amIRali
کاربر نگاه دانلود
مِهبانگ یا انفجار بزرگ (به انگلیسی: Big Bang)، مدل کیهان شناسی پذیرفته شده برای توصیف مراحل نخستین شکل گیری جهان میباشد.[۱] بنا بر این نظریه جهان تقریباً ۰.۰۳۷± ۱۳٫۷۹۸ میلیارد سال قبل در نتیجه انفجاری بسیار بزرگ به نام مهبانگ پدیدآمدهاست.[۲] ٬ و از این رو این عدد سن جهان را نشانمیدهد.[۳][۴][۵][۶]دراین لحظه جهان در وضعیتی بسیار داغ و چگال قرار داشت و شروع به انبساط با سرعت بسیار زیاد نمود. پس از این انبساط نخستین جهان داغ اولیه رو به سرد شدن گذاشت. پس از این انبساط اولیه، دمای جهان به اندازهای کاهش یافت که اجازه تبدیل انرژی به ذرات زیراتمی گوناگون مانند پروتون و الکترون و نوترون را میداد.اگرچه در همان سه دقیقه نخست پس از مهبانگ هستههای اتمهای ساده بهوجود آمده بودند، اما تا پیدایش نخستین اتمهای خنثای بدون بار الکتریکی هزاران سال سپری شد. بیشتر اتمهای بهوجودآمده در اثر مهبانگ اتمهای هیدروژن بودند و مقادیر کمتری از هلیم و لیتیم نیز به وجود آمده بودند. پس از آن ابرهای غول پیکری از گردهمآیی این اتمهای نخستین بر اثر نیروی گرانش بوجود آمد که باعث شکل گیری ستاره ها و کهکشانها شدند. اتمهای سنگینتر نیز درون ستارهها و در ابرنواخترها پدیدآمدند.
مهبانگ یک نظریه علمی آزموده شده است که بیشترین همخوانی را با مشاهدات وضعیت گذشته و حال جهان داشته و به گستردگی مورد پذیرش جامعه علمی قرارگرفته است. این نظریه توضیح جامعی در مورد طیف گستردهای از پدیدههای فیزیکی مشاهده شده ارائه میدهد. از جمله این پدیدهها میتوان به فراوانی عناصر سبک، تابش زمینه کیهانی، ساختار بزرگ مقیاس و نمودار هابل برای ابرنواخترهای نوع Ia اشاره کرد.[۷] ایدههای اساسی مهبانگ همچون انبساط، تشکیل هلیم و شکلگیری کهکشانها از این مشاهدات و مشاهدات دیگری برگرفته شدهاند. از آنجا که فاصله میان خوشههای کهکشانی در حال افزایش است میتوان نتیجه گرفت که در گذشته همه چیز به هم نزدیک تر بوده است. شرایط چگالیها و دماهای بسیار بالا در گذشته به طور مفصل مورد بررسی قرار گرفته[۸][۹] و شتاب دهندههای ذرهای بزرگی برای انجام آزمایشهایی تحت این شرایط ساخته شدهاند که به گسترش بیشتر مدل مهبانگ کمک کردهاند. از سوی دیگر این شتاب دهندهها تواناییهای محدودی برای آزمایش تحت چنین شرایط پر انرژی دارند. دانش و شواهد بسیار اندکی در مورد اولین لحظه انبساط در دست است و از این رو نظریه مهبانگ توضیحی برای آن شرایط اولیه ارائه نمیکند بلکه تکامل عمومی جهان از آن نقطه به بعد را توصیف میکند.
ژرژ لومتر برای نخستین بار فرضیهای را با عنوان «فرضیه نخستین اتم» پیشنهاد نمود که بعدها سایر دانشمندان با گسترش آن شکل کنونی نظریه مهبانگ را ارائه دادند. چارچوب نظریه مهبانگ بر نظریه نسبیت عام آلبرت اینشتین و فرض همگنی و همسانگردی فضا استوار است. معادلات حاکم برآن نخستین بار توسط الکساندر فریدمان با حل معادلات میدان اینشتین فرمولبندی شد و پاسخهای دیگری برای این معادلات نیز توسط ویلم دو سیتر ارائهشد. در سال ۱۹۲۹ ادوین هابل کشف کرد که فاصله کهکشانهای دور از ما با انتقال به سرخ (به انگلیسی: redshift) آنها متناسب است-ایدهای که نخستین بار توسط ژرژ لومتر در سال ۱۹۲۷ مطرح شد-. مشاهدات ادوین هابل بیانگر این بودند که کهکشانها و خوشههای بسیار دور٬ در حال دور شدن از ما هستند ٬ و هرچقدر دورتر باشند سرعت دور شدنشان نیز بیشتر است.[۱۰] با توجه به اینکه ما در مرکز انفجار قرار نگرفتهایم تنها توضیح ممکن این است که نواحی قابل مشاهده جهان در حال فاصلهگرفتن از یکدیگر هستند. اگرچه زمانی جامعه علمی به طرفداران نظریه مهبانگ و طرفداران نظریه حالت پایدار تقسیم شده بود،[۱۱] اما پس از تاییدات مشاهدات تجربی و کشف تابش زمینه کیهانی در سال ۱۹۶۴ بیشتر دانشمندان قانع شدند که نسخهای از نظریه مهبانگ همخوانی بهتری با مشاهدات دارد، به ویژه هنگامی که دریافتند که طیف تابش آن با طیف تابش گرمایی یک جسم سیاه مطابقت دارد. ار آن زمان تاکنون اخترفیزیکدانان تئوری و مشاهدات بسیاری به این مدل افزودند و با پارامتری کردن آن از طریق مدل لامبدا-سی دی ام (به انگلیسی: Lambda-CDM) چارچوب تحقیقات کنونی در کیهان شناسی نظری را پایه ریزی کردند.
