انفجار بزرگ: تفاوت بین نسخه‌ها

از ویکی نجوم
پرش به: ناوبری، جستجو
(مهبانگ یا حالت پایدار؟)
سطر ۱۹: سطر ۱۹:
  
 
== مهبانگ یا حالت پایدار؟ ==
 
== مهبانگ یا حالت پایدار؟ ==
<p style="text-align: justify; ">در اوایل دهۀ 1960، آزمایشهای رصدی جهت گزینش یکی از دو نظریه ([[مهبانگ]] و [[نظریه حالت پایدار]]) صورت گرفت. فرض کنید بتوانیم چگالی [[کهکشان]]ها را در نزدیکی خودمان اندازه بگیریم، یعنی تعداد کهکشانها در مکعبی به ابعاد یک ملیون [[پارسک]] را به دست آوریم. با توجه به اینکه این کهکشانها در نزدیکی ما هستند، اساساً آنها را در زمان حال می‌بینیم. حال اگر می‌توانستیم چگالی کهکشانها را در جهان دور اندازه بگیریم، در حقیقت چگالی عالم را مربوط به زمانی در گذشته اندازه می‌گرفتیم. در مدل حالت پایدار، این نتایج باید یکسان باشد؛ در حالیکه در مدل مهبانگ، چگالی در زمان گذشته بیشتر از حال است. مارتین ریل (Martin Ryle) در کمبریج، با شمارش منابع رادیویی اقدام به انجام اینگونه اندازه‌گیریها نمود. اگر چه در داده‌های ابتدایی مشکلاتی وجود داشت، اما بالاخره این نتایج چگالی بیشتری از منابع رادیویی را در گذشته مورد تأیید قرار داد و بدینوسیله نظریۀ حالت پایدار رد شد. در سال 1963 ضربه نهایی و مهلک به نظریۀ حالت پایدار وارد آمد، زمانی که تابشی کشف شد که اعتقاد بر آن بود از مهبانگ سرچشمه گرفته است. پیدایش، کشف و مطالعۀ این تابش (زمینۀ ریزموج کیهانی)، قسمت اساسی داستان کیهان‌شناسی را تشکیل می‌دهد.</p>
+
<p style="text-align: justify; ">در اوایل دهۀ 1960، آزمایش‌های رصدی جهت گزینش یکی از دو نظریه ([[مهبانگ]] و [[نظریه حالت پایدار]]) صورت گرفت. فرض کنید بتوانیم چگالی [[کهکشان]]ها را در نزدیکی خودمان اندازه بگیریم، یعنی تعداد کهکشانها در مکعبی به ابعاد یک ملیون [[پارسک]] را به دست آوریم. با توجه به اینکه این کهکشانها در نزدیکی ما هستند، اساساً آنها را در زمان حال می‌بینیم. حال اگر می‌توانستیم چگالی کهکشانها را در جهان دور اندازه بگیریم، در حقیقت چگالی عالم را مربوط به زمانی در گذشته اندازه می‌گرفتیم. در مدل حالت پایدار، این نتایج باید یکسان باشد؛ در حالیکه در مدل مهبانگ، چگالی در زمان گذشته بیشتر از حال است. مارتین ریل (Martin Ryle) در کمبریج، با شمارش منابع رادیویی اقدام به انجام اینگونه اندازه‌گیریها نمود. اگر چه در داده‌های ابتدایی مشکلاتی وجود داشت، اما بالاخره این نتایج چگالی بیشتری از منابع رادیویی را در گذشته مورد تأیید قرار داد و بدینوسیله نظریۀ حالت پایدار رد شد. در سال 1963 ضربه نهایی و مهلک به نظریۀ حالت پایدار وارد آمد، زمانی که تابشی کشف شد که اعتقاد بر آن بود از مهبانگ سرچشمه گرفته است. پیدایش، کشف و مطالعۀ این تابش (زمینۀ ریزموج کیهانی)، قسمت اساسی داستان کیهان‌شناسی را تشکیل می‌دهد.</p>
  
 
== جستارهای وابسته ==
 
== جستارهای وابسته ==

نسخهٔ ‏۲۴ اکتبر ۲۰۱۲، ساعت ۱۷:۴۴

این نوشتار خرد توسط مؤلف آن تکمیل می‌شود . لطفا شکیبا باشید . 


