌است.[۱۴۵] برخی بر این باورند که نظریه مه‌بانگ نشانگر وجود خداست[۱۴۶][۱۴۷] و برخی نیز نشانه‌های آن را در کتب مقدس خود پیدا کرده‌اند،[۱۴۸] در حالیکه برخی دیگر عقیده دارند که با نظریه مه‌بانگ وجود مفهوم یک پدیدآورنده غیرضروری است.[۱۴۴][۱۴۹]

مه‌بانگ به خودی خود یک نظریه فیزیکی است و تأیید درستی و نادرستی آن از طریق مشاهدات تجربی امکانپذیر است، اما از آنجا که در مورد مبدأ واقعیت حرف می‌زند، نتیجه‌گیری‌های خداشناسانه‌ای در ارتباط با مفهوم پیدایش از هیچ به دنبال دارد.[۱۵۰][۱۵۱][۱۵۲] علاوه بر این بسیاری از خداشناسان و فیزیکدانان، نظریه مه‌بانگ را نشانه‌ای از وجود خدا می‌دانند.[۱۵۳][۱۵۴] یکی از بحث‌های پرطرفدار در مورد وجود خدا به نام «کیهان‌شناسی کلام» بر پایه نظریه مه‌بانگ استوار است.[۱۵۵][۱۵۶] در دهه‌های ۱۹۲۰ و ۱۹۳۰ تقریباً همه کیهان‌شناسان نامدار، مدل جهان پایدار را ترجیح می‌دادند و حتی بسیاری اعتراض داشتند که مفهوم آغاز زمان در نظریه مه‌بانگ، مفاهیم مذهبی را وارد فیزیک نموده‌است و با آن مخالفت می‌کردند[۱۵۷] و این نتیجه‌گیری که جهان سرآغازی داشته‌است را رد می‌کردند.[۱۴۵][۱۵۸]

بسیاری از مفسرین مسلمان ادعا نموده‌اند که در قرآن از مه‌بانگ یاد شده‌است.[۱۵۹][۱۶۰] به عنوان نمونه به آیه سی از سوره انبیاء اشاره شده‌است که ترجمه آن چنین است: «آیا کافران ندانسته‌اند که آسمان‌ها و زمین به‌هم بسته و پیوسته بودند و ما آن دو را شکافته و از هم بازکردیم و هر چیز زنده‌ای را از آب آفریدیم؟ پس آیا ایمان نمی‌آورند؟»[۱۶۱][۱۶۲][۱۶۳] همچنین در آیه ۱۱ سوره فصلت، با اشاره به مراحل ابتدایی خلقت که بصورت دودی بوده‌است، در تعامل مستقیم با نظریه ابرهای گازی نخستین است.[۱۶۴]

پاپ پیوس دوازدهم در نشست افتتاحیه آکادمی علوم پونتیفیکال در ۲۲ نوامبر ۱۹۵۱ اعلام کرد که نظریه مه‌بانگ با مفهوم خلفت در آیین کاتولیک در تناقض نیست[۱۶۵][۱۶۶] اما پیروان باور آفرینش‌گرایی زمین جوان که تفسیر لغوی کتاب خلقت را قبول دارند، این نظریه را رد می‌کنند.

در میان پوراناهای هندو، جهان ابدی و بدون نقطه شروع زمان و به صورت چرخه‌ای توصیف شده‌است تا اینکه بر اثر مه‌بانگ به وجود آمده باشد.[۱۶۷][۱۶۸] اما دانشنامه هندوئیسم بیان می‌کند که نظریه مهبانگ به بشریت یادآوری می‌کند که همه چیز از برهمن سرچشمه گرفته‌است که از یک اتم سبک‌تر و از بزرگترین‌ها بزرگتر است.[۱۶۹] ناسادیا سوکتا (سرود آفرینش) در ریگ‌ودا (۱۲۹:۱۰) عنوان می‌کند که جهان از یک نقطه (بیندو) توسط گرما ایجاد شده‌است.[۱۷۰][۱۷۱]

جستارهای وابسته[ویرایش]

منابع[ویرایش]

