پرش به محتوا

مه‌بانگ

ویرایش پیوندها
از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
«بیگ بنگ» و «انفجار بزرگ» به اینجا تغییرمسیر دارند. برای گروه موسیقی، بیگ بنگ (گروه موسیقی) را ببینید. برای مجموعه تلویزیونی کمدی، تئوری بیگ بنگ را ببینید. برای دیگر کاربردهای انفجار بزرگ، انفجار بزرگ (ابهام‌زدایی) را ببینید.
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 برش‌های دایره‌ای نمایش می‌دهد. در انتهای سمت چپ شکل انبساط دراماتیکی قابل مشاهده است که نمایانگر دورهٔ تورم کیهانی اولیه است و در مرکز آن انبساط شتاب می‌گیرد.
نوشتاری از مجموعه
کیهان‌شناسی فیزیکی
تصویر کل آسمان حاصل ۹ سال داده‌های دبلیومپ
جهان اولیه
زمینه‌ها
انبساط · آینده
اجزاء · ساختار
اجزاء
ساختار
آزمون‌ها
دانشمندان
تاریخچه موضوع
بر طبق نظریهٔ مه‌بانگ، جهان از یک نقطهٔ بسیارچگال و داغ گسترش یافته‌است. هم‌اکنون به علت وجود انرژی تاریک، به سرعت در حال گسترش است.

نظریهٔ مِه‌بانگ یا بیگ بنگ یا انفجار بزرگ یا بانگ بزرگ یا آوای بلند(به انگلیسی: Big Bang Theory) معتبرترین و مهم ترین مدل مابین مدل‌های کنونی کیهان‌شناسی (دریای سیاه‌چاله، جهان‌های متناوب و جهان از هم گسسته) است که وجود جهان قابل مشاهده را از ابتدایی‌ترین دوران شناخته‌شده در سراسر دورهٔ فرگشت آن توضیح می‌دهد.[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 زمینهٔ کیهانی و ساختار بزرگ مقیاس، توضیح جامعی ارائه می‌دهد.[۶]

مهم‌تر از همهٔ 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 شناخته‌شدهٔ فیزیک، جهان متراکم‌تر و متراکم‌تر می‌شود تا به یک نقطهٔ تکینگی می‌رسیم که در آن زمان و فضا معنی خود را از دست می‌دهند (این نقطه با نام تکینگی مه‌بانگ شناخته می‌شود).[۷] اندازه‌گیری‌های جزئی نرخ انبساط جهان این نقطهٔ تکینگی را حدود ۱۳٫۸ میلیارد سال پیش نشان می‌دهد، که می‌توان این رقم را سن جهان در نظر گرفت.[۸]

پس از انبساط اولیهٔ جهان به اندازهٔ 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 سازندهٔ نخستین، اخترشناسان آثار گرانشی مربوط به یک مادهٔ تاریک ناشناخته که کهکشان‌ها را احاطه کرده، را نیز مشاهده نموده‌اند. به نظر می‌رسد که بیشتر پتانسیل گرانشی جهان در این شکل باشد و نظریهٔ مه‌بانگ و سایر مشاهدات مختلف دلالت بر این دارند که این پتانسیل گرانشی اضافی از مادهٔ باریونی (مثل اتم‌های عادی) ناشی نمی‌شود. اندازه‌گیری پدیدهٔ 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، نخستین‌بار در سال ۱۹۲۷ این ایده را مطرح نمود که انبساط جهان را می‌توان در زمان رو به عقب دنبال نمود تا به نقطهٔ اولیه رسید، که وی آن را اتم نخستین می‌نامید. در سال ۱۹۲۹، ادوین هابل با بررسی پدیدهٔ 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 فرضیهٔ جهان در حال انبساط سازگار بود. تا چندین دهه جامعهٔ علمی به دو دسته طرفداران نظریهٔ مه‌بانگ و نظریهٔ حالت پایدار تقسیم می‌شد که هر دو نظریه انبساط جهان را توضیح می‌داد اما نظریهٔ حالت پایدار برخلاف مه‌بانگ که عمر جهان را متناهی می‌دانست، جهانی ازلی و بدون نقطهٔ ابتدایی را توصیف می‌کرد. در سال ۱۹۶۴ تابش زمینهٔ کیهانی کشف شد، که بسیاری از اخترشناسان را مجاب نمود که نظریهٔ حالت پایدار ابطال شده‌است.[۱۰] برخلاف نظریهٔ حالت پایدار، نظریهٔ 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 می‌داند.