مقدمه

بنابر این نظریه، در ابتدای خلقت عالم گویی از ماده بی نهایت سوزان و چگال، وجود داشت كه به آن نقطه آغازین عالم هم می گویند . در حدود ۱۳.۷ میلیارد سال پیش(در برخی از موارد این زمان را ۱۵ میلیارد سال تخمین میزنند)، این گوی منفجر شد(بیگ بنگ) و ابتدای پیدایش کیهان را رقم زد و انبساط عالم که بر اثر این انفجار است ،هنوز هم ادامه دارد.

با گذشت زمان "تراکم ماده" در بسیاری از نقاط این توده منبسط شونده گازی پدید آمد. این تراکم ها، با جذب ماده از محیط اطراف رشد کردند و به این ترتیب عالم به توده های عظیمی از گاز، که هر یک می رفت تا کهکشانی شود، تقسیم شد. این توده ها همچنان در انبساط بی وقفه جهان شرکت دارند.


انفجار بزرگ ( مهبانگ )

تئوری انفجار بزرگ، مدل معروف کیهان شناسی است كه توسعه اولیه جهان هستی را توضیح می دهد. بر طبق تئوری انفجار بزرگ، جهان هستی زمانی در یک وضعیت بسیار داغ و چگال قرار داشت که به سرعت منبسط شد. این انبساط سریع باعث سرد شدن جهان هستی شده و منجر به انبساط مداومِ كنونی آن شد. تازه ترین اندازه گیری ها و مشاهدات با انفجار بزرگی تطابق دارند که تقریباً 13.75 میلیارد سال پیش رخ داده، و بدینسان می توان آن را عمر جهان هستی در نظر گرفت. بر طبق این تئوری، بعد از انبساط اولیه از یك تکینگی، جهان به مقدار كافی سرد شد تا امكان تبدیل انرژی به ذرات ریز اتمیِ مختلف از جمله پروتون ها، نوترون ها و الکترون ها را فراهم آورد. حال آنکه، تنها چند دقیقه پس از انفجار بزرگ، پروتون ها و نوترون ها تركیب شدند تا اولین هسته اتم را تشكیل دهند، سپس هزاران سال طول كشید تا الكترون ها با آن ها تركیب شوند و اتم خنثی (از نظرالكتریكی) را ایجاد نمایند. اولین عنصری كه بوجود آمد هیدروژن بود، به همراه اثرات هلیوم و لیتیم. سپس ابرهای غول آسا متشکل از این عناصر ازلی بر اثرگرانش با هم در می آمیزند تا ستارگان و کهکشان ها را شکل دهند، و عناصر سنگین تر در درون ستارگان یا در طی انفجار ابرنواختری با هم ترکیب می شوند.

انفجار بزرگ یك تئوری توسعه یافته علمیست که به طور گسترده مورد پذیرش جامعه علمی قرار گرفته است، به این دلیل كه توضیح جامع و صحیحی از مشاهده ستاره شناسان در مورد محدوده وسیعی از پدیده ها، ارائه می دهد. بخاطر مفهوم این تئوری، مدارک فراوانی جمع آوری شد تا مدل آن را توسعه داده و تقویت کند. ابتدا Georges Lemaître، آنچه که موجب ایجاد تئوری انفجار بزرگ شد را در چیزی که خود "فرضیه ی اتم اولیه (باستانی)" نامیده بود، ارائه داد. در طی این سال ها، دانشمندان بر اساس ایده های ابتداییِ وی، مدل سنتز (ترکیب) مدرن را ایجاد کردند. چهار چوب مدل انفجار بزرگ بر پایه نظریه نسبیت عام آلبرت اینشتین و فرضیات ساده شده ای مثل همگنی و همسانگردی فضا قرار گرفته است."معادلات حاکم توسط الکساندر فریدمن ایجاد شده اند. در سال 1929 ادوین هابل کشف کرد که فواصل کهکشانهای دور به طور کلی با انتقال به سرخ آنها متناسب بودند_ایده ای که در اصل توسط Lemaître در سال 1927 پیشنهاد شد. مشاهدات هابل نشان داد که تمام کهکشانها و خوشه های بسیار دور دارای یک سرعت ظاهری هستند که طبیعتاً به دور از دیدگاه ماست: هرچه دورتر، سرعت ظاهری زیادتر.

