انرژی تاریک: تفاوت میان نسخهها
محتوای حذفشده محتوای افزودهشده
Yamaha5Bot (بحث | مشارکتها) جز v1.43b - پروژهٔ چکویکی (الگوهای دارای پیشوند نالازم الگو:) برچسب: WPCleaner |
FreshmanBot (بحث | مشارکتها) جز replaced: های ← های (4)، می شود ← میشود، تاثیر ← تأثیر (4)، شناسی ← شناسی (5)، می دهد ← میدهد (2)، می کند ← می با ویرایشگر خودکار فارسی |
||
خط ۱:
{{کیهانشناسی}}
در [[کیهانشناسی]]، '''انرژی تاریک''' نوع ناشناختهای از [[انرژی]] است که همهٔ فضا را بصورت فرضی در بر میگیرد و [[قانون هابل|سرعت انبساط جهان]] را میافزاید.<ref>Peebles, P. J. E. and Ratra, Bharat (2003). "The cosmological constant and dark energy". Reviews of Modern Physics 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559</ref> انرژی تاریک مقبولترین فرضیه برای توضیح دادن مشاهدات اخیر است که میگویند جهان با آهنگ رو به افزایشی (با [[شتاب]]) منبسط میشود. در [[مدل استاندارد کیهانشناسی]] بنابر [[همارزی جرم-انرژی]]، جهان شامل حدود ۲۶٫۸٪ ماده تاریک،۶۸٫۳٪ انرژی تاریک (در مجموع ۹۵٫۱٪) و ۴٫۹٪ مادهٔ معمولی است.<ref>Ade, P. A. R. ; Aghanim, N. ; Armitage-Caplan, C. ; et al. (Planck Collaboration) (31 March 2013). "Planck 2013 Results Papers". Astronomy and Astrophysics (submitted). arXiv:1303.5062. Bibcode:2013arXiv1303.5062P</ref><ref>Ade, P. A. R. ; Aghanim, N. ; Armitage-Caplan, C. ; et al. (Planck Collaboration) (22 March 2013). "Planck 2013 results. I. Overview of products and scientific results – Table 9.". Astronomy and Astrophysics (submitted). arXiv:1303.5062. Bibcode:2013arXiv1303.5062P</ref><ref>"First Planck results: the Universe is still weird and interesting"</ref><ref>Sean Carroll, Ph.D. , Cal Tech, 2007, The Teaching Company, Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Guidebook Part 2 page 46, Accessed Oct. 7, 2013, "...dark energy: A smooth, persistent component of invisible energy, thought to make up about 70 percent of the current energy density of the universe. Dark energy is known to be smooth because it doesn't accumulate preferentially in galaxies and clusters..."</ref> باز هم بر اساس همارزی جرم-انرژی، چگالی انرژی تاریک بسیار کم است. در منظومه شمسی، تقریباً فقط ۶ تن انرژی تاریک درون شعاع مدار پلوتو یافت میشود. با این حال، انرژی تاریک بیشتر جرم-انرژی جهان را تشکیل میدهد، زیرا
دو شکل برای انرژی تاریک ارائه
اندازهگیریهای دقیقی از انبساط جهان برای فهمیدن اینکه نرخ انبساط چگونه در طول زمان تغییر میکند، لازم است. در [[نسبیت عام]]، سیر تکاملی انبساط جهان بوسیلهٔ [[معادلهٔ حالت]] کیهانی (رابطهٔ بین دما، فشار و ترکیب ماده، انرژی و چگالی انرژی خلا در هر ناحیه از فضا) فرمول بندی میشود. امروزه، اندازهگیری معادلهٔ حالت انرژی تاریک یکی از بزرگترین تلاشهای
[[پرونده:DarkMatterPie.jpg|بندانگشتی|363x363px|سهم انرژی تاریک و [[ماده تاریک|مادّهٔ تاریک]] از کل جهان]]
افزودن ثابت
خط ۱۵:
== طبیعت انرژی تاریک ==
چیزهای بسیاری دربارهٔ طبیعت انرژی تاریک جای تعمق دارند. شواهد انرژی تاریک غیر مستقیم هستند اما از سه منبع مستقل میآیند:
** اندازهگیریهای فاصله و رابطهٔ
** نیاز نظری به نوعی انرژی اضافی که نه ماده و نه ماده تاریک است برای تشکیل [[جهان تخت]] مشاهده شده (نبود هیچ انحنای جهانی قابلِ یافت).