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]

این نظریه،مهم ترین نظریه در نجوم شناسی(اختر شناسی)،کیهان شناسی(کازمولوژی)،کیهان شناسی فیزیکی،اختر فیزیک،کیهان شناسی کوانتومی،کیهان شناسی غشایی،گیتی شناسی(جهان شناسی)است که برای فهمیدن بیشتر نظریه ها و معادلات و اصل ها باید اول این نظریه را خوب بفمید که بیشتر نظریه های مربوط به کیهان شناسی در آخر به بیگ بنگ ختم میشوند مانند:تابش زمینه کیهانی یا تابش ماکرو ویو،نظریه ریسمان یا رشته،گرانش کوانتومی،تورم کیهانی،نظریه چند جهانی،نظریه های نسبیت(نسبیت عام،نسبیت خاص،نظریه برانس دیکی،نسبیت خاص دوگانه یا نسبیت خاص مضاعف)،تکینگی،ریزموج زمینه کیهانی،همگرایی گرانشی،ریز همگرایی گرانشی،زمینه موج گرانشی(زمینه تصادفی) و...

ویژگی‌های مدل

[ویرایش]

نظریه مه‌بانگ توضیح کاملی دربارهٔ 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]
مقاله‌های اصلی: متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر و انبساط جهان
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 داده‌است؛ 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 می‌کند. 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. درحالی‌که 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 رسیده‌است، 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]
مقالهٔ اصلی: گاه‌شمار مه‌بانگ

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]
همچنین ببینید: تکینگی گرانشی و دوره پلانک

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 به‌طور کلی‌تر و برای اشاره به فاز داغ و فشرده اولیه جهان به کار می‌رود.[۲۴]در هر صورت 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 (به‌طور 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 می‌بایست ماده در آن زمان به‌طور تقریباً یکنواختی با شیب تراکم قابل چشم‌پوشی توزیع شده باشد.[۲۶]

تورم کیهانی و باریون‌زایی

[ویرایش]
مقاله‌های اصلی: تورم کیهانی و باریون‌زایی

لحظات نخستین پس از مه‌بانگ، موضوع گمانه‌زنی‌های 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 نیروی 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 آغاز 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 به‌وجود 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 الکترومغناطیس 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]
مقاله‌های اصلی: هسته‌زایی مه‌بانگ و تابش زمینه کیهانی
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 و بنابراین 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 -۶۱۰ 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 فوتونها (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 با چگالی 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]
مقالهٔ اصلی: تشکیل ساختار

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]
مقالهٔ اصلی: جهان شتاب‌دار

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 به‌طور 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]
مقالهٔ اصلی: تاریخ نظریه مه‌بانگ
همچنین ببینید: گاه‌شمار کیهان‌شناسی

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
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 برخلاف 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 می‌داد 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 درحالی‌که 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 ویژگی‌های 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."

لاورنس کراوس[۷۳]

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]
مقاله‌های اصلی: قانون هابل و انبساط جهان

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]
مقالهٔ اصلی: تابش زمینه کیهانی
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 درحالی‌که 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]
مقالهٔ اصلی: هسته زایی مهبانگ

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]
مقاله‌های اصلی: شکل‌گیری و تکامل کهکشان‌ها و تشکیل ساختار
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]
مقالهٔ اصلی: فهرست مسئله‌های حل‌نشده در فیزیک

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 به‌وجود آورده‌اند؛ 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 شده‌است.[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]
مقالهٔ اصلی: عدم تقارن باریون

هنوز به خوبی نمی‌دانیم که چرا در جهان میزان ماده از پادماده (ضد ماده) 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]
مقالهٔ اصلی: انرژی تاریک

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]
مقالهٔ اصلی: ماده تاریک
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]
مقالهٔ اصلی: مسئله افق

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]
مقالهٔ اصلی: مسئله تخت‌بودن
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]
مقالهٔ اصلی: سرانجام کیهان

پیش از مشاهدات مربوط به وجود انرژی تاریک، کیهان شناسان دو سناریوی متفاوت برای آینده جهان متصور بودند. اگر چگالی جرم جهان بیشتر از مقدار بحرانی بود، جهان به اندازه بیشینه‌ای رسیده و شروع به فروپاشی می‌کرد. جهان چگالتر و داغ تر می‌شد تا سر انجام به وضعیتی مشابه وضعیتی که از آن شروع 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، درحالی‌که 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.[نیازمند منبع] 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 از حرکت در فضا به کار برد. قانون هابل سرعتی را توصیف می‌کند که ناشی از انبساط فضاست و نه حرکت در فضا.[نیازمند منبع]