اگر اکنون فاصله ی بین خوشه های کهکشانی در حال افزایش است، پس در گذشته همه چیز به هم نزدیک تر بوده است. این نظریه در گذشته بطور مفصل، چگالی و دماهای نهایی را بررسی کرده است، و شتاب دهندگان بزرگِ ذرات ساخته شدند تا چنین شرایطی را تجربه کنند، که این امر منجر به تایید و توسعه بیشتر این الگو شد. از سوی دیگر، این شتاب دهنده ها قابلیت های محدودی در بررسی چنین رژیمهای انرژی بالایی دارند. شواهد کمی در خصوص نخستین لحظه انبساط مطلق وجود دارد. به این ترتیب، نظریه ی بیگ بنگ (انفجار بزرگ) هیچ گونه توضیحی برای این شرایط اولیه فراهم نمی آورد و نمی تواند فراهم کند؛ بلکه، تکامل کلی جهان را که از آن نقطه شروع شده و ادامه یافت، توصیف کرده و توضیح می دهد.

وفور عناصر نوریِ مشاهده شده در سرتاسر کیهان بسیار با پیش بینی های محاسبه شده در مورد تشکیل این عناصر از فرایند های هسته ای در فرایند انبساط و سرد شدن سریع جهان هستی در نخستین لحظات آن، مطابقت می کند، همانطور که به طور منطقی و از نظر کمّی بر طبق سنتز هسته ای انفجار بزرگ بتفصیل شرح داده شدند.

پس از کشف تشعشعات پس زمینه ایِ میکرو ویو در سال 1964، و به ویژه در زمان کشف طیف آن (یعنی، مقدار اشعه ی اندازه گیری شده در هر طول موج) که با تابش حرارتی از یک جسم سیاه مطابقت داشت، اکثر دانشمندان تقریباً متقاعد شدند که برخی از نسخه های سناریوی انفجار بزرگ بیشترین مطابقت را با مشاهداتِ صورت گرفته، دارند. "


مهبانگ یا حالت پایدار؟

در اوایل دهۀ 1960، آزمایش‌های رصدی جهت گزینش یکی از دو نظریه (مهبانگ و نظریه حالت پایدار) صورت گرفت. فرض کنید بتوانیم چگالی کهکشانها را در نزدیکی خودمان اندازه بگیریم، یعنی تعداد کهکشانها در مکعبی به ابعاد یک ملیون پارسک را به دست آوریم. با توجه به اینکه این کهکشانها در نزدیکی ما هستند، اساساً آنها را در زمان حال می‌بینیم. حال اگر می‌توانستیم چگالی کهکشانها را در جهان دور اندازه بگیریم، در حقیقت چگالی عالم را مربوط به زمانی در گذشته اندازه می‌گرفتیم. در مدل حالت پایدار، این نتایج باید یکسان باشد؛ در حالیکه در مدل مهبانگ، چگالی در زمان گذشته بیشتر از حال است. مارتین ریل (Martin Ryle) در کمبریج، با شمارش منابع رادیویی اقدام به انجام اینگونه اندازه‌گیریها نمود. اگر چه در داده‌های ابتدایی مشکلاتی وجود داشت، اما بالاخره این نتایج چگالی بیشتری از منابع رادیویی را در گذشته مورد تأیید قرار داد و بدینوسیله نظریۀ حالت پایدار رد شد. در سال 1963 ضربه نهایی و مهلک به نظریۀ حالت پایدار وارد آمد، زمانی که تابشی کشف شد که اعتقاد بر آن بود از مهبانگ سرچشمه گرفته است. پیدایش، کشف و مطالعۀ این تابش (زمینۀ ریزموج کیهانی)، قسمت اساسی داستان کیهان‌شناسی را تشکیل می‌دهد.

جستارهای وابسته

منابع

1.ویکی پدیا انگلیسی

2.کتاب درآمدی بر نجوم و کیهان‌شناسی/ ایان موریسون/ مترجم: غلامرضا شاه‌علی/ [۱]