  1. Horizons of Cosmology [افق کیهان‌شناسی]. Templeton Press. 2009. p. 208. |first1= missing |last1= in Authors list (help)
  2. Big Bang: The Origin of the Universe [مه‌بانگ، سرآغاز گیتی]. Harper Perennial. 2005. p. 560. |first1= missing |last1= in Authors list (help)
  3. Wollack, E. J. (10 December 2010). "Cosmology: The Study of the Universe" [کیهان‌شناسی: مطالعه گیتی]. Universe 101: Big Bang Theory. NASA. Archived from the original on 14 May 2011. Retrieved 27 April 2011. بخش دوم در مورد آزمون‌های نظریه مه‌بانگ است که باعث می‌شود پذیرش آن به عنوان توصیف احتمالی گیتی شدنی به نظر برسد.
  4. ۴٫۰ ۴٫۱ ۴٫۲ ۴٫۳ ۴٫۴ "First Second of the Big Bang". How the Universe Works#Season 3. Discovery Science.
  5. [[[دانشنامه بریتانیکا|Encyclopedia Britannica]] "Big-bang model"] Check |پیوند= value (help) [مدل مه بانگ]. Retrieved 11 February 2015. More than one of |نشانی= and |پیوند= specified (help)
  6. Wright, E. L. (9 May 2009). "What is the evidence for the Big Bang?". Frequently Asked Questions in Cosmology. UCLA, Division of Astronomy and Astrophysics. Retrieved 16 October 2009.
  7. Gravity, Black Holes, and the Very Early Universe.
  8. «Planck reveals an almost perfect universe» [ماهواره پلانک از جهانی تقریباً کامل پرده برمی‌دارد]. Planck. ESA. ۲۰۱۳-۰۳-۲۱. دریافت‌شده در ۲۰۱۳-۰۳-۲۱.
  9. ۹٫۰ ۹٫۱ ۹٫۲ ۹٫۳ ۹٫۴ "The cosmological constant and dark energy". Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606. 2003. arXiv:astro-ph/0207347. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. |first1= missing |last1= in Authors list (help) خطای یادکرد: برچسب <ref> نامعتبر؛ نام «peebles» چندین بار با محتوای متفاوت تعریف شده‌است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  10. Bruce, Patridge R. (1995). 3K: The Cosmic Microwave Background Radiation. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-35808-8.
  11. Gibson، C. H. (۲۰۰۱). «The First Turbulent Mixing and Combustion» (PDF). IUTAM Turbulent Mixing and Combustion.
  12. A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue arXiv:astro-ph/0110012.
  13. A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue arXiv:astro-ph/0501416.
  14. https://www.cfa.harvard.edu/seuforum/questions/
  15. "Frequently Asked Questions in Cosmology: What is the evidence for the Big Bang". Ned Wright's Cosmology Tutorial. Los Angeles: Division of Astronomy & Astrophysics. Retrieved 16 Jun 2021.
  16. Light After Dark I : Structures of the Sky.
  17. 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: ۳۴۳: ۴۵۹. Bibcode:1999A&A...343..439I.
  18. Goodman, J. (1995). "Geocentrism Reexamined". Physical Review D. 52 (4): 1821. arXiv:astro-ph/9506068. Bibcode:1995PhRvD..52.1821G. doi:10.1103/PhysRevD.52.1821.
  19. d'Inverno, R (1992). Chapter 23. Introducing Einstein's Relativity. Oxford University Press. ISBN 0-19-859686-3.
  20. Kolb and Turner (1988), chapter 3
  21. Enqvist, K.; Sirkka, J (September 1993). "Chemical equilibrium in QCD gas in the early universe". Physical Letters. B (314): 298–302. Bibcode:1993PhLB..314..298E. doi:10.1016/0370-2693(93)91239-J. |access-date= requires |url= (help)
  22. Hawking, S.W (1973). The Large-Scale Structure of Space-Time. Cambridge University Press. ISBN 0-521-20016-4.
  23. Roos, M (2008). Astronomy and Astrophysics. EOLSS publishers.
  24. Drees, W.B (1990). Beyond the big bang: quantum cosmologies and God. Open Court Publishing. p. ۲۲۳–۲۲۴. ISBN 978-0-8126-9118-4.
  25. Planck Collaboration (اکتبر ۲۰۱۶). «Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters». Astronomy & Astrophysics (۵۹۴): Article A۱۳. arXiv:1502.01589. doi:10.1051/0004-6361/201525830. بیبکد:2016A&A...594A..13P. از پارامتر ناشناخته |s2cid= صرف‌نظر شد (کمک) (جدول شماره ۴ را ببینید, Age/Gyr, ستون آخر.)
  26. Musser، George (۲۲ سپتامبر ۲۰۰۳). «Why didn't all this matter immediately collapse into a black hole?». Scientific American. دریافت‌شده در ۲۲ مارس ۲۰۲۰.
  27. ۲۷٫۰ ۲۷٫۱ Semenoff، G.W., ویراستار (۱۹۸۸). The early universe. Reidel. OCLC 905464231. شابک ۹۰-۲۷۷-۲۶۱۹-۱. از پارامتر ناشناخته |نام خانوادگی ویراستار 1= صرف‌نظر شد (کمک); از پارامتر ناشناخته |نام ویراستار 1= صرف‌نظر شد (کمک); مقدار |نام خانوادگی1= در Editors list موجود نیست (کمک)
  28. Hawley، John F.؛ Holcomb، Katherine A. (ژوئیه ۷, ۲۰۰۵). Foundations of Modern Cosmology. OUP Oxford. ص. ۳۵۵. شابک ۹۷۸۰۱۹۸۵۳۰۹۶۱.
  29. «Brief History of the Universe». www.astro.ucla.edu. دریافت‌شده در ۲۰۲۰-۰۴-۲۸.
  30. ۳۰٫۰ ۳۰٫۱ Guth, A.H (1998). The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Vintage Books. ISBN 978-0-09-995950-2.
  31. ۳۱٫۰ ۳۱٫۱ «Big Bang models back to Planck time». hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. دریافت‌شده در ۲۰۲۰-۰۴-۲۸.
  32. Schewe, P (2005). "An Ocean of Quarks". Physics News Update. American Institute of Physics. ۷۲۸ (1=).
  33. Høg، Erik (۲۰۱۴). «Astrosociology: Interviews about an infinite universe». Asian Journal of Physics. arXiv:1408.4795. بیبکد:2014arXiv1408.4795H.
  34. Kolb and Turner (1988), chapter 6
  35. Kolb & Turner 1988, chpt. 7
  36. Weenink، Jan (فوریه ۲۶, ۲۰۰۹). «Baryogenesis» (PDF). Tomislav Prokopec.
  37. Kolb and Turner (1988), chapter 4
  38. Peacock (1999), chapter 9
  39. Spergel, D. N.; et al. (2003). "First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters". Astrophysical Journal Supplement. 148 (1): 175–194. arXiv:astro-ph/0302209. Bibcode:2003ApJS..148..175S. doi:10.1086/377226. |first2= missing |last2= in Authors list (help)
  40. ۴۰٫۰ ۴۰٫۱ ۴۰٫۲ Jarosik, N. "Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results" (PDF). NASA.
  41. «'Big bang' astronomer dies». BBC News. ۲۲ اوت ۲۰۰۱. بایگانی‌شده از روی نسخه اصلی در ۸ دسامبر ۲۰۰۸. دریافت‌شده در ۷ دسامبر ۲۰۰۸.
  42. Croswell، K. (۱۹۹۵). «Chapter ۹». The Alchemy of the Heavens. Random House.
  43. Mitton، S. (۲۰۰۵). Fred Hoyle: A Life in Science. Aurum Press. ص. ۱۲۷.
  44. Moskowitz، Clara (سپتامبر ۲۵, ۲۰۱۲). «Hubble Telescope Reveals Farthest View Into Universe Ever». Space.com. دریافت‌شده در سپتامبر ۲۶, ۲۰۱۲.
  45. Slipher, V.M (1913). "The Radial Velocity of the Andromeda Nebula". Lowell Observatory Bulletin. ۱: ۵۶–۵۷. Bibcode:1913LowOB...2...56S.
  46. Slipher, V.M (1915). "Spectrographic Observations of Nebulae". Popular Astronomy. ۲۳: ۲۱–۲۴. Bibcode:1915PA.....23Q..21S.
  47. ۴۷٫۰ ۴۷٫۱ Friedman، A.A. (۱۹۲۲). «Über die Krümmung des Raumes». Deutsche Physikalische Gesellschaft. ۱۰ (۱): ۳۷۷–۳۸۶. doi:10.1007/BF01332580. بیبکد:1922ZPhy...10..377F. (آلمانی)
    (ترجمه انگلیسی: Friedman, A. (1999). "On the Curvature of Space" [در باب خمش فضا]. General Relativity and Gravitation. ۳۱ (۱۲): ۱۹۹۱–۲۰۰۰. Bibcode:1999GReGr..31.1991F. doi:10.1023/A:1026751225741.)
  48. ۴۸٫۰ ۴۸٫۱ ۴۸٫۲ Hubble، Edwin (۱۵ مارس ۱۹۲۹). «A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae». Proceedings of the National Academy of Sciences. ۱۵ (۳): ۱۶۸–۱۷۳. doi:10.1073/pnas.15.3.168. PMC 522427. PMID 16577160. بیبکد:1929PNAS...15..168H. دریافت‌شده در ۲۸ نوامبر ۲۰۱۹. از پارامتر ناشناخته |url-status= صرف‌نظر شد (کمک); از پارامتر ناشناخته |archive-پیوند= صرف‌نظر شد (کمک)
  49. Christianson 1995
  50. ۵۰٫۰ ۵۰٫۱ Lemaître، G. (۱۹۲۷). «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. ۴۷A: ۴۱. (فرانسوی)
    (ترجمه انگلیسی: 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. ۹۱: ۴۸۳–۴۹۰. Bibcode:1931MNRAS..91..483L.)
  51. Lemaître, G. (1931). "The Evolution of the Universe: Discussion". Nature. ۱۲۸ (۳۲۳۴): ۶۹۹–۷۰۱. Bibcode:1931Natur.128..704L. doi:10.1038/128704a0.
  52. Kragh، H. (۱۹۹۶). Cosmology and Controversy. Princeton (NJ): Princeton University Press. شابک ۰-۶۹۱-۰۲۶۲۳-۸.
  53. "People and Discoveries: Big Bang Theory". A Science Odyssey. PBS. Retrieved 9 March 2012.
  54. Eddington, A. (1931). "The End of the World: from the Standpoint of Mathematical Physics". Nature. ۱۲۷ (۳۲۰۳): ۴۴۷–۴۵۳. Bibcode:1931Natur.127..447E. doi:10.1038/127447a0.
  55. 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. ۵ (۱): ۱۹–۴۴. ISSN 2233-3002.
  56. Lemaître، G. (۱۹۳۱). «The Beginning of the World from the Point of View of Quantum Theory». Nature. ۱۲۷ (۳۲۱۰): ۷۰۶. doi:10.1038/127706b0. بیبکد:1931Natur.127..706L.
  57. Milne, E.A. (1935). Relativity, Gravitation and World Structure. Oxford University Press. LCCN 3519093 Check |lccn= value (help).
  58. Tolman، R.C. (۱۹۳۴). Relativity, Thermodynamics, and Cosmology. Oxford University Press. LCCN ۳۴۳۲۰۲۳ مقدار |lccn= را بررسی کنید (کمک). شابک ۰-۴۸۶-۶۵۳۸۳-۸.
  59. Zwicky, F. (1929). "On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space". Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America. ۱۵ (۱۰): ۷۷۳–۷۷۹. Bibcode:1929PNAS...15..773Z. doi:10.1073/pnas.15.10.773. PMC 522555. PMID 16577237.
  60. Hoyle, F. (1948). "A New Model for the Expanding Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ۱۰۸: ۳۷۲. Bibcode:1948MNRAS.108..372H.
  61. Alpher, R.A.; Bethe, H.; Gamow, G. (1948). "The Origin of Chemical Elements". Physical Review. ۷۳ (۷): ۸۰۳. Bibcode:1948PhRv...73..803A. doi:10.1103/PhysRev.73.803.
  62. Alpher, R.A.; Herman, R. (1948). "Evolution of the Universe". Nature. ۱۶۲ (۴۱۲۴): ۷۷۴. Bibcode:1948Natur.162..774A. doi:10.1038/162774b0.
  63. Singh, S. (21 April 2007). "Big Bang". SimonSingh.net. Archived from the original on 30 June 2007. Retrieved 28 May 2007.
  64. ۶۴٫۰ ۶۴٫۱ Penzias, A.A.; Wilson, R.W. (1965). "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s". Astrophysical Journal. ۱۴۲: ۴۱۹. Bibcode:1965ApJ...142..419P. doi:10.1086/148307.
  65. Hawking، Stephen W.؛ Ellis، George F. R. (آوریل ۱۹۶۸). «The Cosmic Black-Body Radiation and the Existence of Singularities in our Universe». The Astrophysical Journal (۱۵۲): ۲۵. doi:10.1086/149520. بیبکد:1968ApJ...152...25H. از پارامتر ناشناخته |پیوند نویسنده 2= صرف‌نظر شد (کمک)
  66. Hawking، Stephen W.؛ Penrose، Roger (۲۷ ژانویه ۱۹۷۰). «The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology». Proceedings of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. ۳۱۴ (۱۵۱۹): ۵۲۹–۵۴۸. doi:10.1098/rspa.1970.0021. بیبکد:1970RSPSA.314..529H. از پارامتر ناشناخته |پیوند نویسنده 1= صرف‌نظر شد (کمک)
  67. Guth، Alan (۱۵ ژانویه ۱۹۸۱). «Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems». Physical Review D. ۲۳ (۲): ۳۴۷–۳۵۶. doi:10.1103/PhysRevD.23.347. بیبکد:1981PhRvD..23..347G.
  68. Huchra، John P. (۲۰۰۸). «The Hubble Constant». Science. ۲۵۶ (۵۰۵۵): ۳۲۱–۵. doi:10.1126/science.256.5055.321. PMID 17743107. بایگانی‌شده از اصلی در ۳۰ سپتامبر ۲۰۱۹. دریافت‌شده در ۵ دسامبر ۲۰۱۹. از پارامتر ناشناخته |s2cid= صرف‌نظر شد (کمک)
  69. Livio 2000, p. 160
  70. Navabi، Ali Akbar؛ Riazi، Nematollah (مارس ۲۰۰۳). «Is the Age Problem Resolved?». Journal of Astrophysics and Astronomy. ۲۴ (۱–۲): ۳–۱۰. doi:10.1007/BF03012187. بیبکد:2003JApA...24....3N. از پارامتر ناشناخته |s2cid= صرف‌نظر شد (کمک)
  71. ۷۱٫۰ ۷۱٫۱ Boggess, N.W.; et al. (1992). "The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch". The Astrophysical Journal. ۳۹۷: ۴۲۰. Bibcode:1992ApJ...397..420B. doi:10.1086/171797. Unknown parameter |نام 8= ignored (help)
  72. ۷۲٫۰ ۷۲٫۱ Spergel, D.N.; et al. (2006). "Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology". Astrophysical Journal Supplement. ۱۷۰ (۲): ۳۷۷. arXiv:astro-ph/0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. doi:10.1086/513700.
  73. Krauss، L. (۲۰۱۲). A Universe From Nothing: Why there is Something Rather than Nothing. Free Press. ص. ۱۱۸. شابک ۹۷۸-۱-۴۵۱۶-۲۴۴۵-۸.
  74. Gladders، M.D.؛ و دیگران (۲۰۰۷). «Cosmological Constraints from the Red-Sequence Cluster Survey». The Astrophysical Journal. ۶۵۵ (۱): ۱۲۸–۱۳۴. arXiv:astro-ph/0603588. doi:10.1086/509909. بیبکد:2007ApJ...655..128G.
  75. The Four Pillars of the Standard Cosmology
  76. Sadoulet، B. «Direct Searches for Dark Matter». Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey. The National Academies. دریافت‌شده در ۱۲ مارس ۲۰۱۲.
  77. Cahn، R. «For a Comprehensive Space-Based Dark Energy Mission». Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey. The National Academies. دریافت‌شده در ۱۲ مارس ۲۰۱۲.
  78. Peacock (1999), chapter 3
  79. Srianand، R.؛ Petitjean، P.؛ Ledoux، C. (۲۰۰۰). «The microwave background temperature at the redshift of 2.33771». Nature. ۴۰۸ (۶۸۱۵): ۹۳۱–۹۳۵. arXiv:astro-ph/0012222. doi:10.1038/35050020. بیبکد:2000Natur.408..931S. چکیده سادهرصدخانه جنوبی اروپا (دسامبر ۲۰۰۰).
  80. Bennett، C.L.؛ Larson، L.؛ Weiland، J.L.؛ Jarosk، N.؛ Hinshaw، N.؛ Odegard، N.؛ Smith، K.M.؛ Hill، R.S.؛ Gold، B.؛ Halpern، M.؛ Komatsu، E.؛ Nolta، M.R.؛ Page، L.؛ Wollack، E.؛ Dunkley، J.؛ Kogut، A.؛ Limon، M.؛ Meyer، S.S.؛ Tucker، G.S.؛ Wright، E.L. (دسامبر ۲۰, ۲۰۱۲). «Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results». arXiv:1212٫5225 مقدار |arxiv= را بررسی کنید (کمک). دریافت‌شده در دسامبر ۲۲, ۲۰۱۲. پارامتر |first14= بدون |last14= در Authors list وارد شده‌است (کمک)
  81. Gannon، Megan (دسامبر ۲۱, ۲۰۱۲). «New 'Baby Picture' of Universe Unveiled». Space.com. دریافت‌شده در دسامبر ۲۱, ۲۰۱۲.
  82. Wright، E.L. (۲۰۰۴). «Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy». Measuring and Modeling the Universe. Carnegie Observatories Astrophysics Series. انتشارات دانشگاه کمبریج. ص. ۲۹۱. arXiv:astro-ph/0305591. شابک ۰-۵۲۱-۷۵۵۷۶-X. از پارامتر ناشناخته |ویرایشگر= صرف‌نظر شد (کمک)
  83. Proceedings of the Los Angeles Meeting, DPF 99. arXiv:astro-ph/9903232. Bibcode 1999dpf..conf.....W.
  84. «A measurement of Omega from the North American test flight of BOOMERANG». Astrophys Journal. Institute of Physics (۵۳۶). ۱۹۹۹. دریافت‌شده در ۲۰۱۵-۰۵-۱۵. پارامتر |first1= بدون |last1= در Authors list وارد شده‌است (کمک)
  85. P. de Bernardis؛ و دیگران (۲۰۰۰). «A Flat Universe from High-Resolution Maps of the Cosmic Microwave Background Radiation». Nature. Nature Publishing Group. ۴۰۴: ۹۵۵–۹۵۹. arXiv:astro-ph/0004404. doi:10.1038/35010035. پارامتر |تاریخ بازیابی= نیاز به وارد کردن |پیوند= دارد (کمک)
  86. A. D. Miller؛ و دیگران (۱۹۹۹). «A Measurement of the Angular Power Spectrum of the Cosmic Microwave Background from l = 100 to 400». The Astrophysical Journal Letters. ۵۲۴ (۱). arXiv:astro-ph/9906421. doi:10.1086/312293. بیبکد:1999ApJ...524L...1M.
  87. ۸۷٫۰ ۸۷٫۱ Kolb and Turner (1988), chapter 4
  88. Steigman، G. (۲۰۰۵). «Primordial Nucleosynthesis: Successes And Challenges». International Journal of Modern Physics E [Nuclear Physics]. ۱۵: ۱–۳۶. arXiv:astro-ph/0511534. doi:10.1142/S0218301306004028. بیبکد:2006IJMPE..15....1S.
  89. ۸۹٫۰ ۸۹٫۱ ۸۹٫۲ Introduction to cosmology. Addison-Wesley. ۲۰۰۳. شابک ۹۷۸-۰-۸۰۵۳-۸۹۱۲-۸. پارامتر |first1= بدون |last1= در Authors list وارد شده‌است (کمک)