مهبانگ یک نظریه علمی آزموده شده است که بیشترین همخوانی را با مشاهدات وضعیت گذشته و حال جهان داشته و به گستردگی مورد پذیرش جامعه علمی قرارگرفته است. این نظریه توضیح جامعی در مورد طیف گستردهای از پدیدههای فیزیکی مشاهده شده ارائه میدهد. از جمله این پدیدهها میتوان به فراوانی عناصر سبک، تابش زمینه کیهانی، ساختار بزرگ مقیاس و نمودار هابل برای ابرنواخترهای نوع Ia اشاره کرد.[۷] ایدههای اساسی مهبانگ همچون انبساط، تشکیل هلیم و شکلگیری کهکشانها از این مشاهدات و مشاهدات دیگری برگرفته شدهاند. از آنجا که فاصله میان خوشههای کهکشانی در حال افزایش است میتوان نتیجه گرفت که در گذشته همه چیز به هم نزدیک تر بوده است. شرایط چگالیها و دماهای بسیار بالا در گذشته به طور مفصل مورد بررسی قرار گرفته[۸][۹] و شتاب دهندههای ذرهای بزرگی برای انجام آزمایشهایی تحت این شرایط ساخته شدهاند که به گسترش بیشتر مدل مهبانگ کمک کردهاند. از سوی دیگر این شتاب دهندهها تواناییهای محدودی برای آزمایش تحت چنین شرایط پر انرژی دارند. دانش و شواهد بسیار اندکی در مورد اولین لحظه انبساط در دست است و از این رو نظریه مهبانگ توضیحی برای آن شرایط اولیه ارائه نمیکند بلکه تکامل عمومی جهان از آن نقطه به بعد را توصیف میکند.
ژرژ لومتر برای نخستین بار فرضیهای را با عنوان «فرضیه نخستین اتم» پیشنهاد نمود که بعدها سایر دانشمندان با گسترش آن شکل کنونی نظریه مهبانگ را ارائه دادند. چارچوب نظریه مهبانگ بر نظریه نسبیت عام آلبرت اینشتین و فرض همگنی و همسانگردی فضا استوار است. معادلات حاکم برآن نخستین بار توسط الکساندر فریدمان با حل معادلات میدان اینشتین فرمولبندی شد و پاسخهای دیگری برای این معادلات نیز توسط ویلم دو سیتر ارائهشد. در سال ۱۹۲۹ ادوین هابل کشف کرد که فاصله کهکشانهای دور از ما با انتقال به سرخ (به انگلیسی: redshift) آنها متناسب است-ایدهای که نخستین بار توسط ژرژ لومتر در سال ۱۹۲۷ مطرح شد-. مشاهدات ادوین هابل بیانگر این بودند که کهکشانها و خوشههای بسیار دور٬ در حال دور شدن از ما هستند ٬ و هرچقدر دورتر باشند سرعت دور شدنشان نیز بیشتر است.[۱۰] با توجه به اینکه ما در مرکز انفجار قرار نگرفتهایم تنها توضیح ممکن این است که نواحی قابل مشاهده جهان در حال فاصلهگرفتن از یکدیگر هستند. اگرچه زمانی جامعه علمی به طرفداران نظریه مهبانگ و طرفداران نظریه حالت پایدار تقسیم شده بود،[۱۱] اما پس از تاییدات مشاهدات تجربی و کشف تابش زمینه کیهانی در سال ۱۹۶۴ بیشتر دانشمندان قانع شدند که نسخهای از نظریه مهبانگ همخوانی بهتری با مشاهدات دارد، به ویژه هنگامی که دریافتند که طیف تابش آن با طیف تابش گرمایی یک جسم سیاه مطابقت دارد. ار آن زمان تاکنون اخترفیزیکدانان تئوری و مشاهدات بسیاری به این مدل افزودند و با پارامتری کردن آن از طریق مدل لامبدا-سی دی ام (به انگلیسی: Lambda-CDM) چارچوب تحقیقات کنونی در کیهان شناسی نظری را پایه ریزی کردند.
