VIP همه چیز درباره نجوم (نجوم چیست؟)

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

سرد شدن
نوشتار‌های اصلی: هسته‌زایی مه‌بانگ و تابش زمینه کیهانی

نمای پانورامیک از کل آسمان توزیع کهکشانها در خارج از کهکشان راه شیری را نمایش می‌دهد؛ کهکشان‌ها بر اساس انتقال به سرخشان رنگ‌بندی شده‌اند.
ادامه یافتن کاهش دما و چگالی گیتی باعث کاهش انرژی ذرات می‌شد. تغییر فازهای تقارن شکن سبب شدند تا نیروهای بنیادی فیزیک و پارامترهای ذرات بنیادی به شکلی درآیند که امروزه مشاهده می‌شوند.[۲۷] پس از گذشت حدود −۱۱۱۰ ثانیه کمی از گمانه‌زنی کاسته می‌شود، زیرا انرژی ذرات کاهش می‌یابد و به مقادیری می‌رسد که در آزمایشگاه‌های ذرات بنیادی با تجهیزات کنونی قابل دسترسی هستند. پس از حدود -۶۱۰ ثانیه کوارکها و گلوئون‌ها ترکیب شدند تا باریونهایی مانند پروتون و نوترون را پدیدآورند. فزونی اندک تعداد کوارک‌ها به پادکوارک‌ها باعث فزونی اندک تعداد باریون‌ها به پادباریون‌ها شد. دما در این زمان دیگر آن قدر بالا نبود که جفتهای پروتون-پادپروتون (و یا نوترون-پادنوترون) جدیدی بتوانند بوجود آیند، از این رو فرایند نابودسازی گسترده‌ای آغاز شد و ذرات و پادذرات شروع به نابودسازی یکدیگر نمودند و از هر ۱۰۱۰ پروتون و نوترون اولیه تنها یکی باقی‌ماند و هیچ پادذره‌ای نیز باقی نماند. فرایند نابودسازی مشابهی نیز در ثانیه ۱، میان الکترونها و پوزیترونها آغاز شد و پس از پایان این نابودسازی‌ها دیگر ذرات در سرعت‌های نسبیتی حرکت نمی‌کردند و چگالی انرژی گیتی از فوتونهاها (به همراه درصد اندکی نوترینو) تشکیل می‌شد.

چند دقیقه پس از آغاز انبساط که دمای گیتی به یک میلیارد کلوین کاهش یافته بود و چگالی آن در حد چگالی هوا بود، نوترون‌ها و پروتونها با یکدیگر ترکیب شدند تا در جریان فرایندی که به نام هسته زایی مهبانگ خوانده می‌شود هسته‌های دوتریم و هلیم تشکیل گردند.[۲۸] بیشتر پروتونها ترکیب نشدند و به صورت هسته‌های هیدروژن باقی‌ماندند. همچنانکه جهان رو به سرد شدن می‌گذاشت، چگالی جرم سکون انرژی ماده از نظر گرانشی بر چگالی جرم سکون-انرژی تابش فوتون غلبه نمود. پس از ۳۷۹۰۰۰ سال الکترونها و هسته‌ها با یکدیگر تر کیب شدند و اتم‌های خنثی پدید آمدند (غالباً اتم هیدروژن). بدین ترتیب تابش از ماده جدا شد و بدون مانع جدی در فضا منتشر شد. این تابش با نام تابش زمینه کیهانی خوانده می‌شود.[۲۹] به فاصله اندکی پس از مه‌بانگ در ۱۳٫۸ میلیارد سال قبل و در دوره‌ای قابل سکونت از تاریخ جهان و زمانی که تنها ۱۰–۱۷ میلیون سال عمر داشت، امکان پیدایش شیمی حیات و آغاز زندگی وجود داشته‌است.

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

تشکیل ساختار
نوشتار اصلی: تشکیل ساختار
در طی یک دوره زمانی طولانی برخی نواحی از گیتی تقریباً یکنواخت که اندکی چگالتر از بقیه بودند به تدریج توسط گرانش ماده موجود در نزدیکی خود را جذب نموده و چگالتر شدند و در نتیجه آن، ابرهای گازی، ستارهها، کهکشانها و سایر ساختارهای نجومی قابل مشاهده امروزی پدید آمدند. جزئیات این فرایند به مقدار و نوع ماده موجود در گیتی بستگی دارد. جهار نوع ممکن از ماده عبارتند از ماده تاریک سرد، ماده تاریک گرم، ماده تاریک داغ و ماده باریونی. بهترین اندازه‌گیری‌های کنونی (توسط دبلیومپ) نشانگر این است که داده‌ها با مدل لامبدا-سی دی ام همخوانی دارند. این مدل فرض می‌کند که ماده تاریک موجود در گیتی، سرداست (ماده تاریک گرم توسط فرایند بازیونیده‌شدن اولیه از بین می‌رود[۳۳]) و در حدود ۲۳٪ از ماده-انرژی در جهان را تشکیل می‌دهد در حالی که سهم ماده باریونی (معمولی) تنها ۴٫۶٪ است.[۳۴]