  90. A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue arXiv:astro-ph/0101009.
  91. Bertschinger، E. (۱۹۹۸). «Simulations of Structure Formation in the Universe». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. ۳۶ (۱): ۵۹۹–۶۵۴. doi:10.1146/annurev.astro.36.1.599. بیبکد:1998ARA&A..36..599B.
  92. ۹۲٫۰ ۹۲٫۱ Staff (۱۷ مارس ۲۰۱۴). «BICEP2 2014 Results Release». National Science Foundation. دریافت‌شده در ۱۸ مارس ۲۰۱۴.
  93. ۹۳٫۰ ۹۳٫۱ Clavin، Whitney (۱۷ مارس ۲۰۱۴). «NASA Technology Views Birth of the Universe». NASA. دریافت‌شده در ۱۷ مارس ۲۰۱۴.
  94. ۹۴٫۰ ۹۴٫۱ Overbye، Dennis (۱۷ مارس ۲۰۱۴). «Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang». The New York Times. دریافت‌شده در ۱۷ مارس ۲۰۱۴.
  95. ۹۵٫۰ ۹۵٫۱ Overbye، Dennis (۲۴ مارس ۲۰۱۴). «Ripples From the Big Bang». New York Times. دریافت‌شده در ۲۴ مارس ۲۰۱۴.
  96. Fumagalli، M.؛ O'Meara، J. M.؛ Prochaska، J. X. (۲۰۱۱). «Detection of Pristine Gas Two Billion Years After the Big Bang». Science. ۳۳۴ (۶۰۶۰): ۱۲۴۵–۹. arXiv:1111.2334. doi:10.1126/science.1213581. PMID 22075722. بیبکد:2011Sci...334.1245F.
  97. «Astronomers Find Clouds of Primordial Gas from the Early Universe, Just Moments After Big Bang». Science Daily. ۱۰ نوامبر ۲۰۱۱. دریافت‌شده در ۱۳ نوامبر ۲۰۱۱.
  98. Perley، D. (۲۱ فوریه ۲۰۰۵). «Determination of the Universe's Age, to». University of California Berkeley, Astronomy Department. دریافت‌شده در ۲۷ ژانویه ۲۰۱۲.
  99. Srianand، R.؛ Noterdaeme، P.؛ Ledoux، C.؛ Petitjean، P. (۲۰۰۸). «First detection of CO in a high-redshift damped Lyman-α system». Astronomy and Astrophysics. ۴۸۲ (۳): L۳۹. doi:10.1051/0004-6361:200809727. بیبکد:2008A&A...482L..39S.
  100. A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue arXiv:1112.1862v1.
  101. Belusevic، R. (۲۰۰۸). Relativity, Astrophysics and Cosmology. Wiley-VCH. ص. ۱۶. شابک ۳-۵۲۷-۴۰۷۶۴-۲.
  102. Overbye، Dennis (۱۹ ژوئن ۲۰۱۴). «Astronomers Hedge on Big Bang Detection Claim». New York Times. دریافت‌شده در ۲۰ ژوئن ۲۰۱۴.
  103. Amos، Jonathan (۱۹ ژوئن ۲۰۱۴). «Cosmic inflation: Confidence lowered for Big Bang signal». BBC News. دریافت‌شده در ۲۰ ژوئن ۲۰۱۴.
  104. «Detection of B-Mode Polarization at Degree Angular Scales by BICEP2». Physical Review Letters. ۱۱۲: ۲۴۱۱۰۱. ۱۹ ژوئن ۲۰۱۴. arXiv:1403.3985. doi:10.1103/PhysRevLett.112.241101. PMID 24996078. بیبکد:2014PhRvL.112x1101A. پارامتر |first1= بدون |last1= در Authors list وارد شده‌است (کمک)
  105. «Planck intermediate results. XXX. The angular power spectrum of polarized dust emission at intermediate and high Galactic latitudes». ArXiv. ۱۹ سپتامبر ۲۰۱۴. arXiv:1409.5738. بیبکد:2014arXiv1409.5738P. دریافت‌شده در ۲۲ سپتامبر ۲۰۱۴. پارامتر |first1= بدون |last1= در Authors list وارد شده‌است (کمک)
  106. Overbye، Dennis (۲۲ سپتامبر ۲۰۱۴). «Study Confirms Criticism of Big Bang Finding». New York Times. دریافت‌شده در ۲۲ سپتامبر ۲۰۱۴.
  107. Earman, John; Mosterín, Jesús (March 1999). "A Critical Look at Inflationary Cosmology". Philosophy of Science. 66 (1): 1–49. doi:10.1086/392675. JSTOR 188736. S2CID 120393154.
  108. Hawking & Israel 2010, pp. 581–638, chpt. 12: "Singularities and time-asymmetry" by Roger Penrose.
  109. Penrose 1989
  110. Steinhardt, Paul J. (April 2011). "The Inflation Debate: Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed?" (PDF). Scientific American. 304 (4): 36–43. doi:10.1038/scientificamerican0411-36. Archived from the original (PDF) on 1 November 2019. Retrieved 23 December 2019.
  111. Kolb and Turner, chapter 6
  112. Sakharov، A.D. (۱۹۶۷). «Violation of CP Invariance, C Asymmetry and Baryon Asymmetry of the Universe». Zhurnal Eksperimental'noi i Teoreticheskoi Fiziki, Pisma. ۵: ۳۲. (روسی)
    (ترجمه شده در Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters 5, 24 (1967).)
  113. Mortonson, Michael J.; Weinberg, David H.; White, Martin (Dec 2013). "Dark Energy: A Short Review" (PDF). Particle Data Group 2014 Review of Particle Physics.
  114. Rugh, S.E.; Zinkernagel, H. (December 2002). "The quantum vacuum and the cosmological constant problem". Studies in History and Philosophy of Science Part B: Studies in History and Philosophy of Modern Physics. 33 (4): 663–705. doi:10.1016/S1355-2198(02)00033-3.
  115. Keel، B. «Dark Matter». دریافت‌شده در ۲۸ مه ۲۰۰۷.
  116. Yao، W.M.؛ و دیگران (۲۰۰۶). «Review of Particle Physics: Dark Matter» (PDF). Journal of Physics G. ۳۳ (۱): ۱–۱۲۳۲. arXiv:astro-ph/0601168. doi:10.1088/0954-3899/33/1/001. بیبکد:2006JPhG...33....1Y.
  117. Bullock، James. «Notes on the Missing Satellites Problem» (PDF). XX Canary Islands Winter School of Astrophysics on Local Group Cosmology,.
  118. Diemand، Jürg؛ Zemp، Marcel؛ Moore، Ben؛ Stadel، Joachim؛ Carollo، C. Marcella (12/2005). «Cusps in cold dark matter haloes». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ۳۶۴ (۲): ۶۶۵-۶۷۳. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09601.x. تاریخ وارد شده در |تاریخ= را بررسی کنید (کمک)
  119. Dodelson، Scott (دسامبر ۲۰۱۱). «The Real Problem with MOND» (PDF). Honorable Mention, Gravity Research Foundation 2011 Awards.
  120. ۱۲۰٫۰ ۱۲۰٫۱ Kolb and Turner (1988), chapter 8
  121. D. N. Spergel؛ و دیگران (۲۰۰۷). «Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology» (PDF). The Astrophysical Journal Supplement Series. ۱۷۰: ۳۷۷–۴۰۸. arXiv:astro-ph/0603449. doi:10.1086/513700. بیبکد:2007ApJS..170..377S.
  122. The Road to Reality. Vintage books. ۲۰۰۷. شابک ۰-۶۷۹-۷۷۶۳۱-۱. پارامتر |first1= بدون |last1= در Authors list وارد شده‌است (کمک)
  123. Kolb and Turner, chapter 8
  124. .
  125. Kolb and Turner, 1988, chapter 3
  126. Griswold، Britt (۲۰۱۲). «What is the Ultimate Fate of the Universe?». Universe 101 Big Bang Theory. NASA.
  127. «A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects». Reviews of Modern Physics. ۶۹ (۲): ۳۳۷–۳۷۲. ۱۹۹۷. arXiv:astro-ph/9701131. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. بیبکد:1997RvMP...69..337A. پارامتر |first1= بدون |last1= در Authors list وارد شده‌است (کمک).
  128. Caldwell، R. R؛ Kamionkowski، M.؛ Weinberg، N. N. (۲۰۰۳). «Phantom Energy and Cosmic Doomsday». Physical Review Letters. ۹۱ (۷): ۰۷۱۳۰۱. arXiv:astro-ph/0302506. doi:10.1103/PhysRevLett.91.071301. PMID 12935004. بیبکد:2003PhRvL..91g1301C.
  129. «Brief Answers to Cosmic Questions». Universe Forum. Cambridge, MA: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. دریافت‌شده در ۱۸ دسامبر ۲۰۱۹. از پارامتر ناشناخته |وضعیت پیوند= صرف‌نظر شد (کمک); از پارامتر ناشناخته |archive-پیوند= صرف‌نظر شد (کمک) Archival site: "The Universe Forum's role as part of NASA's Education Support Network concluded in September, 2009."
  130. ۱۳۰٫۰ ۱۳۰٫۱ ۱۳۰٫۲ ۱۳۰٫۳ خطای یادکرد: خطای یادکرد:برچسب <ref>‎ غیرمجاز؛ متنی برای یادکردهای با نام Davis_Lineweaver2004 وارد نشده‌است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  131. Hawking، S. W.؛ Ellis، G. F. R. (۱۹۷۳). The Large Scale Structure of Space-Time. Cambridge (UK): Cambridge University Press. شابک ۰-۵۲۱-۰۹۹۰۶-۴.
  132. Carroll n.d.
  133. Beckers, Mike (16 February 2015). "Quantentrick schafft Urknall-Singularität ab" [Quantum Trick Eliminates the Big Bang Singularity]. Spektrum der Wissenschaft (به آلمانی). Archived from the original on 21 July 2017. Retrieved 19 December 2019. Unknown parameter |وضعیت پیوند= ignored (help); Unknown parameter |سازمان= ignored (help) الگو:Google translation
  134. Hawking, Stephen W. (1996). "The Beginning of Time". Stephen Hawking (Lecture). London: The Stephen Hawking Foundation. Archived from the original on 6 November 2019. Retrieved 26 April 2017.
  135. Hartle، J.H.؛ Hawking، S. (۱۹۸۳). «Wave Function of the Universe». Physical Review D. ۲۸ (۱۲): ۲۹۶۰. doi:10.1103/PhysRevD.28.2960. بیبکد:1983PhRvD..28.2960H.
  136. Bird، P. (۲۰۱۱). «Determining the Big Bang State Vector» (PDF). بایگانی‌شده از اصلی (PDF) در ۲۹ سپتامبر ۲۰۱۸. دریافت‌شده در ۲۵ فوریه ۲۰۱۳.
  137. Langlois، D. (۲۰۰۲). «Brane Cosmology: An Introduction». Progress of Theoretical Physics Supplement. ۱۴۸: ۱۸۱–۲۱۲. arXiv:hep-th/0209261. doi:10.1143/PTPS.148.181. بیبکد:2002PThPS.148..181L.
  138. A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue arXiv:hep-th/0205259.
  139. Than، K. (۲۰۰۶). «Recycled Universe: Theory Could Solve Cosmic Mystery». Space.com. دریافت‌شده در ۳ ژوئیه ۲۰۰۷.
  140. Kennedy، B. K. (۲۰۰۷). «What Happened Before the Big Bang?». بایگانی‌شده از اصلی در ۴ ژوئیه ۲۰۰۷. دریافت‌شده در ۳ ژوئیه ۲۰۰۷.
  141. Linde، A. (۱۹۸۶). «Eternal Chaotic Inflation». Modern Physics Letters A. ۱ (۲): ۸۱. doi:10.1142/S0217732386000129. بیبکد:1986MPLA....1...81L.
  142. Linde، A. (۱۹۸۶). «Eternally Existing Self-Reproducing Chaotic Inflationary Universe». Physics Letters B. ۱۷۵ (۴): ۳۹۵–۴۰۰. doi:10.1016/0370-2693(86)90611-8. بیبکد:1986PhLB..175..395L.
  143. Harris، J.F. (۲۰۰۲). Analytic philosophy of religion. Springer. ص. ۱۲۸. شابک ۹۷۸-۱-۴۰۲۰-۰۵۳۰-۵.
  144. ۱۴۴٫۰ ۱۴۴٫۱ Frame، T. (۲۰۰۹). Losing my religion. UNSW Press. ص. ۱۳۷–۱۴۱. شابک ۹۷۸-۱-۹۲۱۴۱۰-۱۹-۲.
  145. ۱۴۵٫۰ ۱۴۵٫۱ Harrison، P. (۲۰۱۰). The Cambridge Companion to Science and Religion. Cambridge University Press. ص. ۹. شابک ۹۷۸-۰-۵۲۱-۷۱۲۵۱-۴. خطای یادکرد: برچسب <ref> نامعتبر؛ نام «Cambridge - Theological Implications» چندین بار با محتوای متفاوت تعریف شده‌است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  146. Harris 2002, p. 129
  147. Craig، William Lane (۱۹۹۹). «The ultimate question of origins: God and the beginning of the Universe». Astrophysics and Space Science. ۲۶۹-۲۷۰ (۱-۴): ۷۲۳–۷۴۰. doi:10.1007/978-94-011-4114-7_85.
  148. Asad، Muhammad (۱۹۸۴). The Message of the Qu'rán. Gibraltar, Spain: Dar al-Andalus Limited. شابک ۱-۹۰۴۵۱۰-۰۰-۰.
  149. Sagan، C. (۱۹۸۸). introduction to A Brief History of Time by Stephen Hawking. Bantam Books. ص. X. شابک ۰-۵۵۳-۳۴۶۱۴-۸. ...  a universe with no edge in space, no beginning or end in time, and nothing for a Creator to do.
  150. «Issues in the philosophy of cosmology». Philosophy of Physics: ۱۱۸۳–۱۲۸۵. ۲۰۰۷-۰۸-۰۸. doi:10.1016/B978-044451560-5/50014-2. شابک ۹۷۸۰۴۴۴۵۱۵۶۰۵. پارامتر |first1= بدون |last1= در Authors list وارد شده‌است (کمک)
  151. Alexander، Vilenkin (۱۹۸۲-۱۱-۰۴). «Creation of universes from nothing». Physics Letters B. ۱۱۷ (۱–۲): ۲۵–۲۸. doi:10.1016/0370-2693(82)90866-8. شاپا 0370-2693. دریافت‌شده در ۲۰۱۲-۰۲-۲۸.
  152. Manson، N.A. (۱۹۹۳). God and Design: The Teleological Argument and Modern Science. Routledge. شابک ۹۷۸-۰-۴۱۵-۲۶۳۴۴-۳. The Big Bang theory strikes many people as having theological implications, as shown by those who do not welcome those implications.
  153. Harris، J.F. (۲۰۰۲). Analytic Philosophy of Religion. Springer Press. شابک ۹۷۸-۱-۴۰۲۰-۰۵۳۰-۵. Both theists and physicists have seen the big bang theory as leaving open such an opportunity for a theistic explanation.
  154. The Big Bang Never Happened: A Startling Refutation of the Dominant Theory of the Origin of the Universe. Vintage Books. ۲۰۱۰-۱۲-۱۵. شابک ۹۷۸۰۳۰۷۷۷۳۵۴۸. دریافت‌شده در ۲۰۱۲-۰۳-۱۶. From theologians to physicists to novelists, it is widely believed that the Big Bang theory supports Christian concepts of a creator. In February 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. پارامتر |first1= بدون |last1= در Authors list وارد شده‌است (کمک)
  155. Analytic Philosophy of Feligion. Springer Science. ۲۰۰۲. شابک ۹۷۸۱۴۰۲۰۰۵۳۰۵. 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. پارامتر |first1= بدون |last1= در Authors list وارد شده‌است (کمک)
  156. McGrath، A.E. (۲۰۱۱). Science and Religion. John Wiley & Sons. شابک ۹۷۸-۱-۴۴۴۳-۵۸۰۸-۷. 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.
  157. Kragh، H. (۱۹۹۶). Cosmology and Controversy. Princeton (NJ): انتشارات دانشگاه پرینستون. شابک ۰-۶۹۱-۰۲۶۲۳-۸.
  158. Kragh، H. (۲۰۰۸). Entropic Creation. Ashgate Publishing. ص. ۲۲۶. شابک ۹۷۸-۰-۷۵۴۶-۶۴۱۴-۷. Andrei Zhdanov, Stalin's notorious chief ideologue, said in a speech of 1947 that Lemaître and his kindred spirits were 'Falsifiers of science [who] wanted to revive the fairy tale of the origin of the world from nothing … Another failure of the 'theory' in question consists in the fact that it brings us to the idealistic attitute of assuming the world to be finite.'
  159. Essential Islam: a comprehensive guide to belief and practice. ABC-CLIO. ۲۰۱۰. اگرچه هدف قرآن این نبوده که یک کتاب علمی فیزیکی باشد، بسیاری از مفسرین مسلمان در قرآن به دنبال آیاتی می‌گردند که با یافته‌های تازه دانش نوین همخوانی داشته باشند، تا بصیرت مستقل از زمان قرآن را اثبات کنند. برخی از این همخوانی‌ها شامل ارجاعاتی به مه‌بانگ، پادماده، ستارگان چرخان، همجوشی رادیواکتیو، صفحه‌های تکتونیک و لایه اوزون می‌شود. پارامتر |first1= بدون |last1= در Authors list وارد شده‌است (کمک)
  160. Encyclopædia of the history of science, technology, and medicine in non-western cultures. Springer Press. ۱۹۹۷. 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. از پارامتر ناشناخته |ویرایشگر= صرف‌نظر شد (کمک)
  161. Islam in Malawi week 1998. University of Malawi. ۲۰۰۰. "می‌دانی قرآن دربارهٔ مه‌بانگ چه می‌گوید؟ قرآن می‌گوید: آیا کافران ندانسته‌اند که آسمان‌ها و زمین به‌هم بسته و پیوسته بودند و ما آن دو را شکافته و از هم بازکردیم و هر چیز زنده‌ای را از آب آفریدیم؟ پس آیا ایمان نمی‌آورند؟ قرآن مجید ۲۱:۳۰.
  162. quran.com سوره انبیا ۲۱:۳۰ سورة الأنبیاء
  163. tanzil.net
  164. «آیه 11 سوره فصلت - دانشنامهٔ اسلامی». wiki.ahlolbait.com. دریافت‌شده در ۲۰۲۱-۰۳-۳۰.
  165. Ferris، T. (۱۹۸۸). Coming of age in the Milky Way. Morrow. ص. ۲۷۴, ۴۳۸. شابک ۹۷۸-۰-۶۸۸-۰۵۸۸۹-۰., citing Berger، A. (۱۹۸۴). 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. ص. ۳۸۷. شابک ۹۷۸-۹۰-۲۷۷-۱۸۴۸-۸.
  166. "Ai soci della Pontificia Accademia delle Scienze, 22 novembre 1951 - Pio XII, Discorsi" (به ایتالیایی). Tipografia Poliglotta Vaticana. 1951-11-02. Retrieved ۲۰۱۲-۰۲-۲۳. |first1= missing |last1= in Authors list (help)
  167. The Hindu World. Psychology Press. ۲۰۰۴. 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. پارامتر |first1= بدون |last1= در Authors list وارد شده‌است (کمک)
  168. The Routledge companion to the study of religion. Taylor & Francis. ۲۰۱۰. 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. پارامتر |first1= بدون |last1= در Authors list وارد شده‌است (کمک)
  169. Encyclopædia of Hinduism: T-Z, Volume 5. Sarup & Sons. ۱۹۹۹. 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). پارامتر |first1= بدون |last1= در Authors list وارد شده‌است (کمک)
  170. Kenneth, Kramer (1986), World scriptures: an introduction to comparative religions, p. 34, ISBN 978-0-8091-2781-8
  171. Human Being in Depth: A Scientific Approach to Religion. SUNY Press. ۱۹۹۱. ص. ۲۱. شابک ۰-۷۹۱۴-۰۶۷۹-۲. پارامتر |first1= بدون |last1= در Authors list وارد شده‌است (کمک)

