انرژی تاریک: تفاوت میان نسخه‌ها
محتوای حذف‌شده محتوای افزوده‌شده
برچسب: نیازمند بازبینی |
|||
خط ۳۰:
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 می‌گویند تنها شواهد وجود انرژی تاریک مشاهداتی از اندازه‌گیری‌های دوردست و قرمزگرایی مربوطه است. ناهمسانگردی‌های تابش پس زمینهٔ کیهانی و نوسانات آکوستیک مواد باریونی تنها مشاهداتی هستند که قرمزگرایی‌ها از آنچه با مدل جهان «غباری» فریدمان و ثابت هابل اندازه‌گیری شدهٔ محلی انتظار می‌رفت، 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 می‌شوند تاریخ انبساط جهان بتواند با نگاه به رابطهٔ فاصله تا یک شی و [[قرمزگرایی]] آن، که می‌گوید دارد با چه سرعتی از ما دور می‌شود، اندازه‌گیری شود. این رابطه، بنابر [[قانون هابل]] خطی است. اندازه‌گیری قرمزگرایی نسبتا آسان است، اما پیدا کردن فاصله تا یک شی کار دشوارتری است. معمولا اخترشناسان از شمع‌های استاندارد استفاده می‌کنند: اشیایی که روشنایی ذاتی آنها، [[قدر مطلق (ستاره‌شناسی)| قدر مطلق]] آنها، معلوم است. این موضوع اندازه‌گیری فاصله تا شی را از روی روشنایی مشاهده شده آن، [[قدر ظاهری]]، امکان‌پذیر می‌سازد. ابرنواخترهای نوع Ia بخاطر روشنایی زیادشان، بهترین شمع‌های استاندارد شناخته شده در فواصل کیهانی هستند.{{سرخط}}
رصدهای اخیر از ابرنواخترها سازگار با جهانی ساخته شده از ۷۱٫۳٪ انرژی تاریک و ۲۷٫۴٪ 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><br />
''' تابش زمینه کیهانی '''{{سر خط}}
به عنوان میراث زمان واجفتیدگی کیهان، تابش زمینه کیهانی شامل اطلاعات زیادی از عالم اولیه میباشد. آزمایش های جاری روی این پدیده، کاوشگر ناهمسانگردی ریزموجی ویلکینسون، ماهواره پلانک و... میباشد.
از مشاهدات تابش زمینه کیهانی، با استخراج برخی فواصل میتوان انرژی تاریک را مقید نمود. برای مثال پارامتر انتقال R که در زمان واجفتیدگی بیان می شود *z. این پارامتر به خوبی سلطه تابش زمینه کیهانی را بر انبساط عالم نشان می دهد و برای مدلهایی که از لامبدا سی دی ام دور هستند تقریبا بسیار خوبی است. مقیاس صوتی یکی دیگر از نسبت فواصل است lA که متناسب است با نسبت فاصله قطری زاویه ای بر افق صدا. این کمیت چند قطبی بودن تابش زمینه کیهانی مختصات قله صوتی را ارائه می کند.
دادههای تابش زمینه کیهانی می تواند برای کاوش انرژی تاریک از طریق انتگرال اثر ساکس ولف مورد استفاده قرار گیرد. این اثر ناهمسانگرد مقیاس بزرگ ناشی از پتانسیل های مختلف گرانشی در زمان شتاب کیهان هستند و از طریق رابطه متقابل بین تابش زمینه کیهانی و ساختار مقیاس بزرگ در حدود 4σ آشکار می شوند.<br />
''' نوسانات صوتی باریون '''{{سر خط}}
نوسانات صوتی باریون به ماده باریونی خوشه شده یا فرا چگال در یک مقیاس طولی خاص ( در عالم امروزی در حدود 150 مگا پارسک) ناشی از امواج صوتی اشاره می کند که در عالم اولیه و جوان منتشر میشدند. این امر خط کشی استاندارد را برای مشاهدات کیهانی ایجاد می کند و میتواند در انتقال به سرخ های کمتر از 1 از طریق بررسی کهکشانی اندازه گیری شود. یکی از معتبرترین اندازه گیری نوسانات صوتی باریون، نقشه انتقال به سرخ کهکشانی میدان دو درجه (2dFGRS)، SDSS و نقشه انرژی تاریک WiggleZ میباشد.
== منابع ==
| |||