در مدل گسترده‌تری که ماده تاریک داغ به شکل نوترینو را نیز شامل شود، چگالی فیزیکی باریون Ωbh2 در حدود ۰٫۰۲۳ تخمین زده می‌شود و چگالی ماده تاریک سرد Ωch2 در حدود ۰٫۱۱ و چگالی نوترینو Ωvh2 کمتر از ۰٫۰۰۶۲ خواهد بود.

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

انبساط شتاب‌دار کیهانی
نوشتار اصلی: جهان شتاب‌دار
ردیف‌های مستقلی از شواهد تجربی از ابر نو اخترهای نوع Ia و تابش زمینه کیهانی بر این واقعیت دلالت دارند که گیتی امروزه توسط گونه اسرارآمیزی از انرژی به نام انرژی تاریک تسخیر شده‌است که ظاهراً در تمام فضا پخش شده‌است. مشاهدات پیشنهاد می‌دهند که ۷۳٪ از کل چگالی انرژی گیتی از انرژی تاریک تشکیل شده‌است. به احتمال زیاد، هنگامی که گیتی بسیار جوان بود از انرژی تاریک آکنده بوده‌است. البته فضا بسیار کمتر و همه جیز به یکدیگر نزدیک تر بود. نیروی گرانش تفوق داشت و به آرامی روند انبساط را کند می‌کرد. اما در گذر چند میلیارد سال، فراوانی رو به افزایش انرژی تاریک باعث شتاب گرفتن انبساط کیهانی شد. انرژی تاریک در ساده‌ترین شکل به عنوان ثابت کیهانی در معادلات میدان اینشتین در نظریه نسبیت عام فرمول‌بندی می‌شود. اما جزئیات معادله حالت آن و ارتباطش با مدل استاندارد ذرات کماکان مورد پژوهش نظری و تجربی است.[۹]

مدل کیهان‌شناسی لامبدا سی دی ام می‌تواند با قدرت بالایی سراسر دوره تکامل کیهان پس از دوره تورم کیهانی را مدلسازی کند. این مدل از چارچوب‌های مستقل مکانیک کوانتوم و نسبیت عام انیشتین بهره می‌گیرد. چنانچه پیشتر عنوان شد، هیچ مدلی قادر به توصیف کنشهای قبل از ۱۰−۱۵ ثانیه اول نیست. ظاهراً یک نظریه وحدت یافته گرانش کوانتومی برای فایق آمدن بر این محدودیت لازم است. درک اولین دوره‌های تاریخ گیتی در حال حاضر یکی از بزرگترین مسائل حل نشده فیزیک است.

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

نظریه مه‌بانگ بر دو فرض اساسی استوار است: جهان شمول بودن قوانین فیزیکی و اصل کیهان‌شناختی. اصل کیهان شناختی بیان می‌کند که در مقیاس بزرگ جهان همگن و همسانگرد است.

در ابتدا این ایده‌ها عنوان اصل پذیرفته‌شده بودند، اما امروزه تلاشهایی برای آزمودن درستی آن‌ها در جریان است. مثلاً این مشاهده که بیشترین انحراف از ثابت ساختار ریز در قسمت عمده‌ای از عمر جهان در حد ۱۰−۵ است، آزمونی برای فرض نخست به‌شمار می‌رود.[۳۵] همچنین نسبیت عام نیز آزمونهای دشواری را در مقیاس منظومه شمسی و ستارگان دوتایی پشت سر گذارده‌است.[notes ۱]

اگر گیتی در مقیاسهای بزرگ و وقتی از روی زمین مشاهده شود، همسانگرد باشد، اصل کیهان‌شناختی را می‌توان از اصل ساده‌تری به نام اصل کوپرنیکی نتیجه گرفت. بنا بر اصل کوپرنیکی، هیچ نقطه مشاهده برتر و ویژه‌ای وجود ندارد. تا امروز اصل کیهان‌شناختی از طریق مشاهدات تابش زمینه کیهانی تا حد ۱۰−۵، تأیید شده‌است. بنا بر اندازه‌گیری‌های انجام شده، جهان در مقیاسهای بزرگ در سطح ۱۰٪ یکنواخت است.[۳۶]