یادداشت‌ها[ویرایش]

  1. جزئیات بیشتر در مورد آزمونهای نسبیت عام را در نوشتار آزمونهای نسبیت عام ببینید
  2. انرژی تاریک در شکل یک ثابت کیهانی جهان را به سوی وضعیت تخت می‌راند؛ هرچند که شکل جهان ما در طول چند میلیارد سال پیش از اینکه انرژی تاریک چگالی قابل توجهی پیدا کند، نیز تخت بوده‌است.

پیوند به بیرون[ویرایش]

برای مطالعهٔ بیشتر[ویرایش]

A model of the expanding universe opening up from the viewer's left, facing the viewer in a 3/4 pose.
Timeline of the metric expansion of space, where space, including hypothetical non-observable portions of the universe, is represented at each time by the circular sections. On the left, the dramatic expansion occurs in the inflationary epoch; and at the center, the expansion accelerates (artist's concept; not to scale).

The Big Bang theory is the prevailing cosmological model explaining the existence of the observable universe from the earliest known periods through its subsequent large-scale evolution.[1][2][3] The model describes how the universe expanded from an initial state of high density and temperature,[4] and offers a comprehensive explanation for a broad range of observed phenomena, including the abundance of light elements, the cosmic microwave background (CMB) radiation, and large-scale structure.