اخترشناسان اغلب از پدیده انتقال به سرخ به عنوان یک انتقال دوپلری یاد می‌کنند که ممکن است موجب سوءبرداشت شود.[نیازمند منبع] اگرچه این 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.[نیازمند منبع]

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 به‌وجود 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 به‌وجود 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.[۱۳۰] برخی فرمول‌بندی‌های گرانش کوانتومی مانند معادله ویلر–دویت دلالت بر این دارند که خود زمان نیز ممکن است یک ویژگی ظهوری باشد.[۱۳۱] و بدین ترتیب می‌توان نتیجه گرفت که زمان پیش از مه‌بانگ وجود نداشته‌است.[۱۳۲][۱۳۳]

اینکه چه چیزی ممکن است سبب به‌وجود آمدن 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.[۱۳۴]
  • 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.[۱۳۵]
  • 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.[۱۳۶][۱۳۷][۱۳۸][۱۳۹]
  • 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.[۱۴۰][۱۴۱]

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.[۱۴۲][۱۴۳] و در نتیجه این نظریه به یکی از داغ‌ترین موضوعات در مباحثه میان دین و دانش بدل شده‌است.[۱۴۴] برخی بر این باورند که نظریه مه‌بانگ نشانگر وجود خداست[۱۴۵][۱۴۶] و برخی نیز نشانه‌های آن را در کتب مقدس خود پیدا کرده‌اند،[۱۴۷] درحالی‌که برخی دیگر عقیده دارند که با نظریه مه‌بانگ وجود مفهوم یک پدیدآورنده غیرضروری است.[۱۴۳][۱۴۸]

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.[۱۴۹][۱۵۰][۱۵۱] علاوه بر این بسیاری از خداشناسان و فیزیکدانان، نظریه مه‌بانگ را نشانه‌ای از وجود خدا می‌دانند.[۱۵۲][۱۵۳] یکی از بحث‌های پرطرفدار در مورد وجود خدا به نام «کیهان‌شناسی کلام» بر پایه نظریه مه‌بانگ استوار است.[۱۵۴][۱۵۵] 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[۱۵۶] و این نتیجه‌گیری که جهان سرآغازی داشته‌است را رد می‌کردند.[۱۴۴][۱۵۷]

بسیاری از مفسرین مسلمان ادعا نموده‌اند که در قرآن از مه‌بانگ یاد شده‌است.[۱۵۸][۱۵۹] 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؟»[۱۶۰][۱۶۱][۱۶۲]

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[۱۶۳][۱۶۴] 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.[۱۶۵][۱۶۶] 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.[۱۶۷] ناسادیا سوکتا (سرود آفرینش) در ریگ‌ودا (۱۲۹:۱۰) عنوان می‌کند که جهان از یک نقطه (بیندو) توسط گرما ایجاد شده‌است.[۱۶۸][۱۶۹]

رابرت جی مارکز در این باره می‌گوید: «اگر به بی‌نهایت بودن اعتقاد داشته باشیم به پوچی خواهیم رسید». همچنین برای این که در علم پیشرفت کنیم، باید فرض کنیم که برخی اتفاقات واقعی هستند؛ بنابراین چاره‌ای نداریم جز این که فرض کنیم جهان آغازی داشته‌است. اما دربارهٔ این که این آغاز به چه صورت بوده‌است، اکنون شک و تردید داریم.[۱۷۰]

جستارهای وابسته

[ویرایش]