انبساط فضا
نوشتار اصلی: متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر

نگاره شتاب گسترش فضازمان از لحظه مهبانگ.
نظریه نسبیت عام، فضازمان را توسط یک متریک توصیف می‌کند که فواصلی را که نقاط را از یکدیگر جدا کرده، تعریف می‌کند. خود این نقاط که ممکن است کهکشان، ستاره یا اجسام دیگر باشند، توسط یک شبکه یا دستگاه مختصات که کل فضازمان را پوشش می‌دهد، تعریف می‌شوند. اصل کیهان شناختی بیان می‌کند که جهان در مقیاس بزرگ همسانگرد و همگن است که این موضوع به شکل منحصربه‌فردی با متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر همخوانی دارد. این متریک یک فاکتور مقیاس دارد که رابـ ـطه تغییر اندازه گیتی با زمان را توصیف می‌کند. با استفاده از آن می‌توانیم دستگاه مختصات ویژه‌ای به نام دستگاه مختصات همراه تعریف کنیم. در این دستگاه مختصات، خود دستگاه نیز همگام و هم‌راستا با انبساط گیتی منبسط می‌شود و از این رو اجسامی که تنها دلیل حرکتشان، انبساط گیتی است، در نقاط ثابتی روی این شبکه باقی می‌مانند و حرکتی ندارند. در حالیکه فاصله مختصاتی(فاصله همراه) آن‌ها ثابت می‌ماند، فاصله فیزیکی آن‌ها متناسب با فاکتور مقیاس گیتی افزایش می‌یابد.[۳۷]

مه‌بانگ مانند انفجار مادی نیست که به سمت خارج حرکت و یک جهان خالی از پیش موجود را پر کند، بلکه در این مورد، خود فضا نیز با گذر زمان منبسط می‌شود و فاصله فیزیکی بین دو نقطه همراه افزایش می‌یابد. به بیان دیگر مه‌بانگ انفجاری در فضا نیست بلکه انفجار خود فضاست.[۴] از آنجاییکه متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر(FLRW) بر پایه فرض توزیع یکنواخت ماده و انرژی استوار است، تنها در مقیاسهای بزرگ مصداق دارد و توده‌های محلی ماده مانند کهکشان ما چون در دام گرانش محدود هستند، انبساط بزرگ-مقیاس گیتی را تجربه نمی‌کنند.

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

افق‌ها
یکی از ویژگی‌های مهم مه‌بانگ، وجود افق هاست. از آنجا که سن گیتی متناهی است و نور نیز با سرعتی متناهی حرکت می‌کند، ممکن است رویدادهایی در گذشته رخ داده باشند که هنوز نور آن‌ها زمان کافی برای رسیدن به ما را نداشته‌است. این موضوع محدودیتی از نظر دورترین جسمی که قابل مشاهده باشد، بوجود می‌آورد که افق گذشته خوانده می‌شود. و همچنین بالعکس چون گیتی در حال انبساط است و اجسام دورتر حتی با سرعت بیشتری از ما دور می‌شوند نوری که از جانب ما منتشر شود ممکن است هرگز به اجسام دور نرسد زیرا این اجسام نیز پیوسته در حال عقب رفتن هستند. این محدودیت یک افق آینده تعریف می‌کند که محدوده رویدادهایی در آینده که می‌توانیم تحت تأثیر قرار دهیم را تعیین می‌کند. وجود هر یک از این افق‌های گذشته و آینده وابسته به جزئیات مدل متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر است که گیتی را توصیف می‌کند. درکی که ما از گیتی در دوران بسیار قدیم آن داریم پیشنهاد می‌کند که افق گذشته وجود دارد هرچند که در عمل عدم شفافیت گیتی در دوران بسیار دور گذشته نیز دید ما را محدود می‌کند. پس اگرچه افق ما در فضا عقب‌نشینی می‌کند، دید ما هرگز نمی‌تواند به گذشته دورتر برسد. اگر گیتی به انبساط شتابدارش ادامه دهد یک افق آینده نیز وجود خواهد داشت.

