ویکی‌پدیا

مه‌بانگ: تفاوت میان نسخه‌ها

نمایش تاریخچه به صورت تعاملی
→ تفاوت قدیمی‌ترتفاوت جدیدتر ←
محتوای حذف‌شده محتوای افزوده‌شده
دیداریویکی‌متن
FreshmanBot (بحث | مشارکت‌ها)
ربات‌ها
۱۳۳٬۲۴۲ ویرایش‌ها
جز اصلاح فاصله مجازی + اصلاح نویسه با استفاده از AWB
FreshmanBot (بحث | مشارکت‌ها)
ربات‌ها
۱۳۳٬۲۴۲ ویرایش‌ها
جز replaced: هم اکنون ← هم‌اکنون ، شناس ← ‌شناس ، مولفه ← مؤلفه (3) با ویرایشگر خودکار فارسی
خط ۳۱۹:
|دوره=۲۳ |صفحه=۲۱–۲۴
|bibcode=1915PA.....23Q..21S
|ref=harv}}</ref> ده سال بعد یک کیهان شناسکیهان‌شناس و ریاضیدان روسی به نام [[الکساندر فریدمان]] بر پایه معادلات میدان نسبیت عام اینشتین [[معادلات فریدمان]] را ارائه داد که نشان می‌داد بر خلاف مدل [[جهان ایستا]] که اینشتین نیز از آن حمایت می‌کرد، جهان ممکن است در حال انبساط باشد.<ref name="af1922">{{یادکرد ژورنال
|نام خانوادگی=Friedman |نام=A.A.
|سال=1922
خط ۸۳۵:
{{نوشتار اصلی|انرژی تاریک}}
 
اندازه‌گیریهای رابطه [[انتقال سرخ]]-[[قدر ظاهری]] [[ابرنواختر نوع Ia|ابرنواخترهای نوع Ia]] نشان می‌دهد که [[انبساط جهان]]، در زمانی که جهان نیمی از سن کنونی‌اش را داشته، [[جهان شتاب‌دار|شتابدار]] شده‌است. بنا بر نظریه [[نسبیت عام]] برای اینکه چنین شتابی امکانپذیر باشد باید بیشتر انرژی جهان از مولفه‌ایمؤلفه‌ای با [[معادله حالت (کیهان‌شناسی)|فشار منفی]] بالا تشکیل شده باشد که این مولفهمؤلفه را [[انرژی تاریک]] نامیده‌اند.<ref name="peebles">{{یادکرد ژورنال|نام=Peebles, P. J. E. and Ratra, Bharat |عنوان=The cosmological constant and dark energy|سال=2003|ژورنال=Reviews of Modern Physics|arxiv=astro-ph/0207347|دوره=75|شماره=2|صفحه=559–606|doi = 10.1103/RevModPhys.75.559|bibcode=2003RvMP...75..559P}}</ref>
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 بنا براین طبق نظریه نسبیت عام باید میزان چگالی جرم/انرژی آن تقریباً با مقدار [[معادلات فریدمان|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.<ref name="peebles" /> 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 [[لنز گرانشی|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.<ref name="wmap7year" /> بنا بر نظریات، چگالی انرژی در ماده با انبساط کیهان کاهش می‌یابد اما چگالی انرژی تاریک ثابت است (یا تقریباً ثابت است). بنا براین 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 مولفه‌هایمؤلفه‌های تشکیل‌دهنده جهان توسط نظریه‌پردازان در چندین نظریه رقیب توضیح داده شده‌است؛ مثلاً توسط [[ثابت کیهانی]] اینشتین یا نظریه‌های بیگانه‌تری مانند [[اثیر (فیزیک)|اثیر]] یا انواع دیگری از تعریف [[گرانش]].<ref>{{cite journal|last1=Mortonson|first1=Michael J.|last2=Weinberg|first2=David H.|last3=White|first3=Martin|title=Dark Energy: A Short Review|journal=Particle Data Group 2014 Review of Particle Physics|date=Dec 2013|url=http://arxiv.org/pdf/1401.0046v1.pdf}}</ref>
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.<ref>{{cite journal|last1=Rugh|first1=S.E.|last2=Zinkernagel|first2=H.|title=The quantum vacuum and the cosmological constant problem|journal=Studies in History and Philosophy of Science Part B: Studies in History and Philosophy of Modern Physics|date=December 2002|volume=33|issue=4|pages=663-705|doi=10.1016/S1355-2198(02)00033-3|url=http://www.sciencedirect.com/science/article/pii/S1355219802000333}}</ref>
 
خط ۹۰۸:
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]] {{انگلیسی|Big Crunch}} می‌گویند.<ref name="autogenerated2">Kolb and Turner, 1988, chapter 3</ref> 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 [[کوتوله سفید|کوتوله‌های سفید]]، [[ستاره نوترونی|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]].<ref>{{یادکرد وب | نام خانوادگی =Griswold | نام =Britt | عنوان =What is the Ultimate Fate of the Universe? | work =Universe 101 Big Bang Theory | ناشر =NASA | تاریخ = 2012 | پیوند =http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_fate.html}}</ref>
علاوه بر این اگر پروتون [[واپاشی 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.<ref name=dying>{{یادکرد ژورنال|عنوان=A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects|نام=Fred C. Adams and Gregory Laughlin|ژورنال=Reviews of Modern Physics |دوره=69 |شماره=2 |صفحه=337–372 |تاریخ=1997 |bibcode=1997RvMP...69..337A |doi=10.1103/RevModPhys.69.337| arxiv=astro-ph/9701131}}.</ref>{{rp|sec VI.D}}
مشاهدات جدید مبنی بر شتابدار بودن انبساط جهان، ایجاب می‌کند که بخش‌های بیشتر و بیشتری از جهانی که هم اکنونهم‌اکنون 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]] {{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 [[خوشه کهکشانی|خوشه‌های کهکشانی]]، سیاره‌ها، هسته و خود ماده بر اثر انبساط روزافزون، به سرنوشت [[مه‌گسست]] دچار می‌شوند و از هم گسیخته می‌شوند.<ref>{{یادکرد ژورنال
|نام خانوادگی=Caldwell |نام=R. R
|نام خانوادگی۲=Kamionkowski |نام۲=M.
برگرفته از «https://fa.wikipedia.org/wiki/مه‌بانگ»