ویکی‌پدیا

مه‌بانگ: تفاوت میان نسخه‌ها

نمایش تاریخچه به صورت تعاملی
→ تفاوت قدیمی‌ترتفاوت جدیدتر ←
محتوای حذف‌شده محتوای افزوده‌شده
دیداریویکی‌متن
بدون خلاصۀ ویرایش
بدون خلاصۀ ویرایش
خط ۱۷:
|ref=harv
}}</ref>
این نظریه بیان می‌کند که گیتی از یک وضعیت بسیار چگال (متراکم) نخستین آغاز شده و در گذر زمان [[انبساط جهان|انبساط]] یافته‌است<ref name=HTUW>{{citeCite serial |title=How the Universe Works#Season 3|How The Universe Works 3|episode=First Second of the Big Bang |network=Discovery Science |سال=2014}}</ref><ref>{{یادکرد وب|عنوان=Big-bang model|ترجمه عنوان=مدل مه بانگ|زبان = en|نشانی=http://www.britannica.com/EBchecked/topic/64893/big-bang-model|پیوند=[[دانشنامه بریتانیکا|Encyclopedia Britannica]]|بازبینی=11 February 2015}}</ref>
این نظریه طیف گسترده‌ای از پدیده‌های مشاهده‌شده را به خوبی توضیح می‌دهد. از جمله این پدیده‌ها می‌توان به فراوانی عناصر سبک اولیه، [[تابش زمینه کیهانی]]، [[جهان قابل مشاهده#ساختار بزرگ-مقیاس|ساختار بزرگ مقیاس]] و [[قانون هابل]] اشاره نمود.<ref name=Wright2009>{{یادکرد وب
|نام خانوادگی=Wright |نام=E. L.
خط ۵۷:
|اثر=IUTAM Turbulent Mixing and Combustion
|ref=harv
}}</ref><ref>{{citeCite arXiv
|نام خانوادگی=Gibson |نام=C. H.
|تاریخ=2001
خط ۶۴:
|eprint=astro-ph/0110012
|ref=harv
}}</ref><ref>{{citeCite arXiv
|نام خانوادگی=Gibson |نام=C. H.
|تاریخ=2005
خط ۷۶۷:
|ref=harv
}}</ref>
این پیش‌بینی همچنین بیانگر آن است که دامنه [[اثر سونیائف زلدوویچ]] در [[خوشه‌های کهکشانی]] مستقیماً به انتقال به سرخ وابسته نیست. شواهد درستی این موضوع را به‌طور تقریبی نشان داده‌اند اما این اثر به ویژگی‌های خوشه بستگی دارد و در طول زمان کیهانی تغییر می‌کند و اندازه‌گیری دقیق را مشکل می‌سازند.<ref>{{citeCite arXiv
|last1=Avgoustidis |first1=A.
|نام خانوادگی۲=Luzzi |نام۲=G.
خط ۸۴۰:
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 مؤلفه‌های 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>{{citeCite 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>{{citeCite 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>
 
=== ماده تاریک ===
خط ۹۶۹:
|doi=10.1143/PTPS.148.181
|ref=harv
}}</ref><ref>{{citeCite arXiv
|نام خانوادگی=Linde |نام=A.
|تاریخ=2002
برگرفته از «https://fa.wikipedia.org/wiki/مه‌بانگ»