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

تاریخچه
نوشتار اصلی: تاریخ نظریه مه‌بانگ
نوشتار(های) وابسته: گاه‌شمار کیهان‌شناسی
واژه‌شناسی
واژه «مِه‌بانگ» ترجمه پارسی واژه Big Bang از زبان انگلیسی است. در زبان پارسی یکی از معانی «مِه»، «بزرگ» است و بانگ به معنی آوای بلند است. ابداع واژه Big Bang به فرد هویل (به انگلیسی: Fred Hoyle) نسبت داده می‌شود که برای نخستین بار در سال ۱۹۴۹ از این واژه در یک برنامه رادیویی استفاده کرد. در آن زمان بسیاری بر این باور بودند که هویل که خود طرفدار نظریه حالت پایدار بود با طعنه از این واژه استفاده نموده‌است اما خود وی صریحاً این ادعاها را رد کرد و اعلام نمود که این واژه را تنها برای تصویر کردن اختلاف بین این دو نظریه استفاده نموده‌است.[۳۹][۴۰][۴۱]

شکل‌گیری نظریه مه‌بانگ
زمینه فراژرف هابل

زمینه فراژرف هابل اندازه با اندازه ماه مقایسه شده - در این چشم‌انداز کوچک چندین هزار کهکشان که از میلیاردها ستاره تشکیل شده‌اند به چشم می‌خورند.

XDF چشم‌انداز ۲۰۱۲ -هر نقطه نوری یک کهکشان است - برخی از این کهکشانها عمرهایی طولانی تا ۱۳٫ میلیارد سال دارند[۴۲] - تخمین زده می‌شود که حدود ۲۰۰ میلیارد کهکشان در جهان وجود دارد.

تصویر زمینه فراژرف هابل کهکشانهای کاملاً بالغ را در صفحه جلویی - کهکشانهای نیمه بالغ با عمر ۵ تا ۹ میلیارد سال- نیا کهکشانها، که از نور ستارگان جوان می‌درخشند
نظریه مه‌بانگ از مشاهدات ساختار گیتی و بررسی‌های نظری شکل گرفت. در سال ۱۹۱۲ وستو اسلیفر (به انگلیسی: Vesto Slipher) اثر دوپلر را در یک سحابی مارپیچی (سحابی مارپیچی نامی منسوخ‌شده برای کهکشان مارپیچی است) اندازه‌گیری کرد و خیلی زود دریافت که تمام این سحابی‌ها در حال دور شدن از زمین هستند. او در آن زمان متوجه جنبه‌های کیهان شناختی این کشف نشد. در واقع در آن زمان بحثی داغ پیرامون اینکه این کهکشانها ممکن است جهانهای جزیره‌مانند دیگری باشند، در جریان بود.[۴۳][۴۴] ده سال بعد یک کیهان‌شناس 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.[۴۵] در سال ۱۹۲۴ اندازه‌گیری فاصله بزرگ ما تا نزدیکترین کهکشان مارپیچی توسط ادوین هابل نشان داد که این اجسام کهکشان هستند. در سال ۱۹۲۷ ژرژ لومتر؛ فیزیکدان و کشیش کاتولیک؛ با نتیجه‌گیری از معادلات فریدمان پیشنهاد داد که دور شدن کهکشانها ناشی از انبساط کیهان است.[۴۶]

در سال ۱۹۳۱ لومتر پارا فراتر نهاد و پیشنهاد کرد که اگر انبساط گیتی را در زمان به عقب برگردانیم، هر چه عقب‌تر رویم جهان کوچکتر می‌شود و در نهایت در یک زمان متناهی در گذشته کل گیتی در یک نقطه فشرده‌می‌شود؛ یک اتم نخستین که مکان و زمانی است که در آن فابریک زمان و فضا به وجود آمد.[۴۷]

ادوین هابل از سال ۱۹۲۴ با زحمت فراوان با استفاده از تلسکوپ ۱۰۰ اینچی هوکر در رصدخانه کوه ویلسون مجموعه‌ای از نشانگرهای فاصله را که نسخه اولیه‌ای برای نردبان فاصله کیهانی بودند، ایجاد کرد. با این روش او می‌توانست فاصله کهکشانهایی را که انتقال به سرخ آن‌ها پیشتر عمدتاً توسط اسلیفر اندازه‌گیری شده بود، تخمین بزند. در سال ۱۹۲۹ او کشف نمود که بین فاصله و سرعت عقب‌نشینی این کهکشانها رابـ ـطه‌ای وجود دارد که امروزه به نام قانون هابل شناخته می‌شود.[۱۸][۴۸] لومتر قبلاً نشان داده بود که این موضوع با استفاده از اصل کیهان‌شناختی قابل پیش‌بینی است.[۹]