** میتواند از اندازه گیریهای الگوهای موجی جرم در مقیاس بزرگ استنتاج شود.
انرژی تاریک بسیار [[همگن]] در نظر گرفته میشود، خیلی چگال نیست و معلوم نیست با کدام یک از [[نیروهای بنیادی]] بجز [[گرانش]] برهم کنش میکند. هم چنین به علت رقیق بودن، در آزمایشهای آزمایشگاهی قابل شناسایی نیست. انرژی تاریک، با تشکیل ۶۸٪ چگالی جهان، میتواند
== تاثیر انرژی تاریک: فشار کوچک، ثابت و منفی خلأ ==
مستقل از طبیعت واقعی اش، انرژی تاریک باید یک فشار قوی منفی (که بصورت دافعه عمل کند) داشته باشد، تا بتواند [[شتاب]] مشاهده شدهٔ [[انبساط جهان]] را توضیح دهد.
بر اساس نسبیت عام، فشاری که در میان ماده است، درست مانند چگالی جرمی در جاذبهٔ گرانشی آن ماده بر سایر اجسام سهیم است. دلیل این اتفاق این است که کمیت فیزیکی که باعث ایجاد
در [[متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر|متریک رابرتسون واکر]]، میتوان نشان داد که یک فشار ثابت، قوی و منفی در تمام جهان، در صورتی که جهان اکنون در حال انبساط باشد، باعث شتاب افزایشی انبساط، و اگر جهان در حال انقباض باشد، باعث شتاب کاهشی انقباض میشود.
این
شتاب، به سادگی تابعی از چگالی انرژی تاریک است. انرژی تاریک پایا است: چگالی اش ثابت میماند (
== شواهد مبنی بر وجود ==
[[پرونده:Progenitor IA supernova.svg|بندانگشتی|346x346پیکسل|مراحل تشکیل یک ابرنواختر]]
''' ابرنواختر'''{{سخ}}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 تند شونده 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>{{سخ}}
از آن زمان، این مشاهدات توسط چندین منبع مستقل تایید
ابرنواخترها برای
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>{{سخ}}
''' تابش زمینه کیهانی '''{{سخ}}
به عنوان میراث زمان واجفتیدگی کیهان، تابش زمینه کیهانی شامل اطلاعات زیادی از عالم اولیه 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 میشود *z. این پارامتر به خوبی سلطه تابش زمینه کیهانی را بر انبساط عالم نشان
دادههای تابش زمینه کیهانی میتواند برای کاوش انرژی تاریک از طریق انتگرال اثر ساکس ولف مورد استفاده قرار گیرد. این اثر ناهمسانگرد مقیاس بزرگ ناشی از
''' نوسانات صوتی باریون '''{{سخ}}
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
''' همگرایی ضعیف '''{{سخ}}
همگرایی ضعیف یعنی تحریف جزئی تصویر اجرام دور ناشی از خمش گرانشی نور توسط ساختار عالم. جرم و موقعیت گرایش بستگی به توزیع ماده در مخروط نوری دارد، درحالیکه فواصل اجسام و گرایش آنها توسط هندسه فضا زمانی تعیین
''' ساختار مقیاس بزرگ '''{{سخ}}
نظریه ساختار مقیاس بزرگ که حاکم بر نحوه شکل گیری ساختار عالم است(ستارگان، کوازارها و خوشه و گروههای کهکشانی) نشان
''' اثر ساکس ولف '''{{سخ}}
انبساط شتابدار عالم به دلیل چاههای پتانسیل گرانشی و عبور فوتونها از آنها لکههای سرد و گرم روی نقشه CMB ایجاد
''' کاوشگران دیگر انرژی تاریک '''{{سخ}}
آ. خوشههای کهکشانی{{سخ}}
خوشه کهکشانها و تعدادی از گروهای شناخته شده آنها ٬بزرگترین اجرام جهان هستند.یک خوشه کهکشانی از سه بخش تشکیل
ب. انفجارهای پرتو گاما
فوران ناگهانی و شدید پرتو گاما در اعماق کیهان. این پدیده دهها سال به عنوان یکی از پدیدههای مرموز اخترشناسی شناخته میشد. امروزه معلوم شدهاست که برخی از این انفجارها مربوط به ابرنواخترها، و برخی دیگر مربوط به مگنتارها یا مغنا اختر هستند.
|