Crucially, the theory is compatible with Hubble–Lemaître law—the observation that the farther away a galaxy is, the faster it is moving away from Earth. Extrapolating this cosmic expansion backwards in time using the known laws of physics, the theory describes an increasingly concentrated cosmos preceded by a singularity in which space and time lose meaning (typically named "the Big Bang singularity").[5] Detailed measurements of the expansion rate of the universe place the Big Bang singularity at around 13.8 billion years ago, which is thus considered the age of the universe.[6]

After its initial expansion, an event that is by itself often called "the Big Bang", the universe cooled sufficiently to allow the formation of subatomic particles, and later atoms. Giant clouds of these primordial elements—mostly hydrogen, with some helium and lithium—later coalesced through gravity, forming early stars and galaxies, the descendants of which are visible today. Besides these primordial building materials, astronomers observe the gravitational effects of an unknown dark matter surrounding galaxies. Most of the gravitational potential in the universe seems to be in this form, and the Big Bang theory and various observations indicate that this excess gravitational potential is not created by baryonic matter, such as normal atoms. Measurements of the redshifts of supernovae indicate that the expansion of the universe is accelerating, an observation attributed to dark energy's existence.[7]

Georges Lemaître first noted in 1927 that an expanding universe could be traced back in time to an originating single point, which he called the "primeval atom". Edwin Hubble confirmed through analysis of galactic redshifts in 1929 that galaxies are indeed drifting apart; this is important observational evidence for an expanding universe. For several decades, the scientific community was divided between supporters of the Big Bang and the rival steady-state model which both offered explanations for the observed expansion, but the steady-state model stipulated an eternal universe in contrast to the Big Bang's finite age. In 1964, the CMB was discovered, which convinced many cosmologists that the steady-state theory was falsified,[8] since, unlike the steady-state theory, the hot Big Bang predicted a uniform background radiation throughout the universe caused by the high temperatures and densities in the distant past. A wide range of empirical evidence strongly favors the Big Bang, which is now essentially universally accepted.[9]

Features of the model

The Big Bang theory offers a comprehensive explanation for a broad range of observed phenomena, including the abundances of the light elements, the CMB, large-scale structure, and Hubble's law.[10] The theory depends on two major assumptions: the universality of physical laws and the cosmological principle. The universality of physical laws is one of the underlying principles of the theory of relativity. The cosmological principle states that on large scales the universe is homogeneous and isotropic—appearing the same in all directions regardless of location.[11]

These ideas were initially taken as postulates, but later efforts were made to test each of them. For example, the first assumption has been tested by observations showing that largest possible deviation of the fine-structure constant over much of the age of the universe is of order 10−5.[12] Also, general relativity has passed stringent tests on the scale of the Solar System and binary stars.[13][14][notes 1]

The large-scale universe appears isotropic as viewed from Earth. If it is indeed isotropic, the cosmological principle can be derived from the simpler Copernican principle, which states that there is no preferred (or special) observer or vantage point. To this end, the cosmological principle has been confirmed to a level of 10−5 via observations of the temperature of the CMB. At the scale of the CMB horizon, the universe has been measured to be homogeneous with an upper bound on the order of 10% inhomogeneity, as of 1995.[15]

Expansion of space

The expansion of the Universe was inferred from early twentieth century astronomical observations and is an essential ingredient of the Big Bang theory. Mathematically, general relativity describes spacetime by a metric, which determines the distances that separate nearby points. The points, which can be galaxies, stars, or other objects, are specified using a coordinate chart or "grid" that is laid down over all spacetime. The cosmological principle implies that the metric should be homogeneous and isotropic on large scales, which uniquely singles out the Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (FLRW) metric. This metric contains a scale factor, which describes how the size of the universe changes with time. This enables a convenient choice of a coordinate system to be made, called comoving coordinates. In this coordinate system, the grid expands along with the universe, and objects that are moving only because of the expansion of the universe, remain at fixed points on the grid. While their coordinate distance (comoving distance) remains constant, the physical distance between two such co-moving points expands proportionally with the scale factor of the universe.[16]

The Big Bang is not an explosion of matter moving outward to fill an empty universe. Instead, space itself expands with time everywhere and increases the physical distances between comoving points. In other words, the Big Bang is not an explosion in space, but rather an expansion of space.[4] Because the FLRW metric assumes a uniform distribution of mass and energy, it applies to our universe only on large scales—local concentrations of matter such as our galaxy do not necessarily expand with the same speed as the whole Universe.[17]

Horizons

An important feature of the Big Bang spacetime is the presence of particle horizons. Since the universe has a finite age, and light travels at a finite speed, there may be events in the past whose light has not yet had time to reach us. This places a limit or a past horizon on the most distant objects that can be observed. Conversely, because space is expanding, and more distant objects are receding ever more quickly, light emitted by us today may never "catch up" to very distant objects. This defines a future horizon, which limits the events in the future that we will be able to influence. The presence of either type of horizon depends on the details of the FLRW model that describes our universe.[18]

Our understanding of the universe back to very early times suggests that there is a past horizon, though in practice our view is also limited by the opacity of the universe at early times. So our view cannot extend further backward in time, though the horizon recedes in space. If the expansion of the universe continues to accelerate, there is a future horizon as well.[18]

Thermalization

Some processes in the early universe occurred too slowly, compared to the expansion rate of the universe, to reach approximate thermodynamic equilibrium. Others were fast enough to reach thermalization. The parameter usually used to find out whether a process in the very early universe has reached thermal equilibrium is the ratio between the rate of the process (usually rate of collisions between particles) and the Hubble parameter. The larger the ratio, the more time particles had to thermalize before they were too far away from each other.[19]

Timeline

External Timeline A graphical timeline is available at
Graphical timeline of the Big Bang

According to the Big Bang theory, the universe at the beginning was very hot and very compact, and since then it has been expanding and cooling down.

Singularity

Extrapolation of the expansion of the universe backwards in time using general relativity yields an infinite density and temperature at a finite time in the past.[20] This irregular behavior, known as the gravitational singularity, indicates that general relativity is not an adequate description of the laws of physics in this regime. Models based on general relativity alone can not extrapolate toward the singularity—before the end of the so-called Planck epoch.[5]

This primordial singularity is itself sometimes called "the Big Bang",[21] but the term can also refer to a more generic early hot, dense phase[22][notes 2] of the universe. In either case, "the Big Bang" as an event is also colloquially referred to as the "birth" of our universe since it represents the point in history where the universe can be verified to have entered into a regime where the laws of physics as we understand them (specifically general relativity and the Standard Model of particle physics) work. Based on measurements of the expansion using Type Ia supernovae and measurements of temperature fluctuations in the cosmic microwave background, the time that has passed since that event—known as the "age of the universe"—is 13.8 billion years.[23]

Despite being extremely dense at this time—far denser than is usually required to form a black hole—the universe did not re-collapse into a singularity. Commonly used calculations and limits for explaining gravitational collapse are usually based upon objects of relatively constant size, such as stars, and do not apply to rapidly expanding space such as the Big Bang. Since the early universe did not immediately collapse into a multitude of black holes, matter at that time must have been very evenly distributed with a negligible density gradient.[24]

Inflation and baryogenesis

The earliest phases of the Big Bang are subject to much speculation, since astronomical data about them are not available. In the most common models the universe was filled homogeneously and isotropically with a very high energy density and huge temperatures and pressures, and was very rapidly expanding and cooling. The period from 0 to 10−43 seconds into the expansion, the Planck epoch, was a phase in which the four fundamental forces — the electromagnetic force, the strong nuclear force, the weak nuclear force, and the gravitational force, were unified as one.[25] In this stage, the characteristic scale length of the universe was the Planck length, 1.6×10−35 m, and consequently had a temperature of approximately 1032 degrees Celsius. Even the very concept of a particle breaks down in these conditions. A proper understanding of this period awaits the development of a theory of quantum gravity.[26][27] The Planck epoch was succeeded by the grand unification epoch beginning at 10−43 seconds, where gravitation separated from the other forces as the universe's temperature fell.[25]

At approximately 10−37 seconds into the expansion, a phase transition caused a cosmic inflation, during which the universe grew exponentially, unconstrained by the light speed invariance, and temperatures dropped by a factor of 100,000. Microscopic quantum fluctuations that occurred because of Heisenberg's uncertainty principle were amplified into the seeds that would later form the large-scale structure of the universe.[28] At a time around 10−36 seconds, the electroweak epoch begins when the strong nuclear force separates from the other forces, with only the electromagnetic force and weak nuclear force remaining unified.[29]

Inflation stopped at around the 10−33 to 10−32 seconds mark, with the universe's volume having increased by a factor of at least 1078. Reheating occurred until the universe obtained the temperatures required for the production of a quark–gluon plasma as well as all other elementary particles.[30][31] Temperatures were so high that the random motions of particles were at relativistic speeds, and particle–antiparticle pairs of all kinds were being continuously created and destroyed in collisions.[4] At some point, an unknown reaction called baryogenesis violated the conservation of baryon number, leading to a very small excess of quarks and leptons over antiquarks and antileptons—of the order of one part in 30 million. This resulted in the predominance of matter over antimatter in the present universe.[32]

Cooling

A map of the universe, with specks and strands of light of different colors.
Panoramic view of the entire near-infrared sky reveals the distribution of galaxies beyond the Milky Way. Galaxies are color-coded by redshift.

The universe continued to decrease in density and fall in temperature, hence the typical energy of each particle was decreasing. Symmetry-breaking phase transitions put the fundamental forces of physics and the parameters of elementary particles into their present form, with the electromagnetic force and weak nuclear force separating at about 10−12 seconds.[29][33] After about 10−11 seconds, the picture becomes less speculative, since particle energies drop to values that can be attained in particle accelerators. At about 10−6 seconds, quarks and gluons combined to form baryons such as protons and neutrons. The small excess of quarks over antiquarks led to a small excess of baryons over antibaryons. The temperature was now no longer high enough to create new proton–antiproton pairs (similarly for neutrons–antineutrons), so a mass annihilation immediately followed, leaving just one in 108 of the original matter particles and none of their antiparticles.[34] A similar process happened at about 1 second for electrons and positrons. After these annihilations, the remaining protons, neutrons and electrons were no longer moving relativistically and the energy density of the universe was dominated by photons (with a minor contribution from neutrinos).

A few minutes into the expansion, when the temperature was about a billion kelvin and the density of matter in the universe was comparable to the current density of Earth's atmosphere, neutrons combined with protons to form the universe's deuterium and helium nuclei in a process called Big Bang nucleosynthesis (BBN).[35] Most protons remained uncombined as hydrogen nuclei.[36]

As the universe cooled, the rest energy density of matter came to gravitationally dominate that of the photon radiation. After about 379,000 years, the electrons and nuclei combined into atoms (mostly hydrogen), which were able to emit radiation. This relic radiation, which continued through space largely unimpeded, is known as the cosmic microwave background.[36]

Structure formation

Artist's depiction of the WMAP satellite gathering data to help scientists understand the Big Bang

Over a long period of time, the slightly denser regions of the uniformly distributed matter gravitationally attracted nearby matter and thus grew even denser, forming gas clouds, stars, galaxies, and the other astronomical structures observable today.[4] The details of this process depend on the amount and type of matter in the universe. The four possible types of matter are known as cold dark matter, warm dark matter, hot dark matter, and baryonic matter. The best measurements available, from the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), show that the data is well-fit by a Lambda-CDM model in which dark matter is assumed to be cold (warm dark matter is ruled out by early reionization),[38] and is estimated to make up about 23% of the matter/energy of the universe, while baryonic matter makes up about 4.6%.[39] In an "extended model" which includes hot dark matter in the form of neutrinos,[40] then if the "physical baryon density" is estimated at about 0.023 (this is different from the 'baryon density' expressed as a fraction of the total matter/energy density, which is about 0.046), and the corresponding cold dark matter density is about 0.11, the corresponding neutrino density is estimated to be less than 0.0062.[39]

Cosmic acceleration

Independent lines of evidence from Type Ia supernovae and the CMB imply that the universe today is dominated by a mysterious form of energy known as dark energy, which apparently permeates all of space. The observations suggest 73% of the total energy density of today's universe is in this form. When the universe was very young, it was likely infused with dark energy, but with less space and everything closer together, gravity predominated, and it was slowly braking the expansion. But eventually, after numerous billion years of expansion, the declining density of matter relative to the density of dark energy caused the expansion of the universe to slowly begin to accelerate.[7]

Dark energy in its simplest formulation takes the form of the cosmological constant term in Einstein field equations of general relativity, but its composition and mechanism are unknown and, more generally, the details of its equation of state and relationship with the Standard Model of particle physics continue to be investigated both through observation and theoretically.[7]

All of this cosmic evolution after the inflationary epoch can be rigorously described and modeled by the ΛCDM model of cosmology, which uses the independent frameworks of quantum mechanics and general relativity. There are no easily testable models that would describe the situation prior to approximately 10−15 seconds.[41] Understanding this earliest of eras in the history of the universe is currently one of the greatest unsolved problems in physics.

History

Etymology

English astronomer Fred Hoyle is credited with coining the term "Big Bang" during a talk for a March 1949 BBC Radio broadcast,[42] saying: "These theories were based on the hypothesis that all the matter in the universe was created in one big bang at a particular time in the remote past."[43][44] However, it did not catch on until the 1970s.[44]

It is popularly reported that Hoyle, who favored an alternative "steady-state" cosmological model, intended this to be pejorative,[45][46][47] but Hoyle explicitly denied this and said it was just a striking image meant to highlight the difference between the two models.[48][49][51] Helge Kragh writes that the evidence for the claim that it was meant as a pejorative is "unconvincing", and mentions a number of indications that it was not a pejorative.[44]

The term itself is a misnomer as it implies the occurrence of an explosion.[44][52] However, an explosion implies expansion from a center point out into the surrounding space, which did not yet exist. Rather than expanding into space, the Big Bang was the expansion/stretching of space itself, which is a much harder concept to grasp.[53][54] Another issue pointed out by Santhosh Mathew is that bang implies sound, which would require a vibrating particle and medium through which it travels. Since this is the beginning of anything we can imagine, there is no basis for any sound, and thus the Big Bang was likely silent.[46] An attempt to find a more suitable alternative was not successful.[44][47]

Development

XDF size compared to the size of the Moon (XDF is the small box to the left of, and nearly below, the Moon) – several thousand galaxies, each consisting of billions of stars, are in this small view.
XDF (2012) view – each light speck is a galaxy – some of these are as old as 13.2 billion years[56] – the universe is estimated to contain 200 billion galaxies.
XDF image shows fully mature galaxies in the foreground plane – nearly mature galaxies from 5 to 9 billion years ago – protogalaxies, blazing with young stars, beyond 9 billion years.