در دهه‌های ۱۹۲۰ و ۱۹۳۰ تقریباً تمام کیهان شناسان برجسته نظریه حالت پایدار و جهان ابدی را ترجیح می‌دادند و گروهی نیز شکایت داشتند که ایده «آغاز زمان» که از نظریه مه‌بانگ نتیجه‌گیری می‌شود مفاهیم مذهبی را وارد فیزیک نموده‌است. این اعتراض بعدها نیز توسط طرفداران نظریه حالت پایدار دوباره مطرح شد.[۴۹] این واقعیت که ژرژ لومتر، بنیانگذار اصلی نظریه مه‌بانگ، یک کشیش کاتولیک بود، نیز این شبهه را تقویت می‌نمود.[۵۰] آرتور ادینگتون با ارسطو هم‌رای بود که جهان نقطه آغازی در زمان ندارد و ماده ابدی است. نقطه آغازی برای زمان در نظر وی غیرقابل قبول می‌نمود.[۵۱][۵۲]

اما لومتر بر این باور بود که

اگر دنیا از یک کوانتوم تنها شروع شده باشد مفاهیم زمان و فضا نمی‌توانند در آغاز معنادار باشند؛ آن‌ها تنها زمانی می‌توانند معنی پیدا کنند که کوانتوم اولیه به تعداد کافی از کوانتاها تقسیم شده باشد. اگر این پیشنهاد درست باشد، آغاز دنیا کمی قبل از شروع زمان و مکان رخ داده‌است.[۵۳]

در خلال دهه ۱۹۳۰ نظریه‌های دیگری همچون کیهان شناسی‌های غیر استاندارد برای توضیح مشاهدات هابل مطرح شدند که از جمله این مدل‌ها می‌توان به مدل میلن (به انگلیسی: Milne Model)[۵۴] ، مدل چرخه‌ای (که در ابتدا توسط فریدمان مطرح شد اما توسط انیشتین و ریچارد تولمان حمایت شد)[۵۵] و فرضیه نور خسته فریتز زوئیکی اشاره کرد.[۵۶]

پس از جنگ جهانی دوم دو مدل متمایز وجود داشت. یکی مدل حالت پایدار فرد هویل بود که بنا بر این نظریه طی انبساط گیتی ماده جدید بوجود می‌آید. در این مدل گیتی تقریباً در همه زمان‌ها یکسان است.[۵۷] مدل دیگر نظریه مه‌بانگ ژرژ لومتر بود که توسط جرج گاموف حمایت شد و توسعه یافت. گاموف فردی بود که هسته‌زایی مه‌بانگ را معرفی نمود[۵۸] و همکاران او، رالف آشر آلفر و رابرت هرمان، تابش زمینه کیهانی را پیش‌بینی نمودند.[۵۹] این هویل بود که واژه Big Bang را برای اشاره به نظریه لومتر به کار برد. او این واژه را در یک برنامه رادیویی بی‌بی‌سی در مارس ۱۹۴۹ در حالیکه از نظریه لومتر به عنوان «این ایده انفجار بزرگ» (به انگلیسی: this big bang idea) یاد می‌کرد ابداع نمود.[۶۰] تا مدتی حمایت دانشمندان بین این دو نظریه تقسیم شده بود اما در نهایت شواهد تجربی رای به برتری نظریه مه‌بانگ داد. کشف و تأیید تابش زمینه کیهانی در سال ۱۹۶۴[۶۱] جایگاه نظریه مه‌بانگ را به عنوان بهترین نظریه در توضیح آغاز و تکامل کیهان مستحکم نمود. بخش بزرگی از تلاشهای امروز در زمینه کیهان‌شناسی صرف فهمیدن چگونگی شکل‌گیری کهکشانها در نظریه مه‌بانگ، درک فیزیک جهان در زمان‌های قبل تر و قبل تر و هماهنگ‌سازی مشاهدات با نظریه‌ها می‌شود.

به دلیل پیشرفت در فناوری تلسکوپ‌ها و تحلیل داده‌های ماهواره‌هایی همچون کاوشگر زمینه کیهان[۶۲] ، تلسکوپ فضایی هابل و دبلیومپ از اواخر دهه ۱۹۹۰ به بعد پیشرفت‌های قابل توجهی در کیهان‌شناسی مه‌بانگ حاصل شده‌است.[۶۳] اکنون کیهان شناسان اندازه‌گیری‌های نسبتاً دقیقی از بسیاری از پارامترهای مدل مه‌بانگ در دست دارند و متوجه این واقعیت غیرمنتظره شده‌اند که سرعت انبساط جهان رو به افزایش است.

