تشکیل ساختار: تفاوت میان نسخه‌ها
محتوای حذف‌شده محتوای افزوده‌شده
جز ربات: حذف میان‌ویکی موجود در ویکی‌داده: ۱۱ میان‌ویکی |
بدون خلاصۀ ویرایش |
||
خط ۱:
{{کیهان‌شناسی}}
'''تشکیل ساختار''' یکی از مسائل مهم در [[کیهان‌شناسی]] است. آن‌گونه که از رصد [[تابش زمینه کیهانی]] دیده می‌شود، جهان از حالتی بسیار داغ، چگال، و کم‌وبیش [[همگن]] آغاز شده است. ولی امروزه ساختارهای زیادی در اندازه‌های گوناگون پدید آمده‌اند: [[سیاره|سیاره‌ها]]، [[ستاره|ستاره‌ها]]، [[کهکشان|کهکشان‌ها]]، و ساختارهای بسیار بزرگ‌تر مانند [[خوشه‌های کهکشانی]] و [[خالی‌جا|خالی‌جاهای]] بزرگ بین آن‌ها. چگونه جهانی که در آغاز همگن بوده توانسته چنین ساختارهایی را بسازد؟
در دو سه دهه‌ی اخیر، این موضوع مورد قبول گسترده قرار گرفته است که با توجه به سن فعلی جهان، ماده باریونی در جهان به تنهایی نمی‌تواند جاذبه‌ی گرانشی کافی را برای تشکیل ساختارهای مشاهده‌شده تأمین کند. مشکل را می‌توان با معرفی ماده تاریک غیرباریونی دور زد. این ماده با فراهم آوردن نیروی گرانش اضافی، تشکیل ساختار را سرعت می‌بخشد، بدون آنکه اثرات فشار ایجاد مزاحمت کند. عقیده بر این است که تنها در صورت برقراری رابطه‌ی <math>{{\Omega }_{\text{0}}}>0\mathsf{/}2</math>، این تعریف جدید کارساز خواهد بود. در حال حاضر، هیچ مدل عملی پیرامون تشکیل ساختار، بدون تکیه بر دست کم این مقدار ماده تاریک، وجود ندارد.<ref>[[کتاب آشنایی با کیهان‌شناسی نوین]]، صفحه ۱۹۸</ref>
== مراجع ==
{{پانویس}}
* {{یادکرد کتاب|نام خانوادگی=لیدل|نام=اندرو|ترجمه=غلامرضا شاه‌علی|عنوان=[[آشنایی با کیهان‌شناسی نوین]]|ناشر=انتشارات شاهچراغ|مکان=شیراز|شابک=978-964-2632-7۶-۳}}
{{مستند کردن|VIAF=110279401|LCCN=n/50/46182}}
{{آغاز چپ‌چین}}
* Dodelson, Scott (2003). Modern Cosmology. Academic Press. ISBN 0-12-219141-2.
| |||