The Big Bang theory developed from observations of the structure of the universe and from theoretical considerations. In 1912, Vesto Slipher measured the first Doppler shift of a "spiral nebula" (spiral nebula is the obsolete term for spiral galaxies), and soon discovered that almost all such nebulae were receding from Earth. He did not grasp the cosmological implications of this fact, and indeed at the time it was highly controversial whether or not these nebulae were "island universes" outside our Milky Way.[57][58] Ten years later, Alexander Friedmann, a Russian cosmologist and mathematician, derived the Friedmann equations from Einstein field equations, showing that the universe might be expanding in contrast to the static universe model advocated by Albert Einstein at that time.[59]

In 1924, American astronomer Edwin Hubble's measurement of the great distance to the nearest spiral nebulae showed that these systems were indeed other galaxies. Starting that same year, Hubble painstakingly developed a series of distance indicators, the forerunner of the cosmic distance ladder, using the 100-inch (2.5 m) Hooker telescope at Mount Wilson Observatory. This allowed him to estimate distances to galaxies whose redshifts had already been measured, mostly by Slipher. In 1929, Hubble discovered a correlation between distance and recessional velocity—now known as Hubble's law.[60][61] By that time, Lemaître had already shown that this was expected, given the cosmological principle.[7]

Independently deriving Friedmann's equations in 1927, Georges Lemaître, a Belgian physicist and Roman Catholic priest, proposed that the inferred recession of the nebulae was due to the expansion of the universe.[62] In 1931, Lemaître went further and suggested that the evident expansion of the universe, if projected back in time, meant that the further in the past the smaller the universe was, until at some finite time in the past all the mass of the universe was concentrated into a single point, a "primeval atom" where and when the fabric of time and space came into existence.[63]

In the 1920s and 1930s, almost every major cosmologist preferred an eternal steady-state universe, and several complained that the beginning of time implied by the Big Bang imported religious concepts into physics; this objection was later repeated by supporters of the steady-state theory.[64] This perception was enhanced by the fact that the originator of the Big Bang theory, Lemaître, was a Roman Catholic priest.[65] Arthur Eddington agreed with Aristotle that the universe did not have a beginning in time, viz., that matter is eternal. A beginning in time was "repugnant" to him.[66][67] Lemaître, however, disagreed:

If the world has begun with a single quantum, the notions of space and time would altogether fail to have any meaning at the beginning; they would only begin to have a sensible meaning when the original quantum had been divided into a sufficient number of quanta. If this suggestion is correct, the beginning of the world happened a little before the beginning of space and time.[68]

During the 1930s, other ideas were proposed as non-standard cosmologies to explain Hubble's observations, including the Milne model,[69] the oscillatory universe (originally suggested by Friedmann, but advocated by Albert Einstein and Richard C. Tolman)[70] and Fritz Zwicky's tired light hypothesis.[71]

After World War II, two distinct possibilities emerged. One was Fred Hoyle's steady-state model, whereby new matter would be created as the universe seemed to expand. In this model the universe is roughly the same at any point in time.[72] The other was Lemaître's Big Bang theory, advocated and developed by George Gamow, who introduced BBN[73] and whose associates, Ralph Alpher and Robert Herman, predicted the CMB.[74] Ironically, it was Hoyle who coined the phrase that came to be applied to Lemaître's theory, referring to it as "this big bang idea" during a BBC Radio broadcast in March 1949.[49][44][notes 3] For a while, support was split between these two theories. Eventually, the observational evidence, most notably from radio source counts, began to favor Big Bang over steady state. The discovery and confirmation of the CMB in 1964 secured the Big Bang as the best theory of the origin and evolution of the universe.[75] Much of the current work in cosmology includes understanding how galaxies form in the context of the Big Bang, understanding the physics of the universe at earlier and earlier times, and reconciling observations with the basic theory.[citation needed]

In 1968 and 1970, Roger Penrose, Stephen Hawking, and George F. R. Ellis published papers where they showed that mathematical singularities were an inevitable initial condition of relativistic models of the Big Bang.[76][77] Then, from the 1970s to the 1990s, cosmologists worked on characterizing the features of the Big Bang universe and resolving outstanding problems. In 1981, Alan Guth made a breakthrough in theoretical work on resolving certain outstanding theoretical problems in the Big Bang theory with the introduction of an epoch of rapid expansion in the early universe he called "inflation".[78] Meanwhile, during these decades, two questions in observational cosmology that generated much discussion and disagreement were over the precise values of the Hubble Constant[79] and the matter-density of the universe (before the discovery of dark energy, thought to be the key predictor for the eventual fate of the universe).[80]

In the mid-1990s, observations of certain globular clusters appeared to indicate that they were about 15 billion years old, which conflicted with most then-current estimates of the age of the universe (and indeed with the age measured today). This issue was later resolved when new computer simulations, which included the effects of mass loss due to stellar winds, indicated a much younger age for globular clusters.[81] While there still remain some questions as to how accurately the ages of the clusters are measured, globular clusters are of interest to cosmology as some of the oldest objects in the universe.[citation needed]

Significant progress in Big Bang cosmology has been made since the late 1990s as a result of advances in telescope technology as well as the analysis of data from satellites such as the Cosmic Background Explorer (COBE),[82] the Hubble Space Telescope and WMAP.[83] Cosmologists now have fairly precise and accurate measurements of many of the parameters of the Big Bang model, and have made the unexpected discovery that the expansion of the universe appears to be accelerating.[84][85]

Observational evidence

"[The] big bang picture is too firmly grounded in data from every area to be proved invalid in its general features."

Lawrence Krauss[86]

The earliest and most direct observational evidence of the validity of the theory are the expansion of the universe according to Hubble's law (as indicated by the redshifts of galaxies), discovery and measurement of the cosmic microwave background and the relative abundances of light elements produced by Big Bang nucleosynthesis (BBN). More recent evidence includes observations of galaxy formation and evolution, and the distribution of large-scale cosmic structures,[87] These are sometimes called the "four pillars" of the Big Bang theory.[88]

Precise modern models of the Big Bang appeal to various exotic physical phenomena that have not been observed in terrestrial laboratory experiments or incorporated into the Standard Model of particle physics. Of these features, dark matter is currently the subject of most active laboratory investigations.[89] Remaining issues include the cuspy halo problem[90] and the dwarf galaxy problem[91] of cold dark matter. Dark energy is also an area of intense interest for scientists, but it is not clear whether direct detection of dark energy will be possible.[92] Inflation and baryogenesis remain more speculative features of current Big Bang models. Viable, quantitative explanations for such phenomena are still being sought. These are currently unsolved problems in physics.

Hubble's law and the expansion of space

Observations of distant galaxies and quasars show that these objects are redshifted: the light emitted from them has been shifted to longer wavelengths. This can be seen by taking a frequency spectrum of an object and matching the spectroscopic pattern of emission or absorption lines corresponding to atoms of the chemical elements interacting with the light. These redshifts are uniformly isotropic, distributed evenly among the observed objects in all directions. If the redshift is interpreted as a Doppler shift, the recessional velocity of the object can be calculated. For some galaxies, it is possible to estimate distances via the cosmic distance ladder. When the recessional velocities are plotted against these distances, a linear relationship known as Hubble's law is observed:[60] where

  • is the recessional velocity of the galaxy or other distant object,
  • is the proper distance to the object, and
  • is Hubble's constant, measured to be 70.4+1.3
    −1.4
    km/s/Mpc by the WMAP.[39]

Hubble's law has two possible explanations. Either we are at the center of an explosion of galaxies—which is untenable under the assumption of the Copernican principle—or the universe is uniformly expanding everywhere. This universal expansion was predicted from general relativity by Friedmann in 1922[59] and Lemaître in 1927,[62] well before Hubble made his 1929 analysis and observations, and it remains the cornerstone of the Big Bang theory as developed by Friedmann, Lemaître, Robertson, and Walker.

The theory requires the relation to hold at all times, where is the proper distance, v is the recessional velocity, and , , and vary as the universe expands (hence we write to denote the present-day Hubble "constant"). For distances much smaller than the size of the observable universe, the Hubble redshift can be thought of as the Doppler shift corresponding to the recession velocity . However, the redshift is not a true Doppler shift, but rather the result of the expansion of the universe between the time the light was emitted and the time that it was detected.[93]

That space is undergoing metric expansion is shown by direct observational evidence of the cosmological principle and the Copernican principle, which together with Hubble's law have no other explanation. Astronomical redshifts are extremely isotropic and homogeneous,[60] supporting the cosmological principle that the universe looks the same in all directions, along with much other evidence. If the redshifts were the result of an explosion from a center distant from us, they would not be so similar in different directions.

Measurements of the effects of the cosmic microwave background radiation on the dynamics of distant astrophysical systems in 2000 proved the Copernican principle, that, on a cosmological scale, the Earth is not in a central position.[94] Radiation from the Big Bang was demonstrably warmer at earlier times throughout the universe. Uniform cooling of the CMB over billions of years is explainable only if the universe is experiencing a metric expansion, and excludes the possibility that we are near the unique center of an explosion.

Cosmic microwave background radiation

The cosmic microwave background spectrum measured by the FIRAS instrument on the COBE satellite is the most-precisely measured blackbody spectrum in nature.[95] The data points and error bars on this graph are obscured by the theoretical curve.

In 1964, Arno Penzias and Robert Wilson serendipitously discovered the cosmic background radiation, an omnidirectional signal in the microwave band.[75] Their discovery provided substantial confirmation of the big-bang predictions by Alpher, Herman and Gamow around 1950. Through the 1970s, the radiation was found to be approximately consistent with a blackbody spectrum in all directions; this spectrum has been redshifted by the expansion of the universe, and today corresponds to approximately 2.725 K. This tipped the balance of evidence in favor of the Big Bang model, and Penzias and Wilson were awarded the 1978 Nobel Prize in Physics.

The surface of last scattering corresponding to emission of the CMB occurs shortly after recombination, the epoch when neutral hydrogen becomes stable. Prior to this, the universe comprised a hot dense photon-baryon plasma sea where photons were quickly scattered from free charged particles. Peaking at around 372±14 kyr,[38] the mean free path for a photon becomes long enough to reach the present day and the universe becomes transparent.

9 year WMAP image of the cosmic microwave background radiation (2012).[96][97] The radiation is isotropic to roughly one part in 100,000.[98]

In 1989, NASA launched COBE, which made two major advances: in 1990, high-precision spectrum measurements showed that the CMB frequency spectrum is an almost perfect blackbody with no deviations at a level of 1 part in 104, and measured a residual temperature of 2.726 K (more recent measurements have revised this figure down slightly to 2.7255 K); then in 1992, further COBE measurements discovered tiny fluctuations (anisotropies) in the CMB temperature across the sky, at a level of about one part in 105.[82] John C. Mather and George Smoot were awarded the 2006 Nobel Prize in Physics for their leadership in these results.

During the following decade, CMB anisotropies were further investigated by a large number of ground-based and balloon experiments. In 2000–2001, several experiments, most notably BOOMERanG, found the shape of the universe to be spatially almost flat by measuring the typical angular size (the size on the sky) of the anisotropies.[99][100][101]

In early 2003, the first results of the Wilkinson Microwave Anisotropy Probe were released, yielding what were at the time the most accurate values for some of the cosmological parameters. The results disproved several specific cosmic inflation models, but are consistent with the inflation theory in general.[83] The Planck space probe was launched in May 2009. Other ground and balloon-based cosmic microwave background experiments are ongoing.

Abundance of primordial elements

Using the Big Bang model, it is possible to calculate the concentration of helium-4, helium-3, deuterium, and lithium-7 in the universe as ratios to the amount of ordinary hydrogen.[35] The relative abundances depend on a single parameter, the ratio of photons to baryons. This value can be calculated independently from the detailed structure of CMB fluctuations. The ratios predicted (by mass, not by number) are about 0.25 for , about 10−3 for , about 10−4 for and about 10−9 for .[35]

The measured abundances all agree at least roughly with those predicted from a single value of the baryon-to-photon ratio. The agreement is excellent for deuterium, close but formally discrepant for , and off by a factor of two for (this anomaly is known as the cosmological lithium problem); in the latter two cases, there are substantial systematic uncertainties. Nonetheless, the general consistency with abundances predicted by BBN is strong evidence for the Big Bang, as the theory is the only known explanation for the relative abundances of light elements, and it is virtually impossible to "tune" the Big Bang to produce much more or less than 20–30% helium.[102] Indeed, there is no obvious reason outside of the Big Bang that, for example, the young universe (i.e., before star formation, as determined by studying matter supposedly free of stellar nucleosynthesis products) should have more helium than deuterium or more deuterium than , and in constant ratios, too.[103]: 182–185 

Galactic evolution and distribution

Detailed observations of the morphology and distribution of galaxies and quasars are in agreement with the current state of the Big Bang theory. A combination of observations and theory suggest that the first quasars and galaxies formed about a billion years after the Big Bang, and since then, larger structures have been forming, such as galaxy clusters and superclusters.[104]

Populations of stars have been aging and evolving, so that distant galaxies (which are observed as they were in the early universe) appear very different from nearby galaxies (observed in a more recent state). Moreover, galaxies that formed relatively recently, appear markedly different from galaxies formed at similar distances but shortly after the Big Bang. These observations are strong arguments against the steady-state model. Observations of star formation, galaxy and quasar distributions and larger structures, agree well with Big Bang simulations of the formation of structure in the universe, and are helping to complete details of the theory.[104][105]

Primordial gas clouds

Focal plane of BICEP2 telescope under a microscope - used to search for polarization in the CMB.[106][107][108][109]

In 2011, astronomers found what they believe to be pristine clouds of primordial gas by analyzing absorption lines in the spectra of distant quasars. Before this discovery, all other astronomical objects have been observed to contain heavy elements that are formed in stars. Despite being sensitive to carbon, oxygen, and silicon, these three elements were not detected in these two clouds.[110][111] Since the clouds of gas have no detectable levels of heavy elements, they likely formed in the first few minutes after the Big Bang, during BBN.

Other lines of evidence

The age of the universe as estimated from the Hubble expansion and the CMB is now in good agreement with other estimates using the ages of the oldest stars, both as measured by applying the theory of stellar evolution to globular clusters and through radiometric dating of individual Population II stars.[112] It is also in good agreement with age estimates based on measurements of the expansion using Type Ia supernovae and measurements of temperature fluctuations in the cosmic microwave background.[23] The agreement of independent measurements of this age supports the Lambda-CDM (ΛCDM) model, since the model is used to relate some of the measurements to an age estimate, and all estimates turn out to agree. Still, some observations of objects from the relatively early universe (in particular quasar APM 08279+5255) raise concern as to whether these objects had enough time to form so early in the ΛCDM model.[113][114]

The prediction that the CMB temperature was higher in the past has been experimentally supported by observations of very low temperature absorption lines in gas clouds at high redshift.[115] This prediction also implies that the amplitude of the Sunyaev–Zel'dovich effect in clusters of galaxies does not depend directly on redshift. Observations have found this to be roughly true, but this effect depends on cluster properties that do change with cosmic time, making precise measurements difficult.[116][117]

Future observations

Future gravitational-wave observatories might be able to detect primordial gravitational waves, relics of the early universe, up to less than a second after the Big Bang.[118][119]

Problems and related issues in physics

As with any theory, a number of mysteries and problems have arisen as a result of the development of the Big Bang theory. Some of these mysteries and problems have been resolved while others are still outstanding. Proposed solutions to some of the problems in the Big Bang model have revealed new mysteries of their own. For example, the horizon problem, the magnetic monopole problem, and the flatness problem are most commonly resolved with inflationary theory, but the details of the inflationary universe are still left unresolved and many, including some founders of the theory, say it has been disproven.[120][121][122][123] What follows are a list of the mysterious aspects of the Big Bang theory still under intense investigation by cosmologists and astrophysicists.