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

شواهد تجربی نظریه مه‌بانگ

تصویرسازی هنری از ماهواره دبلیو مپ در حال جمع‌آوری داده برای کمک به دانشمندان در فهم مهبانگ
" آنقدر داده‌های تاییدکننده نظریه مه‌بانگ در حوزه‌های گوناگون زیاد است که نمی‌توان به سادگی ویژگی‌های اصلی‌اش را رد نمود."

لاورنس کراوس[۶۴]
قدیمی‌ترین و مستقیم‌ترین شواهد تجربی در تأیید نظریه مه‌بانگ عبارتند از: انبساط گیتی بر پایه قانون هابل (با مشاهده پدیده انتقال به سرخ در کهکشانها)، کشف و اندازه‌گیری تابش زمینه کیهانی و فراوانی نسبی عناصر سبک که در جریان هسته زایی مهبانگ تولید شده‌اند. مشاهدات مربوط به شکل‌گیری و تکامل کهکشانها و نحوه توزیع ساختارهای بزرگ مقیاس در گیتی نیز شواهد تازه‌تری هستند که به این گروه اضافه شدند.[۶۵] از این موارد به عنوان چهار ستون نظریه مه‌بانگ نیز یاد شده‌است.[۶۶] در مدل‌های نوین دقیق مه‌بانگ، پدیده‌های فیزیکی دور از ذهنی مطرح می‌شوند که نه در هیچ آزمایشی در روی زمین تجربه شده‌اند و نه در مدل استاندارد فیزیک ذرات راه پیدا کرده‌اند. از جمله این پدیده‌ها می‌توان به ماده تاریک اشاره کرد که اکنون موضوع فعالترین پژوهشهای آزمایشگاهی است.[۶۷] از سایر موارد می‌توان به مسئله هاله تیزه‌ای و مسئله کهکشان کوتوله در ارتباط با ماده تاریک سرد اشاره نمود. انرژی تاریک نیز از موضوعاتی است که کنجکاوی دانشمندان را بسیار برانگیخته‌است اما مشخص نیست که کشف مستقیم آن امکان‌پذیر باشد.[۶۸] تورم کیهانی و باریون‌زایی نیز همچنان به عنوان ویژگی‌های ابهام‌آمیز مدل‌های نوین مه‌بانگ باقی مانده‌اند و هنوز توضیح کمیتی قابل قبولی برای آن‌ها پیدا نشده‌است. اینها تا امروز جز مسائل حل‌نشده فیزیک باقی مانده‌اند.

قانون هابل و انبساط فضا
نوشتار‌های اصلی: قانون هابل و انبساط جهان
مشاهده کهکشانهای دوردست و اختروش‌ها نشان داد است که این اجسام دچار پدیده انتقال به سرخ می‌شوند-نور منتشر این اجسام به طول موجهای بلندتر منتقل شده‌است-. این پدیده را می‌توان با تطبیق طیف بسامدی یک جسم با الگوی طیف‌بینی خطوط گسیلی و جذبی طیف اتم‌های عناصری که با نور برهم‌کنش دارند، مشاهده نمود. این انتقال به سرخ‌ها به شکل یکنواختی همسانگرد هستند و به‌طور مساوی بین همه اجسام در همه جهتها توزیع شده‌اند. اگر انتقال به سرخ را به عنوان انتقال دوپلری تفسیر کنیم، سرعت عقب‌نشینی این اجسام قابل محاسبه است. برای برخی از کهکشانها می‌توان فاصله را از راه نردبان فاصله کیهانی تخمین زد. اگر نمودار سرعت عقب‌نشینی نسبت به فاصله را رسم کنیم، یک رابـ ـطه خطی در آن قابل تشخیص است که به نام قانون هابل مشهور است:[۱۸]

v = H۰D

که

• v: سرعت عقب‌نشینی کهکشان یا هر جسم دیگر
• D: طول همراه(Comoving) تا جسم مورد نظر
• H۰: ثابت هابل است که بنا بر اندازه‌گیری‌های دبلیومپ مقداری برابر با ۷۰٫۴ +۱٫۳−۱٫۴ کیلومتر/ثانیه/مگا پارسک دارد.[۳۴]