منابع

[ویرایش]
  1. ↑ Horizons of Cosmology [افق کیهان‌شناسی] (به انگلیسی). Templeton Press. 2009. p. 208. {{cite book}}: |نام= missing |نام= (help)
  2. ↑ Big Bang: The Origin of the Universe [مه‌بانگ، سرآغاز گیتی] (به انگلیسی). Harper Perennial. 2005. p. 560. {{cite book}}: |نام= missing |نام= (help)
  3. ↑ Wollack, E. J. (10 December 2010). "Cosmology: The Study of the Universe" [کیهان‌شناسی: مطالعه گیتی]. Universe 101: Big Bang Theory (به انگلیسی). 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"] [مدل مه بانگ] (به انگلیسی). Retrieved 11 February 2015. {{cite web}}: Check |پیوند= value (help); More than one of |نشانی= و |پیوند= specified (help)
  6. ↑ Wright, E. L. (9 May 2009). "What is the evidence for the Big Bang?". Frequently Asked Questions in Cosmology (به انگلیسی). UCLA, Division of Astronomy and Astrophysics. Retrieved 16 October 2009.
  7. ↑ Gravity, Black Holes, and the Very Early Universe (به انگلیسی).
  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 (به انگلیسی). 75 (2): 559–606. 2003. arXiv:astro-ph/0207347. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559. ISSN 0034-6861. {{cite journal}}: |نام= missing |نام= (help) خطای یادکرد: برچسب <ref> نامعتبر؛ نام «peebles» چندین بار با محتوای متفاوت تعریف شده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  10. ↑ Bruce, Patridge R. (1995). 3K: The Cosmic Microwave Background Radiation (به انگلیسی). Cambridge University Press.
  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 (به انگلیسی). Retrieved 16 Jun 2021.
  16. ↑ Light After Dark I: Structures of the Sky (به انگلیسی).
  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 (به انگلیسی): ۳۴۳: ۴۵۹. Bibcode:1999A&A...343..439I.
  18. ↑ Goodman, J. (1995). "Geocentrism Reexamined". Physical Review D (به انگلیسی). 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 (به انگلیسی). Oxford University Press.
  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 (به انگلیسی). B (314): 298–302. Bibcode:1993PhLB..314..298E. doi:10.1016/0370-2693(93)91239-J. {{cite journal}}: |access-date= requires |url= (help)نگهداری یادکرد:تاریخ و سال (link)
  22. ↑ Hawking, S.W (1973). The Large-Scale Structure of Space-Time (به انگلیسی). Cambridge University Press.
  23. ↑ Roos, M (2008). Astronomy and Astrophysics (به انگلیسی). EOLSS publishers.
  24. ↑ Drees, W.B (1990). Beyond the big bang: quantum cosmologies and God (به انگلیسی). Open Court Publishing. p. ۲۲۳–۲۲۴.
  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 ۹۷۸-۰-۱۹-۸۵۳۰۹۶-۱.
  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 (به انگلیسی). Vintage Books.
  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 (به انگلیسی). 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 و 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 (به انگلیسی). 148 (1): 175–194. arXiv:astro-ph/0302209. Bibcode:2003ApJS..148..175S. doi:10.1086/377226. {{cite journal}}: |نام2= missing |نام2= (help); Explicit use of et al. in: |نام2= (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) (به انگلیسی). NASA. {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (help)
  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 (به انگلیسی). ۱: ۵۶–۵۷. Bibcode:1913LowOB...2...56S.
  46. ↑ Slipher, V.M (1915). "Spectrographic Observations of Nebulae". Popular Astronomy (به انگلیسی). 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 (به انگلیسی). 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 |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 (به انگلیسی). ۹۱: ۴۸۳–۴۹۰. Bibcode:1931MNRAS..91..483L.)
  51. ↑ Lemaître, G. (1931). "The Evolution of the Universe: Discussion". Nature (به انگلیسی). 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 (به انگلیسی). PBS. Retrieved 9 March 2012.
  54. ↑ Eddington, A. (1931). "The End of the World: from the Standpoint of Mathematical Physics". Nature (به انگلیسی). 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 (به انگلیسی). ۵ (۱): ۱۹–۴۴. ISSN ۲۲۳۳–۳۰۰۲. {{cite journal}}: Check |issn= value (help)
  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 (به انگلیسی). Oxford University Press. LCCN ۳۵۱۹۰۹۳. {{cite book}}: 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 (به انگلیسی). 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 (به انگلیسی). ۱۰۸: ۳۷۲. Bibcode:1948MNRAS.108..372H.
  61. ↑ Alpher, R.A.; Bethe, H.; Gamow, G. (1948). "The Origin of Chemical Elements". Physical Review (به انگلیسی). 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 (به انگلیسی). ۱۶۲ (۴۱۲۴): ۷۷۴. Bibcode:1948Natur.162..774A. doi:10.1038/162774b0.