Baryon asymmetry

It is not yet understood why the universe has more matter than antimatter.[32] It is generally assumed that when the universe was young and very hot it was in statistical equilibrium and contained equal numbers of baryons and antibaryons. However, observations suggest that the universe, including its most distant parts, is made almost entirely of matter. A process called baryogenesis was hypothesized to account for the asymmetry. For baryogenesis to occur, the Sakharov conditions must be satisfied. These require that baryon number is not conserved, that C-symmetry and CP-symmetry are violated and that the universe depart from thermodynamic equilibrium.[124] All these conditions occur in the Standard Model, but the effects are not strong enough to explain the present baryon asymmetry.

Dark energy

Measurements of the redshift–magnitude relation for type Ia supernovae indicate that the expansion of the universe has been accelerating since the universe was about half its present age. To explain this acceleration, general relativity requires that much of the energy in the universe consists of a component with large negative pressure, dubbed "dark energy".[7]

Dark energy, though speculative, solves numerous problems. Measurements of the cosmic microwave background indicate that the universe is very nearly spatially flat, and therefore according to general relativity the universe must have almost exactly the critical density of mass/energy. But the mass density of the universe can be measured from its gravitational clustering, and is found to have only about 30% of the critical density.[7] Since theory suggests that dark energy does not cluster in the usual way it is the best explanation for the "missing" energy density. Dark energy also helps to explain two geometrical measures of the overall curvature of the universe, one using the frequency of gravitational lenses,[125] and the other using the characteristic pattern of the large-scale structure as a cosmic ruler.

Negative pressure is believed to be a property of vacuum energy, but the exact nature and existence of dark energy remains one of the great mysteries of the Big Bang. Results from the WMAP team in 2008 are in accordance with a universe that consists of 73% dark energy, 23% dark matter, 4.6% regular matter and less than 1% neutrinos.[39] According to theory, the energy density in matter decreases with the expansion of the universe, but the dark energy density remains constant (or nearly so) as the universe expands. Therefore, matter made up a larger fraction of the total energy of the universe in the past than it does today, but its fractional contribution will fall in the far future as dark energy becomes even more dominant.

The dark energy component of the universe has been explained by theorists using a variety of competing theories including Einstein's cosmological constant but also extending to more exotic forms of quintessence or other modified gravity schemes.[126] A cosmological constant problem, sometimes called the "most embarrassing problem in physics", results from the apparent discrepancy between the measured energy density of dark energy, and the one naively predicted from Planck units.[127]

Dark matter

Chart shows the proportion of different components of the universe  – about 95% is dark matter and dark energy.

During the 1970s and the 1980s, various observations showed that there is not sufficient visible matter in the universe to account for the apparent strength of gravitational forces within and between galaxies. This led to the idea that up to 90% of the matter in the universe is dark matter that does not emit light or interact with normal baryonic matter. In addition, the assumption that the universe is mostly normal matter led to predictions that were strongly inconsistent with observations. In particular, the universe today is far more lumpy and contains far less deuterium than can be accounted for without dark matter. While dark matter has always been controversial, it is inferred by various observations: the anisotropies in the CMB, galaxy cluster velocity dispersions, large-scale structure distributions, gravitational lensing studies, and X-ray measurements of galaxy clusters.[128]

Indirect evidence for dark matter comes from its gravitational influence on other matter, as no dark matter particles have been observed in laboratories. Many particle physics candidates for dark matter have been proposed, and several projects to detect them directly are underway.[129]

Additionally, there are outstanding problems associated with the currently favored cold dark matter model which include the dwarf galaxy problem[91] and the cuspy halo problem.[90] Alternative theories have been proposed that do not require a large amount of undetected matter, but instead modify the laws of gravity established by Newton and Einstein; yet no alternative theory has been as successful as the cold dark matter proposal in explaining all extant observations.[130]

Horizon problem

The horizon problem results from the premise that information cannot travel faster than light. In a universe of finite age this sets a limit—the particle horizon—on the separation of any two regions of space that are in causal contact.[131] The observed isotropy of the CMB is problematic in this regard: if the universe had been dominated by radiation or matter at all times up to the epoch of last scattering, the particle horizon at that time would correspond to about 2 degrees on the sky. There would then be no mechanism to cause wider regions to have the same temperature.[103]: 191–202 

A resolution to this apparent inconsistency is offered by inflationary theory in which a homogeneous and isotropic scalar energy field dominates the universe at some very early period (before baryogenesis). During inflation, the universe undergoes exponential expansion, and the particle horizon expands much more rapidly than previously assumed, so that regions presently on opposite sides of the observable universe are well inside each other's particle horizon. The observed isotropy of the CMB then follows from the fact that this larger region was in causal contact before the beginning of inflation.[28]: 180–186 

Heisenberg's uncertainty principle predicts that during the inflationary phase there would be quantum thermal fluctuations, which would be magnified to a cosmic scale. These fluctuations served as the seeds for all the current structures in the universe.[103]: 207  Inflation predicts that the primordial fluctuations are nearly scale invariant and Gaussian, which has been accurately confirmed by measurements of the CMB.[83]: sec 6 

If inflation occurred, exponential expansion would push large regions of space well beyond our observable horizon.[28]: 180–186 

A related issue to the classic horizon problem arises because in most standard cosmological inflation models, inflation ceases well before electroweak symmetry breaking occurs, so inflation should not be able to prevent large-scale discontinuities in the electroweak vacuum since distant parts of the observable universe were causally separate when the electroweak epoch ended.[132]

Magnetic monopoles

The magnetic monopole objection was raised in the late 1970s. Grand Unified theories (GUTs) predicted topological defects in space that would manifest as magnetic monopoles. These objects would be produced efficiently in the hot early universe, resulting in a density much higher than is consistent with observations, given that no monopoles have been found. This problem is resolved by cosmic inflation, which removes all point defects from the observable universe, in the same way that it drives the geometry to flatness.[131]

Flatness problem

The overall geometry of the universe is determined by whether the Omega cosmological parameter is less than, equal to or greater than 1. Shown from top to bottom are a closed universe with positive curvature, a hyperbolic universe with negative curvature and a flat universe with zero curvature.

The flatness problem (also known as the oldness problem) is an observational problem associated with a FLRW.[131] The universe may have positive, negative, or zero spatial curvature depending on its total energy density. Curvature is negative if its density is less than the critical density; positive if greater; and zero at the critical density, in which case space is said to be flat. Observations indicate the universe is consistent with being flat.[133][134]

The problem is that any small departure from the critical density grows with time, and yet the universe today remains very close to flat.[notes 4] Given that a natural timescale for departure from flatness might be the Planck time, 10−43 seconds,[4] the fact that the universe has reached neither a heat death nor a Big Crunch after billions of years requires an explanation. For instance, even at the relatively late age of a few minutes (the time of nucleosynthesis), the density of the universe must have been within one part in 1014 of its critical value, or it would not exist as it does today.[135]

Ultimate fate of the universe

Before observations of dark energy, cosmologists considered two scenarios for the future of the universe. If the mass density of the universe were greater than the critical density, then the universe would reach a maximum size and then begin to collapse. It would become denser and hotter again, ending with a state similar to that in which it started—a Big Crunch.[18]

Alternatively, if the density in the universe were equal to or below the critical density, the expansion would slow down but never stop. Star formation would cease with the consumption of interstellar gas in each galaxy; stars would burn out, leaving white dwarfs, neutron stars, and black holes. Collisions between these would result in mass accumulating into larger and larger black holes. The average temperature of the universe would very gradually asymptotically approach absolute zero—a Big Freeze.[136] Moreover, if protons are unstable, then baryonic matter would disappear, leaving only radiation and black holes. Eventually, black holes would evaporate by emitting Hawking radiation. The entropy of the universe would increase to the point where no organized form of energy could be extracted from it, a scenario known as heat death.[137]

Modern observations of accelerating expansion imply that more and more of the currently visible universe will pass beyond our event horizon and out of contact with us. The eventual result is not known. The ΛCDM model of the universe contains dark energy in the form of a cosmological constant. This theory suggests that only gravitationally bound systems, such as galaxies, will remain together, and they too will be subject to heat death as the universe expands and cools. Other explanations of dark energy, called phantom energy theories, suggest that ultimately galaxy clusters, stars, planets, atoms, nuclei, and matter itself will be torn apart by the ever-increasing expansion in a so-called Big Rip.[138]

Misconceptions

One of the common misconceptions about the Big Bang model is that it fully explains the origin of the universe. However, the Big Bang model does not describe how energy, time, and space were caused, but rather it describes the emergence of the present universe from an ultra-dense and high-temperature initial state.[139] It is misleading to visualize the Big Bang by comparing its size to everyday objects. When the size of the universe at Big Bang is described, it refers to the size of the observable universe, and not the entire universe.[17]

Hubble's law predicts that galaxies that are beyond Hubble distance recede faster than the speed of light. However, special relativity does not apply beyond motion through space. Hubble's law describes velocity that results from expansion of space, rather than through space.[17]

Astronomers often refer to the cosmological redshift as a Doppler shift which can lead to a misconception.[17] Although similar, the cosmological redshift is not identical to the classically derived Doppler redshift because most elementary derivations of the Doppler redshift do not accommodate the expansion of space. Accurate derivation of the cosmological redshift requires the use of general relativity, and while a treatment using simpler Doppler effect arguments gives nearly identical results for nearby galaxies, interpreting the redshift of more distant galaxies as due to the simplest Doppler redshift treatments can cause confusion.[17]

Pre–Big Bang cosmology

The Big Bang explains the evolution of the universe from a starting density and temperature that is well beyond humanity's capability to replicate, so extrapolations to the most extreme conditions and earliest times are necessarily more speculative. Lemaître called this initial state the "primeval atom" while Gamow called the material "ylem". How the initial state of the universe originated is still an open question, but the Big Bang model does constrain some of its characteristics. For example, specific laws of nature most likely came to existence in a random way, but as inflation models show, some combinations of these are far more probable.[140] A topologically flat universe implies a balance between gravitational potential energy and other energy forms, requiring no additional energy to be created.[133][134]

The Big Bang theory, built upon the equations of classical general relativity, indicates a singularity at the origin of cosmic time, and such an infinite energy density may be a physical impossibility. However, the physical theories of general relativity and quantum mechanics as currently realized are not applicable before the Planck epoch, and correcting this will require the development of a correct treatment of quantum gravity.[20] Certain quantum gravity treatments, such as the Wheeler–DeWitt equation, imply that time itself could be an emergent property.[141] As such, physics may conclude that time did not exist before the Big Bang.[142][143]

While it is not known what could have preceded the hot dense state of the early universe or how and why it originated, or even whether such questions are sensible, speculation abounds on the subject of "cosmogony".

Some speculative proposals in this regard, each of which entails untested hypotheses, are:

  • The simplest models, in which the Big Bang was caused by quantum fluctuations. That scenario had very little chance of happening, but, according to the totalitarian principle, even the most improbable event will eventually happen. It took place instantly, in our perspective, due to the absence of perceived time before the Big Bang.[144][145][146][147]
  • Models in which the whole of spacetime is finite, including the Hartle–Hawking no-boundary condition. For these cases, the Big Bang does represent the limit of time but without a singularity.[148] In such a case, the universe is self-sufficient.[149]
  • Brane cosmology models, in which inflation is due to the movement of branes in string theory; the pre-Big Bang model; the ekpyrotic model, in which the Big Bang is the result of a collision between branes; and the cyclic model, a variant of the ekpyrotic model in which collisions occur periodically. In the latter model the Big Bang was preceded by a Big Crunch and the universe cycles from one process to the other.[150][151][152][153]
  • Eternal inflation, in which universal inflation ends locally here and there in a random fashion, each end-point leading to a bubble universe, expanding from its own big bang.[154][155]

Proposals in the last two categories see the Big Bang as an event in either a much larger and older universe or in a multiverse.

Religious and philosophical interpretations

As a description of the origin of the universe, the Big Bang has significant bearing on religion and philosophy.[156][157] As a result, it has become one of the liveliest areas in the discourse between science and religion.[158] Some believe the Big Bang implies a creator,[159][160] while others argue that Big Bang cosmology makes the notion of a creator superfluous.[157][161]

See also

  • Anthropic principle – Philosophical premise that all scientific observations presuppose a universe compatible with the emergence of sentient organisms that make those observations
  • Big Bounce – Hypothetical cosmological model for the origin of the known universe
  • Big Crunch – Theoretical scenario for the ultimate fate of the universe
  • Cold Big Bang – Designation of an absolute zero temperature at the beginning of the Universe
  • Cosmic Calendar – Method to visualize the chronology of the universe
  • Cosmogony – Branch of science or a theory concerning the origin of the universe
  • Eureka: A Prose Poem – Lengthy non-fiction work by American author Edgar Allan Poe, a Big Bang speculation
  • Future of an expanding universe – Future scenario assuming that the expansion of the universe may continue forever, or reach a point at which it begins to contract.
  • Heat death of the universe – Possible "fate" of the universe.. Also known as the Big Chill and the Big Freeze
  • Shape of the universe – The local and global geometry of the universe
  • Steady-state model – Model of the evolution of the universe, a discredited theory that denied the Big Bang and posited that the universe always existed.

Notes

  1. ^ Further information of, and references for, tests of general relativity are given in the article tests of general relativity.
  2. ^ There is no consensus about how long the Big Bang phase lasted. For some writers, this denotes only the initial singularity, for others the whole history of the universe. Usually, at least the first few minutes (during which helium is synthesized) are said to occur "during the Big Bang".
  3. ^ It is commonly reported that Hoyle intended this to be pejorative. However, Hoyle later denied that, saying that it was just a striking image meant to emphasize the difference between the two theories for radio listeners.[48]
  4. ^ Strictly, dark energy in the form of a cosmological constant drives the universe towards a flat state; however, our universe remained close to flat for several billion years before the dark energy density became significant.