قانون هابل را به دو گونه ممکن می‌توان توجیه نمود. یا ما در مرکز انفجار کهکشان‌ها هستیم - که با پذیرش اصل کوپرنیکی این توجیه پذیرفتنی نیست - یا اینکه جهان در همه جا به صورت یکنواخت منبسط می‌شود. پیش از اینکه هابل در سال ۱۹۲۹ این مشاهدات و تحلیل را انجام دهد، انبساط جهان توسط فریدمان در سال ۱۹۲۲[۴۵] و لومتر در سال ۱۹۲۷[۴۶] با استفاده از نسبیت عام پیش‌بینی شده بود و کماکان سنگ بنای نظریه مه‌بانگ فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر به‌شمار می‌رود

در این نظریه رابـ ـطه v = HD باید همیشه برقرار باشد. همچنانکه جهان منبسط می‌شود مقادیر v, Hو D نیز تغییر می‌کند (به همین دلیل ثابت هابل را با H۰ نمایش می‌دهیم که به معنی تابت هابل در زمان کنونی است) برای فواصلی که از اندازه جهان قابل مشاهده بسیار کوچکتر هستند می‌توان انتقال سرخ را به عنوان اثر دوپلر در نظر گرفت که به دلیل سرعت رو به عقب اجسام پدید می‌آید. اما انتقال به سرخ در واقع اثر دوپلر نیست بلکه ناشی از انبساط جهان در فاصله زمانی بین انتشار نور و زمانی است که نور به ما می‌رسد.[۶۹]

انبساط متریک جهان را می‌توان توسط مشاهدات مستقیم اصل کیهان شناختی و اصل کوپرنیکی نمایش داد که وقتی با قانون هابل در کنار هم قرار بگیرند هیچ توضیح دیگری جز انبساط جهان قابل تصور نیست. انتقال به سرخ‌های نجومی بسیار همگن و همسانگرد هستند[۱۸] و این موضوع تأییدکننده اصل کیهان شناختی است که می‌گوید جهان در تمام جهت‌ها یکسان به نظر می‌رسد. اگر انتقال به سرخ‌ها ناشی از انفجار از یک مرکز انفجار در نقطه‌ای دور از ما بودند، در جهات مختلف یکسان نبودند.

اندازه‌گیری آثار تابش زمینه کیهانی بر سامانه‌های اخترفیزیکی دوردست در سال ۲۰۰۰ اصل کوپرنیکی را اثبات کرد که بیان می‌کند در مقیاس‌های کیهانی، زمین در موقعیتی مرکزی قرار ندارد.[۷۰] تابش مه‌بانگ در زمان گذشته گرم تر بوده‌است و سرد شدن یکنواخت تابش زمینه کیهانی تنها در حالتی قابل توضیح است که جهان انبساط یکنواختی داشته باشد و احتمال اینکه ما در یگانه مرکز انفجار باشیم را از بین می‌برد.

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

تابش زمینه کیهانی
نوشتار اصلی: تابش زمینه کیهانی

9 year WMAP تصویر تابش زمینه کیهانی (۲۰۱۲).[۲۳][۷۱] تابش به اندازه تقریباً یک در ۱۰۰٬۰۰۰ همسانگرد (به انگلیسی: isotropic) است.[۷۲]
در سال ۱۹۶۴ آرنو آلان پنزیاس و رابرت وودرو ویلسون با خوش شانسی تابش زمینه کیهانی را کشف کردند، یک سیگنال چند جهته در باند ریزموج.[۶۱] آنها در حالیکه می‌کوشیدند تا سیگنال‌های مزاحم پس زمینه را از سیگنال‌های دریافتی آنتن رادیویی خود حذف کنند به این کشف دست یافتند. آن‌ها قادر به حذف این نویز نبودند و متوجه شدند که این نویز در تمام جهات به صورت یکسان دریافت می‌شود. این بدان معنی بود که این سیگنال می‌بایستی از ورای کهکشان آمده باشد، در غیر این صورت نمی‌توانست در تمام جهات آسمان به صورت یکسان دریافت شود. همگرایی شدید این سیگنال نیز نشان می‌داد که منبع این سیگنال در فاصلهٔ دوری از ما قرار دارد و در نتیجه این سیگنال در اوایل عمر جهان ایجاد شده‌است و همچنین منبع قدرتمندی دارد که ما امروزه قادر به دریافت این سیگنال هستیم.