  63. ↑ Singh, S. (21 April 2007). "Big Bang". SimonSingh.net (به انگلیسی). 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 (به انگلیسی). 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، ص. 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 (به انگلیسی). ۳۹۷: ۴۲۰. Bibcode:1992ApJ...397..420B. doi:10.1086/171797. {{cite journal}}: 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 (به انگلیسی). 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 ساده – رصدخانه 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. ↑ . 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 و Israel 2010، صص. 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. 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.
  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. ↑ 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.
  131. ↑ (Carroll n.d.)
  132. ↑ 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. {{cite magazine}}: Unknown parameter |سازمان= ignored (help); Unknown parameter |وضعیت پیوند= ignored (help) الگو:Google translation
  133. ↑ 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.
  134. ↑ 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.
  135. ↑ Bird، P. (۲۰۱۱). «Determining the Big Bang State Vector» (PDF). بایگانی‌شده از اصلی (PDF) در ۲۹ سپتامبر ۲۰۱۸. دریافت‌شده در ۲۵ فوریه ۲۰۱۳.
  136. ↑ 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.
  137. ↑ A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue arXiv:hep-th/0205259.
  138. ↑ Than، K. (۲۰۰۶). «Recycled Universe: Theory Could Solve Cosmic Mystery». Space.com. دریافت‌شده در ۳ ژوئیه ۲۰۰۷.
  139. ↑ Kennedy، B. K. (۲۰۰۷). «What Happened Before the Big Bang?». بایگانی‌شده از اصلی در ۴ ژوئیه ۲۰۰۷. دریافت‌شده در ۳ ژوئیه ۲۰۰۷.
  140. ↑ Linde، A. (۱۹۸۶). «Eternal Chaotic Inflation». Modern Physics Letters A. ۱ (۲): ۸۱. doi:10.1142/S0217732386000129. بیبکد:1986MPLA....1...81L.
  141. ↑ 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.
  142. ↑ Harris، J.F. (۲۰۰۲). Analytic philosophy of religion. Springer. ص. ۱۲۸. شابک ۹۷۸-۱-۴۰۲۰-۰۵۳۰-۵.
  143. ↑ ۱۴۳٫۰ ۱۴۳٫۱ Frame، T. (۲۰۰۹). Losing my religion. UNSW Press. ص. ۱۳۷–۱۴۱. شابک ۹۷۸-۱-۹۲۱۴۱۰-۱۹-۲.
  144. ↑ ۱۴۴٫۰ ۱۴۴٫۱ 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 شده است. (صفحهٔ راهنما را مطالعه کنید.).
  145. ↑ (Harris 2002، ص. 129)
  146. ↑ 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.
  147. ↑ Asad، Muhammad (۱۹۸۴). The Message of the Qu'rán. Gibraltar, Spain: Dar al-Andalus Limited. شابک ۱-۹۰۴۵۱۰-۰۰-۰.
  148. ↑ 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.
  149. ↑ «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)
  150. ↑ 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.
  151. ↑ 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.
  152. ↑ 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.
  153. ↑ 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)
  154. ↑ 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)
  155. ↑ 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.
  156. ↑ Kragh، H. (۱۹۹۶). Cosmology and Controversy. Princeton (NJ): انتشارات دانشگاه پرینستون. شابک ۰-۶۹۱-۰۲۶۲۳-۸.
  157. ↑ 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.'
  158. ↑ 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)
  159. ↑ 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)
  160. ↑ 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.
  161. ↑ quran.com سوره انبیا ۲۱:۳۰ سورة الأنبیاء
  162. ↑ tanzil.net
  163. ↑ 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.
  164. ↑ "Ai soci della Pontificia Accademia delle Scienze, 22 novembre 1951 - Pio XII, Discorsi" (به ایتالیایی). Tipografia Poliglotta Vaticana. ۱۹۵۱-۱۱-۰۲. Retrieved 2012-02-23. {{cite web}}: |نام= missing |نام= (help); Check |نام= value (help)
  165. ↑ 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)
  166. ↑ 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)
  167. ↑ 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)
  168. ↑ Kenneth, Kramer (1986), World scriptures: an introduction to comparative religions, p. 34
  169. ↑ 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)
  170. ↑ «تلسکوپ فضایی جیمز وب، نظریه بیگ بنگ را نقض خواهد کرد؟ - تلسکوپ جیمز وب». ۲۰۲۲-۰۸-۱۵. دریافت‌شده در ۲۰۲۲-۰۸-۱۵.

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]
در ویکی‌انبار پرونده‌هایی دربارهٔ مه‌بانگ موجود است.
برگرفته از «https://fa.wikipedia.org/w/index.php?title=مه‌بانگ&oldid=40821415»