References

  1. ^ Silk 2009, p. 208.
  2. ^ Singh 2004, p. 560. Book limited to 532 pages. Correct source page requested.
  3. ^ NASA/WMAP Science Team (6 June 2011). "Cosmology: The Study of the Universe". Universe 101: Big Bang Theory. Washington, D.C.: NASA. Archived from the original on 29 June 2011. Retrieved 18 December 2019. The second section discusses the classic tests of the Big Bang theory that make it so compelling as the most likely valid and accurate description of our universe.
  4. ^ a b c d e Bridge, Mark (Director) (30 July 2014). First Second of the Big Bang. How The Universe Works. Silver Spring, MD. Science Channel.
  5. ^ a b Chow 2008, p. 211
  6. ^ "Planck reveals an almost perfect universe". Max-Planck-Gesellschaft. 21 March 2013. Retrieved 17 November 2020.
  7. ^ a b c d e f Peebles, P. J. E.; Ratra, Bharat (22 April 2003). "The cosmological constant and dark energy". Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. S2CID 118961123.
  8. ^ Partridge 1995, p. xvii
  9. ^ Kragh 1996, p. 319: "At the same time that observations tipped the balance definitely in favor of relativistic big-bang theory, ..."
  10. ^ Wright, Edward L. (24 May 2013). "Frequently Asked Questions in Cosmology: What is the evidence for the Big Bang?". Ned Wright's Cosmology Tutorial. Los Angeles: Division of Astronomy & Astrophysics, University of California, Los Angeles. Archived from the original on 20 June 2013. Retrieved 25 November 2019.
  11. ^ Francis, Charles (2018). Light after Dark I: Structures of the Sky. Troubador Publishing Ltd. p. 199. ISBN 9781785897122.
  12. ^ Ivanchik, Alexandre V.; Potekhin, Alexander Y.; Varshalovich, Dmitry A. (March 1999). "The fine-structure constant: a new observational limit on its cosmological variation and some theoretical consequences". Astronomy & Astrophysics. 343 (2): 439–445. arXiv:astro-ph/9810166. Bibcode:1999A&A...343..439I.
  13. ^ Turyshev, Slava G. (November 2008). "Experimental Tests of General Relativity". Annual Review of Nuclear and Particle Science. 58 (1): 207–248. arXiv:0806.1731. Bibcode:2008ARNPS..58..207T. doi:10.1146/annurev.nucl.58.020807.111839. S2CID 119199160.
  14. ^ Ishak, Mustapha (December 2019). "Testing general relativity in cosmology". Living Reviews in Relativity. 22 (1): 204. arXiv:1806.10122. Bibcode:2019LRR....22....1I. doi:10.1007/s41114-018-0017-4. PMC 6299071. PMID 30613193. 1.
  15. ^ Goodman, Jeremy (15 August 1995). "Geocentrism reexamined" (PDF). Physical Review D. 52 (4): 1821–1827. arXiv:astro-ph/9506068. Bibcode:1995PhRvD..52.1821G. doi:10.1103/PhysRevD.52.1821. PMID 10019408. S2CID 37979862. Archived (PDF) from the original on 2 May 2019. Retrieved 2 December 2019.
  16. ^ d'Inverno 1992, chpt. 23
  17. ^ a b c d e Davis, Tamara M.; Lineweaver, Charles H. (31 March 2004). "Expanding Confusion: Common Misconceptions of Cosmological Horizons and the Superluminal Expansion of the Universe". Publications of the Astronomical Society of Australia. 21 (1): 97–109. arXiv:astro-ph/0310808. Bibcode:2004PASA...21...97D. doi:10.1071/as03040. S2CID 13068122.
  18. ^ a b c Kolb & Turner 1988, chpt. 3
  19. ^ Enqvist, K.; Sirkka, J. (September 1993). "Chemical equilibrium in QCD gas in the early universe". Physics Letters B. 314 (3–4): 298–302. arXiv:hep-ph/9304273. Bibcode:1993PhLB..314..298E. doi:10.1016/0370-2693(93)91239-J. S2CID 119406262.
  20. ^ a b Hawking & Ellis 1973
  21. ^ Roos 2012, p. 216: "This singularity is termed the Big Bang."
  22. ^ Drees 1990, pp. 223–224
  23. ^ a b Planck Collaboration (October 2016). "Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters". Astronomy & Astrophysics. 594: Article A13. arXiv:1502.01589. Bibcode:2016A&A...594A..13P. doi:10.1051/0004-6361/201525830. S2CID 119262962. (See Table 4, Age/Gyr, last column.)
  24. ^ Musser, George (22 September 2003). "Why didn't all this matter immediately collapse into a black hole?". Scientific American. Retrieved 22 March 2020.
  25. ^ a b Unruh, W.G.; Semenoff, G.W., eds. (1988). The early universe. Reidel. ISBN 90-277-2619-1. OCLC 905464231.
  26. ^ Hawley, John F.; Holcomb, Katherine A. (7 July 2005). Foundations of Modern Cosmology. OUP Oxford. p. 355. ISBN 9780198530961.
  27. ^ "Brief History of the Universe". www.astro.ucla.edu. Retrieved 28 April 2020.
  28. ^ a b c Guth 1998
  29. ^ a b "Big Bang models back to Planck time". hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. Retrieved 28 April 2020.
  30. ^ Schewe, Phillip F.; Stein, Ben P. (20 April 2005). "An Ocean of Quarks". Physics News Update. Vol. 728 no. 1. Archived from the original on 23 April 2005. Retrieved 30 November 2019.
  31. ^ Høg, Erik (2014). "Astrosociology: Interviews about an infinite universe". Asian Journal of Physics. arXiv:1408.4795. Bibcode:2014arXiv1408.4795H.
  32. ^ a b Kolb & Turner 1988, chpt. 6
  33. ^ Kolb & Turner 1988, chpt. 7
  34. ^ Weenink, Jan (26 February 2009). "Baryogenesis" (PDF). Tomislav Prokopec.
  35. ^ a b c Kolb & Turner 1988, chpt. 4
  36. ^ a b Peacock 1999, chpt. 9
  37. ^ Clavin, Whitney; Jenkins, Ann; Villard, Ray (7 January 2014). "NASA's Hubble and Spitzer Team up to Probe Faraway Galaxies". Jet Propulsion Laboratory. Washington, D.C.: NASA. Archived from the original on 3 September 2019. Retrieved 8 January 2014.
  38. ^ a b Spergel, David N.; Verde, Licia; Peiris, Hiranya V.; et al. (September 2003). "First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters". The Astrophysical Journal Supplement Series. 148 (1): 175–194. arXiv:astro-ph/0302209. Bibcode:2003ApJS..148..175S. doi:10.1086/377226. S2CID 10794058.
  39. ^ a b c d Jarosik, Norman; Bennett, Charles L.; Dunkley, Jo; et al. (February 2011). "Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results" (PDF). The Astrophysical Journal Supplement Series. 192 (2): Article 14. arXiv:1001.4744. Bibcode:2011ApJS..192...14J. doi:10.1088/0067-0049/192/2/14. hdl:2152/43001. S2CID 46171526. Archived (PDF) from the original on 14 September 2019. Retrieved 2 December 2019. (See Table 8.)
  40. ^ Overbye, Dennis (15 April 2020). "Why The Big Bang Produced Something Rather Than Nothing - How did matter gain the edge over antimatter in the early universe? Maybe, just maybe, neutrinos". The New York Times. Retrieved 16 April 2020.
  41. ^ Manly 2011, chpt. 7: "The Ultimate Free Lunch"[page needed].
  42. ^ "'Big bang' astronomer dies". Sci/Tech. BBC News. London: BBC. 22 August 2001. Archived from the original on 3 September 2019. Retrieved 2 December 2019.
  43. ^ "Hoyle on the Radio: Creating the 'Big Bang'". Fred Hoyle: An Online Exhibition. Cambridge, UK: St John's College. Archived from the original on 26 May 2014. Retrieved 2 December 2019.
  44. ^ a b c d e f g Kragh, Helge (April 2013). "Big Bang: the etymology of a name". Astronomy & Geophysics. 54 (2): 2.28–2.30. Bibcode:2013A&G....54b2.28K. doi:10.1093/astrogeo/att035.
  45. ^ Mattson, Barbara (Project Leader) (8 December 2017). "Hoyle Scoffs at 'Big Bang' Universe Theory". Cosmic Times (hosted by Imagine the Universe!). Greenbelt, MD: NASA: High Energy Astrophysics Science Archive Research Center. OCLC 227004453. Archived from the original on 10 March 2018. Retrieved 2 December 2019.
  46. ^ a b Mathew, Santhosh (2013). Essays on the Frontiers of Modern Astrophysics and Cosmology. Springer Science & Business Media. p. 13. ISBN 978-3-319-01887-4.
  47. ^ a b Timothy Ferris writes: "The term "big bang" was coined with derisive intent by Fred Hoyle, and its endurance testifies to Sir Fred's creativity and wit. Indeed, the term survived an international competition in which three judges — the television science reporter Hugh Downs, the astronomer Carl Sagan, and myself — sifted through 13,099 entries from 41 countries and concluded that none was apt enough to replace it. No winner was declared, and like it or not, we are stuck with "big bang.""[55]
  48. ^ a b Croswell 1995, chapter 9, page 113
  49. ^ a b Mitton 2011, p. 129: "To create a picture in the mind of the listener, Hoyle had likened the explosive theory of the universe's origin to a 'big bang'."
  50. ^ Kragh, Helge (2014). Masters of the Universe: Conversations with Cosmologists of the Past. Oxford University Press. p. 210n30. ISBN 978-0-19-103442-8.
  51. ^ Hoyle stated: “I was constantly striving over the radio – where I had no visual aids, nothing except the spoken word – for visual images. And that seemed to be one way of distinguishing between the steady-state and the explosive big bang. And so that was the language I used.”[44][50]
  52. ^ Kaler, James B. (2013). The Little Book of Stars. Springer Science & Business Media. p. 3. ISBN 978-0-387-21621-8.
  53. ^ Emam, Moataz (2021). Covariant Physics: From Classical Mechanics to General Relativity and Beyond. Oxford University Press. p. 208n46. ISBN 978-0-19-886489-9. The term "Big Bang" is an unfortunate misnomer. It implies an "explosion," and explosions are events that happen in space. This is incorrect; the term describes the first instant in the expansion of space itself. Some would even interpret it as the very beginning of the universe, evolving from "nothing." It is hard to imagine exactly what it was, but an explosion it most definitely wasn't.
  54. ^ Moskowitz, Clara (2010). "Was the Big Bang Really an Explosion?". livescience.com.
  55. ^
  56. ^ Moskowitz, Clara (25 September 2012). "Hubble Telescope Reveals Farthest View Into Universe Ever". Space.com. New York: Future plc. Archived from the original on 12 October 2019. Retrieved 3 December 2019.
  57. ^ Slipher, Vesto M. (1913). "The Radial Velocity of the Andromeda Nebula". Lowell Observatory Bulletin. 1: 56–57. Bibcode:1913LowOB...2...56S.
  58. ^ Slipher, Vesto M. (January 1915). "Spectrographic Observations of Nebulae". Popular Astronomy. 23: 21–24. Bibcode:1915PA.....23...21S.
  59. ^ a b Friedman, Alexander (December 1922). "Über die Krümmung des Raumes". Zeitschrift für Physik (in German). 10 (1): 377–386. Bibcode:1922ZPhy...10..377F. doi:10.1007/BF01332580. S2CID 125190902.
  60. ^ a b c Hubble, Edwin (15 March 1929). "A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae". Proceedings of the National Academy of Sciences. 15 (3): 168–173. Bibcode:1929PNAS...15..168H. doi:10.1073/pnas.15.3.168. PMC 522427. PMID 16577160. Archived from the original on 1 October 2006. Retrieved 28 November 2019.
  61. ^ Christianson 1995
  62. ^ a b Lemaître, Georges (April 1927). "Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques". Annales de la Société scientifique de Bruxelles (in French). 47: 49–59. Bibcode:1927ASSB...47...49L.
  63. ^ Lemaître, Abbé Georges (24 October 1931). "Contributions to a British Association Discussion on the Evolution of the Universe". Nature. 128 (3234): 704–706. Bibcode:1931Natur.128..704L. doi:10.1038/128704a0. S2CID 4028196.
  64. ^ Kragh 1996
  65. ^ "Big bang theory is introduced – 1927". A Science Odyssey. Boston, MA: WGBH Boston. 1998. Archived from the original on 23 April 1999. Retrieved 31 July 2014.
  66. ^ Eddington, Arthur S. (21 March 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. S2CID 4140648.
  67. ^ Appolloni, Simon (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.
  68. ^ Lemaître, Georges (9 May 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. ISSN 0028-0836. S2CID 4089233.
  69. ^ Milne 1935
  70. ^ Tolman 1934
  71. ^ Zwicky, Fritz (15 October 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.
  72. ^ Hoyle, Fred (October 1948). "A New Model for the Expanding Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 108 (5): 372–382. Bibcode:1948MNRAS.108..372H. doi:10.1093/mnras/108.5.372.
  73. ^ Alpher, Ralph A.; Bethe, Hans; Gamow, George (1 April 1948). "The Origin of Chemical Elements". Physical Review. 73 (7): 803–804. Bibcode:1948PhRv...73..803A. doi:10.1103/PhysRev.73.803. PMID 18877094.
  74. ^ Alpher, Ralph A.; Herman, Robert (13 November 1948). "Evolution of the Universe". Nature. 162 (4124): 774–775. Bibcode:1948Natur.162..774A. doi:10.1038/162774b0. S2CID 4113488.
  75. ^ a b Penzias, Arno A.; Wilson, R. W. (July 1965). "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s". The Astrophysical Journal. 142: 419–421. Bibcode:1965ApJ...142..419P. doi:10.1086/148307. Archived from the original on 14 October 2019. Retrieved 5 December 2019.
  76. ^ Hawking, Stephen W.; Ellis, George F. R. (April 1968). "The Cosmic Black-Body Radiation and the Existence of Singularities in our Universe". The Astrophysical Journal. 152: 25. Bibcode:1968ApJ...152...25H. doi:10.1086/149520.
  77. ^ Hawking, Stephen W.; Penrose, Roger (27 January 1970). "The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology". Proceedings of the Royal Society A: Mathematical, Physical and Engineering Sciences. 314 (1519): 529–548. Bibcode:1970RSPSA.314..529H. doi:10.1098/rspa.1970.0021.
  78. ^ Guth, Alan (15 January 1981). "Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems". Physical Review D. 23 (2): 347–356. Bibcode:1981PhRvD..23..347G. doi:10.1103/PhysRevD.23.347.
  79. ^ Huchra, John P. (2008). "The Hubble Constant". Science. 256 (5055): 321–5. doi:10.1126/science.256.5055.321. PMID 17743107. S2CID 206574821. Archived from the original on 30 September 2019. Retrieved 5 December 2019.
  80. ^ Livio 2000, p. 160
  81. ^ Navabi, Ali Akbar; Riazi, Nematollah (March 2003). "Is the Age Problem Resolved?". Journal of Astrophysics and Astronomy. 24 (1–2): 3–10. Bibcode:2003JApA...24....3N. doi:10.1007/BF03012187. S2CID 123471347.
  82. ^ a b Boggess, Nancy W.; Mather, John C.; Weiss, Rainer; et al. (1 October 1992). "The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch". The Astrophysical Journal. 397: 420–429. Bibcode:1992ApJ...397..420B. doi:10.1086/171797.
  83. ^ a b c Spergel, David N.; Bean, Rachel; Doré, Olivier; et al. (June 2007). "Three-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Implications for Cosmology". The Astrophysical Journal Supplement Series. 170 (2): 377–408. arXiv:astro-ph/0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. doi:10.1086/513700. S2CID 1386346.
  84. ^ Reiss, Adam G.; Filippenko, Alexei V.; Challis, Peter; Clocchiatti, Alejandro; Diercks, Alan; Garnavich, Peter M.; Gilliland, Ron L.; Hogan, Craig J.; Jha, Saurabh; Kirshner, Robert P.; Leibundgut, B.; Phillips, M. M.; Reiss, David; Schmidt, Brian P.; Schommer, Robert A.; Smith, R. Chris; Spyromilio, J.; Stubbs, Christopher; Suntzeff, Nicholas B.; Tonry, John (1998). "Observational Evidence from Supernovae for an Accelerating Universe and a Cosmological Constant". The Astronomical Journal. 116 (3): 1009–1038. arXiv:astro-ph/9805201. Bibcode:1998AJ....116.1009R. doi:10.1086/300499. S2CID 15640044.
  85. ^ Perlmutter, S.; Aldering, G.; Goldhaber, G.; Knop, R.A.; Nugent, P.; Castro, P.G.; Deustua, S.; Fabbro, S.; Goobar, A.; Groom, D.E.; Hook, I.M.; Kim, A.G.; Kim, M.Y.; Lee, J.C.; Nunes, N.J.; Pain, R.; Pennypacker, C.R.; Quimby, R.; Lidman, C.; Ellis, R.S.; Irwin, M.; McMahon, R.G.; Ruiz-Lapuente, P.; Walton, N.; Schaefer, B.; Boyle, B.J.; Filippenko, A.V.; Matheson, T.; Fruchter, A.S.; Panagia, N.; Newberg, H.J.M.; Couch, W.J. (1999). "Measurements of Omega and Lambda from 42 High-Redshift Supernovae". The Astrophysical Journal. 517 (2): 565–586. arXiv:astro-ph/9812133. Bibcode:1999ApJ...517..565P. doi:10.1086/307221. S2CID 118910636.
  86. ^ Krauss 2012, p. 118
  87. ^ Gladders, Michael D.; Yee, H. K. C.; Majumdar, Subhabrata; et al. (20 January 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. S2CID 10855653.
  88. ^ Shellard, Paul; et al., eds. (2012). "The Four Pillars of the Standard Cosmology". Outreach. Cambridge, UK: Centre for Theoretical Cosmology; University of Cambridge. Archived from the original on 2 November 2013. Retrieved 6 December 2019.
  89. ^ Sadoulet, Bernard; et al. "Direct Searches for Dark Matter" (PDF). Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey (white paper). Washington, D.C.: National Academies Press on behalf of the National Research Council of the National Academy of Sciences. OCLC 850950122. Archived from the original on 13 April 2009. Retrieved 8 December 2019.
  90. ^ a b Diemand, Jürg; Zemp, Marcel; Moore, Ben; Stadel, Joachim; Carollo, C. Marcella (December 2005). "Cusps in cold dark matter haloes". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 364 (2): 665–673. arXiv:astro-ph/0504215. Bibcode:2005MNRAS.364..665D. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09601.x.
  91. ^ a b Bullock, James S. (2010). "Notes on the Missing Satellites Problem". In Martinez-Delgado, David; Mediavilla, Evencio (eds.). Local Group Cosmology. pp. 95–122. arXiv:1009.4505. doi:10.1017/CBO9781139152303.004. ISBN 9781139152303. S2CID 119270708.
  92. ^ Cahn, Robert N.; et al. (2009). "Whitepaper: For a Comprehensive Space-Based Dark Energy Mission" (PDF). Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey, Science White Papers, no. 35 (white paper). Washington, D.C.: National Academies Press on behalf of the National Research Council of the National Academy of Sciences. 2010: 35. Bibcode:2009astro2010S..35B. OCLC 850950122. Archived from the original on 7 August 2011. Retrieved 8 December 2019.
  93. ^ Peacock 1999, chpt. 3
  94. ^ Srianand, Raghunathan; Petitjean, Patrick; Ledoux, Cédric (21 December 2000). "The cosmic microwave background radiation temperature at a redshift of 2.34". Nature. 408 (6815): 931–935. arXiv:astro-ph/0012222. Bibcode:2000Natur.408..931S. doi:10.1038/35050020. PMID 11140672. S2CID 4313603. Lay summaryEuropean Southern Observatory (20 December 2000).
  95. ^ White, Martin (1999). "Anisotropies in the CMB" (PDF). In Arisaka, Katsushi; Bern, Zvi (eds.). DPF 99: Proceedings of the Los Angeles Meeting. Division of Particles and Fields Conference 1999 (DPF '99). Los Angeles: University of California, Los Angeles on behalf of the American Physical Society. arXiv:astro-ph/9903232. Bibcode:1999dpf..conf.....W. OCLC 43669022. Talk #9-10: The Cosmic Microwave Background. Archived (PDF) from the original on 4 February 2017. Retrieved 9 December 2019.
  96. ^ Bennett, Charles L.; Larson, Davin; Weiland, Janet L.; et al. (October 2013). "Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results". The Astrophysical Journal Supplement Series. 208 (2): Article 20. arXiv:1212.5225. Bibcode:2013ApJS..208...20B. doi:10.1088/0067-0049/208/2/20. S2CID 119271232.
  97. ^ Gannon, Megan (21 December 2012). "New 'Baby Picture' of Universe Unveiled". Space.com. New York: Future plc. Archived from the original on 29 October 2019. Retrieved 9 December 2019.
  98. ^ Wright 2004, p. 291
  99. ^ Melchiorri, Alessandro; Ade, Peter A.R.; de Bernardis, Paolo; et al. (20 June 2000). "A Measurement of Ω from the North American Test Flight of Boomerang". The Astrophysical Journal Letters. 536 (2): L63–L66. arXiv:astro-ph/9911445. Bibcode:2000ApJ...536L..63M. doi:10.1086/312744. PMID 10859119. S2CID 27518923.
  100. ^ de Bernardis, Paolo; Ade, Peter A.R.; Bock, James J.; et al. (27 April 2000). "A Flat Universe from High-Resolution Maps of the Cosmic Microwave Background Radiation" (PDF). Nature. 404 (6781): 955–959. arXiv:astro-ph/0004404. Bibcode:2000Natur.404..955D. doi:10.1038/35010035. hdl:10044/1/60851. PMID 10801117. S2CID 4412370. Archived (PDF) from the original on 2 May 2019. Retrieved 10 December 2019.
  101. ^ Miller, Andre D.; Caldwell, Robert H.; Devlin, Mark Joseph; et al. (10 October 1999). "A Measurement of the Angular Power Spectrum of the Cosmic Microwave Background from l = 100 to 400". The Astrophysical Journal Letters. 524 (1): L1–L4. arXiv:astro-ph/9906421. Bibcode:1999ApJ...524L...1M. doi:10.1086/312293. S2CID 1924091.
  102. ^ Steigman, Gary (February 2006). "Primordial Nucleosynthesis: Successes And Challenges". International Journal of Modern Physics E. 15 (1): 1–36. arXiv:astro-ph/0511534. Bibcode:2006IJMPE..15....1S. CiteSeerX 10.1.1.337.542. doi:10.1142/S0218301306004028. S2CID 12188807.
  103. ^ a b c Ryden 2003
  104. ^ a b Bertschinger, Edmund (2000). "Cosmological Perturbation Theory and Structure Formation". arXiv:astro-ph/0101009.
  105. ^ Bertschinger, Edmund (September 1998). "Simulations of Structure Formation in the Universe" (PDF). Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 36 (1): 599–654. Bibcode:1998ARA&A..36..599B. doi:10.1146/annurev.astro.36.1.599. S2CID 29015610. Archived from the original (PDF) on 9 March 2019.
  106. ^ "BICEP2 March 2014 Results and Data Products". The BICEP and Keck Array CMB Experiments. Cambridge, MA: FAS Research Computing, Harvard University. 16 December 2014 [Results originally released on 17 March 2014]. Archived from the original on 18 March 2014. Retrieved 10 December 2019.
  107. ^ Clavin, Whitney (17 March 2014). "NASA Technology Views Birth of the Universe". Jet Propulsion Laboratory. Washington, D.C.: NASA. Archived from the original on 10 October 2019. Retrieved 10 December 2019.
  108. ^ Overbye, Dennis (17 March 2014). "Space Ripples Reveal Big Bang's Smoking Gun". Space & Cosmos. The New York Times. New York. ISSN 0362-4331. Archived from the original on 17 March 2014. Retrieved 11 December 2019. "A version of this article appears in print on March 18, 2014, Section A, Page 1 of the New York edition with the headline: Space Ripples Reveal Big Bang's Smoking Gun." The online version of this article was originally titled "Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang".
  109. ^ Overbye, Dennis (24 March 2014). "Ripples From the Big Bang". Out There. The New York Times. New York. ISSN 0362-4331. Archived from the original on 25 March 2014. Retrieved 24 March 2014. "A version of this article appears in print on March 25, 2014, Section D, Page 1 of the New York edition with the headline: Ripples From the Big Bang."
  110. ^ Fumagalli, Michele; O'Meara, John M.; Prochaska, J. Xavier (2 December 2011). "Detection of Pristine Gas Two Billion Years After the Big Bang". Science. 334 (6060): 1245–1249. arXiv:1111.2334. Bibcode:2011Sci...334.1245F. doi:10.1126/science.1213581. PMID 22075722. S2CID 2434386.
  111. ^ Stephens, Tim (10 November 2011). "Astronomers find clouds of primordial gas from the early universe". University News & Events. Santa Cruz, CA: University of California, Santa Cruz. Archived from the original on 14 November 2011. Retrieved 11 December 2019.
  112. ^ Perley, Daniel (21 February 2005). "Determination of the Universe's Age, to". Berkeley, CA: Department of Astronomy, University of California, Berkeley. Archived from the original on 11 September 2006. Retrieved 11 December 2019.
  113. ^ Yang, R. J., & Zhang, S. N. (2010). The age problem in the ΛCDM model. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 407(3), 1835-1841.
  114. ^ Yu, H., & Wang, F. Y. (2014). Reconciling the cosmic age problem in the $$ R_\mathrm {h}= ct $$ universe. The European Physical Journal C, 74(10), 3090.
  115. ^ Srianand, Raghunathan; Noterdaeme, Pasquier; Ledoux, Cédric; et al. (May 2008). "First detection of CO in a high-redshift damped Lyman-α system". Astronomy & Astrophysics. 482 (3): L39–L42. Bibcode:2008A&A...482L..39S. doi:10.1051/0004-6361:200809727.
  116. ^ Avgoustidis, Anastasios; Luzzi, Gemma; Martins, Carlos J.A.P.; et al. (14 February 2012). "Constraints on the CMB temperature-redshift dependence from SZ and distance measurements". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2012 (2): Article 013. arXiv:1112.1862. Bibcode:2012JCAP...02..013A. CiteSeerX 10.1.1.758.6956. doi:10.1088/1475-7516/2012/02/013. S2CID 119261969.
  117. ^ Belušević 2008, p. 16
  118. ^ Ghosh, Pallab (11 February 2016). "Einstein's gravitational waves 'seen' from black holes". Science & Environment. BBC News. London: BBC. Archived from the original on 11 February 2016. Retrieved 13 April 2017.
  119. ^ Billings, Lee (12 February 2016). "The Future of Gravitational Wave Astronomy". Scientific American. Archived from the original on 13 February 2016. Retrieved 13 April 2017.
  120. ^ Earman, John; Mosterín, Jesús (March 1999). "A Critical Look at Inflationary Cosmology". Philosophy of Science. 66 (1): 1–49. doi:10.1086/392675. JSTOR 188736. S2CID 120393154.
  121. ^ Hawking & Israel 2010, pp. 581–638, chpt. 12: "Singularities and time-asymmetry" by Roger Penrose.
  122. ^ Penrose 1989
  123. ^ Steinhardt, Paul J. (April 2011). "The Inflation Debate: Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed?" (PDF). Scientific American. Vol. 304 no. 4. pp. 36–43. doi:10.1038/scientificamerican0411-36. Archived (PDF) from the original on 1 November 2019. Retrieved 23 December 2019.
  124. ^ Sakharov, Andrei D. (10 January 1967). "Нарушение СР-инвариантности, С-асимметрия и барионная асимметрия Вселенной" [Violation of CP-invariance, C-asymmetry and baryon asymmetry of the Universe] (PDF). Pis'ma v ZhETF (in Russian). 5 (1): 32–35. Archived (PDF) from the original on 28 July 2018.
  125. ^ Weinberg, Nevin N.; Kamionkowski, Marc (May 2003). "Constraining dark energy from the abundance of weak gravitational lenses". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 341 (1): 251–262. arXiv:astro-ph/0210134. Bibcode:2003MNRAS.341..251W. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06421.x. S2CID 1193946.
  126. ^ Tanabashi, M. 2018, pp. 406–413, chpt. 27: "Dark Energy" (Revised September 2017) by David H. Weinberg and Martin White.
  127. ^ Rugh, Svend E.; Zinkernagel, Henrik (December 2002). "The quantum vacuum and the cosmological constant problem". Studies in History and Philosophy of Science Part B. 33 (4): 663–705. arXiv:hep-th/0012253. Bibcode:2002SHPMP..33..663R. doi:10.1016/S1355-2198(02)00033-3. S2CID 9007190.
  128. ^ Keel, William C. (October 2009) [Last changes: February 2015]. "Dark Matter". Bill Keel's Lecture Notes - Galaxies and the Universe. Archived from the original on 3 May 2019. Retrieved 15 December 2019.
  129. ^ Tanabashi, M. 2018, pp. 396–405, chpt. 26: "Dark Matter" (Revised September 2017) by Manuel Drees and Gilles Gerbier.
  130. ^ Dodelson, Scott (31 December 2011). "The Real Problem with MOND". International Journal of Modern Physics D. 20 (14): 2749–2753. arXiv:1112.1320. Bibcode:2011IJMPD..20.2749D. doi:10.1142/S0218271811020561. S2CID 119194106.
  131. ^ a b c Kolb & Turner 1988, chpt. 8
  132. ^ Penrose 2007
  133. ^ a b Filippenko, Alexei V.; Pasachoff, Jay M. (March–April 2002). "A Universe from Nothing". Mercury. Vol. 31 no. 2. p. 15. Bibcode:2002Mercu..31b..15F. Archived from the original on 22 October 2013. Retrieved 10 March 2010.
  134. ^ a b Lawrence M. Krauss (Speaker); R. Elisabeth Cornwell (Producer) (21 October 2009). 'A Universe From Nothing' by Lawrence Krauss, AAI 2009 (Video). Washington, D.C.: Richard Dawkins Foundation for Reason and Science. Retrieved 17 October 2011.
  135. ^ Hawking & Israel 2010, pp. 504–517, chpt. 9: "The big bang cosmology — enigmas and nostrums" by Robert H. Dicke and Phillip J.E. Peebles.
  136. ^ NASA/WMAP Science Team (29 June 2015). "What is the Ultimate Fate of the Universe?". Universe 101: Big Bang Theory. Washington, D.C: NASA. Archived from the original on 15 October 2019. Retrieved 18 December 2019.
  137. ^ Adams, Fred C.; Laughlin, Gregory (April 1997). "A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects". Reviews of Modern Physics. 69 (2): 337–372. arXiv:astro-ph/9701131. Bibcode:1997RvMP...69..337A. doi:10.1103/RevModPhys.69.337. S2CID 12173790..
  138. ^ Caldwell, Robert R.; Kamionkowski, Marc; Weinberg, Nevin N. (15 August 2003). "Phantom Energy: Dark Energy with w<−1 Causes a Cosmic Doomsday". Physical Review Letters. 91 (7): 071301. arXiv:astro-ph/0302506. Bibcode:2003PhRvL..91g1301C. doi:10.1103/PhysRevLett.91.071301. PMID 12935004.
  139. ^ "Brief Answers to Cosmic Questions". Universe Forum. Cambridge, MA: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics. Archived from the original on 13 April 2016. Retrieved 18 December 2019. Archival site: "The Universe Forum's role as part of NASA's Education Support Network concluded in September, 2009."
  140. ^ Hawking 1988, p. 69.
  141. ^ Carroll n.d.
  142. ^ Beckers, Mike (16 February 2015). "Quantentrick schafft Urknall-Singularität ab" [Quantum Trick Eliminates the Big Bang Singularity]. Cosmology. Spektrum der Wissenschaft (in German). Archived from the original on 21 July 2017. Retrieved 19 December 2019. Google translation