انرژی تاریک: تفاوت میان نسخه‌ها
محتوای حذف‌شده محتوای افزوده‌شده
Fatemeh.za (بحث | مشارکت‌ها) بدون خلاصۀ ویرایش برچسب: نیازمند بازبینی |
Fatemeh.za (بحث | مشارکت‌ها) بدون خلاصۀ ویرایش برچسب: نیازمند بازبینی |
||
خط ۳۰:
در سال ۱۹۹۸، رصدهای منتشر شده از [[ابرنواختر نوع Ia]] توسط [[گروه جستجوی ابرنواختر در قرمزگرایی زیاد]]<ref> Adam G. Riess et al. (Supernova Search Team) (1998). "Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant". Astronomical J. 116 (3): 1009–38. arXiv:astro-ph/9805201. Bibcode:1998AJ....116.1009R. doi:10.1086/300499.</ref> که در سال ۱۹۹۹ بوسیله [[پروژه کیهانشناسی ابرنواختری]]<ref> Perlmutter, S. et al. (The Supernova Cosmology Project) (1999). "Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae". Astrophysical Journal 517 (2): 565–86. arXiv:astro-ph/9812133. Bibcode:1999ApJ...517..565P. doi:10.1086/307221.</ref> دنبال شد، پیشنهاد داد که انبساط جهان تندشونده است.<ref>The first paper, using observed data, which claimed a positive Lambda term was Paal, G. et al. (1992). "Inflation and compactification from galaxy redshifts?". ApSS 191: 107–24. Bibcode:1992Ap&SS.191..107P. doi:10.1007/BF00644200.</ref> جایزه نوبل فیزیک در سال ۲۰۱۱ برای این کار به [[سال پرلموتر]]، [[برایان اشمیت]] و [[آدم ریس]] اهدا شد.<ref>"The Nobel Prize in Physics 2011". Nobel Foundation. Retrieved 2011-10-04.</ref><ref> The Nobel Prize in Physics 2011. Perlmutter got half the prize, and the other half was shared between Schmidt and Riess.</ref>{{سر خط}}
از آن زمان، این مشاهدات توسط چندین منبع مستقل تایید شده است. اندازه‌گیری‌های [[تابش زمینه کیهانی]]، [[لنز گرانشی]] و [[ساختار بزرگ مقیاس]] کیهان به همراه اندازه گیریهای پیشرفته ابرنواخترها با مدل [[لامبدا-سی دی ام]] سازگار بوده‌اند.<ref>Spergel, D. N. et al. (WMAP collaboration) (March 2006). Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) three year results: implications for cosmology.</ref> برخی افراد می گویند تنها شواهد وجود انرژی تاریک مشاهداتی از اندازه گیری های دوردست و قرمزگرایی مربوطه است. ناهمسانگردی های تابش پس زمینه ی کیهانی و نوسانات آکوستیک مواد باریونی تنها مشاهداتی هستند که قرمزگرایی ها از آنچه با مدل جهان "غباری" فریدمان و ثابت هابل اندازه گیری شده ی محلی انتظار می رفت، بزرگترند.<ref> Durrer, R. (2011). "What do we really know about dark energy?". Philosophical Transactions of the Royal Society A 369: 5102–5114. arXiv:1103.5331. Bibcode:2011RSPTA.369.5102D. doi:10.1098/rsta.2011.0285</ref>{{سرخط}}
ابرنواخترها برای کیهان شناسی مفیدند، زیرا آنها [[شمع استاندارد]]های بسیار خوبی در فواصل کیهانی هستند. آنها باعث می شوند تاریخ انبساط جهان بتواند با نگاه به رابطه ی فاصله تا یک شی و [[قرمزگرایی]] آن، که میگوید دارد با چه سرعتی از ما دور می شود، اندازه گیری شود. این رابطه، بنابر [[قانون هابل]] خطی است. اندازه گیری قرمزگرایی نسبتا آسان است، اما پیدا کردن فاصله تا یک شی کار دشوارتری است. معمولا اخترشناسان از شمع های استاندارد استفاده می کنند: اشیایی که روشنایی ذاتی آنها، [[قدر مطلق (ستاره شناسی)| قدر مطلق]] آنها، معلوم است. این موضوع اندازه گیری فاصله تا شی را از روی روشنایی مشاهده شده آن، [[قدر ظاهری]]، امکان پذیر می سازد. ابرنواختر های نوع Ia بخاطر روشنایی زیادشان، بهترین شمع های استاندارد شناخته شده در فواصل کیهانی هستند.{{سرخط}}
رصدهای اخیر از ابرنواخترها سازگار با جهانی ساخته شده از 71.3% انرژی تاریک و 27.4% ترکیب ماده تاریک و ماده باریونی هستند.<ref>Kowalski, Marek; Rubin, David (October 27, 2008). "Improved Cosmological Constraints from New, Old and Combined Supernova Datasets". The Astrophysical Journal (Chicago: University of Chicago Press) 686 (2): 749–778. arXiv:0804.4142. Bibcode:2008ApJ...686..749K. doi:10.1086/589937.. They find a best fit value of the dark energy density, \Omega_{\Lambda} of 0.713+0.027–0.029(stat)+0.036–0.039(sys), of the total matter density, \Omega_{M}, of 0.274+0.016–0.016(stat)+0.013–0.012(sys) with an equation of state parameter w of −0.969+0.059–0.063(stat)+0.063–0.066(sys).</ref>
== منابع ==
{{پانویس|۲|چپ‌چین=بله}}
| |||