وجود این تابش پیش از کشف آن توسط نظریه مه‌بانگ پیش‌بینی شده بود و ویژگی‌های این تابش به خوبی با آنچه در موردش پیش‌بینی شده بود، همخوانی داشت: تابش در همه جهات با طیف یک جسم سیاه ایدئال همخوانی داشت؛ این طیف بر اثر انبساط جهان دچار انتقال سرخ شده و دمای کنونی آن در حدود ۲٫۷۲۵ درجه کلوین است. این موضوع موازنه شواهد تجربی را به نفع نظریه مه‌بانگ تغییر داد و در سال ۱۹۷۸ برای این کشف به پنزیاس و ویلسن جایزه نوبل اهدا شد.

اندازه‌گیری طیف تابش زمینه کیهانی در ماهواره کاوشگر زمینه کیهان(COBE) دقیقترین اندازه‌گیری طیف جسم سیاه در طبیعت است.[۷۳]
در سال ۱۹۸۹ ناسا ماهواره کاوشگر زمینه کیهان(COBE) را به فضا فرستاد. یافته‌های این ماهواره با پیش‌بینی‌ها در مورد تابش زمینه کیهانی همخوانی داشت. این ماهواره دمای پس زمینه این تابش را ۲٫۷۲۶ کلوین اندازه‌گیری نمود (که البته در اندازه‌گیری‌های جدیدتر این مقدار به ۲٫۷۲۵ تغییر یافته‌است) و همچنین برای نخستین بار شواهدی مبنی بر وجود نوسانات (ناهمسان‌گردی) در تابش زمینه کیهانی در مرتبه یک قسمت در ۱۰۵ ارائه داد.[۶۲] جان ماتر و جرج اسموت به عنوان پیشروان این پژوهش، موفق به کسب جایزه نوبل شدند. در خلال سال‌های اخیر آزمایش‌های زمینی و بالنی متعددی، ناهمسان‌گردی‌های تابش زمینه کیهانی را مورد پژوهش قرار داده‌اند. در سال ۲۰۰۰–۲۰۰۱ از آزمایش‌های متعددی که از مهمترینشان می‌توان به آزمایش بومرنگ اشاره نمود، و با اندازه‌گیری اندازه زاویه‌ای ناهمسان‌گردی‌ها، این نتیجه حاصل شد که شکل فضایی جهان تخت است.[۷۴][۷۵][۷۶]

در اوایل سال ۲۰۰۳ نخستین نتایج کاوشگر ناهمسانگردی ریزموجی ویلکینسون منتشر شد و مقادیر دقیقتری برای برخی از پارامترهای کیهانی به‌دست‌آمد. این نتایج باعث رد چندین مورد از مدل‌های خاص تورم کیهانی شد اما به‌طور کلی با نظریه تورم کیهانی سازگار است.[۶۳] ماهواره پلانک نیز در سال ۲۰۰۹ به فضا پرتاب شد و آزمایش‌های زمینی و بالنی دیگری نیز در مورد تابش زمینه کیهانی در جریان است.

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

فراوانی عناصر نخستین
نوشتار اصلی: هسته زایی مهبانگ
با استفاده از نظریه مهبانگ می‌توان میزان تمرکز هلیم-۴، هلیم-۳، دوتریم و لیتیم-۷ در جهان را نسبت به مقدار هیدروژن معمولی به دست آورد.[۷۷] فراوانی نسبی این عناصر به مقدار نسبت فوتونها به باریونها بستگی دارد. این مقدار را می‌توان به صورت جداگانه از جزئیات ساختاری نوسانات تابش زمینه کیهانی محاسبه نمود. مقادیر تقریبی پیش‌بینی‌شده برای فراوانی نسبی عناصر عبارتند از: حدود ۰٫۲۵ برای نسبت 4
He/H، حدود ۱۰−۳ برای نسبت 2
H/H، حدود ۱۰−۴ برای 3
He/H و حدود ۱۰−۹ برای 7
Li/H.[۷۷]

تمام مقادیر اندازه‌گیری شده، حداقل به‌طور تقریبی با مقادیر پیش‌بینی‌شده از طریق نسبت باریون به فوتون همخوانی دارند. این همخوانی به ویژه در مورد دوتریم با دقت بالایی صادق است. برای نسبت 4
He مقادیر اندازه‌گیری شده و پیش‌بینی‌شده نزدیک به هم‌اند اما اختلافی نیز وجود دارد و برای نسبت 7
Li با فاکتور ۲ اختلاف دارد. در دو مورد آخر خطاهای سیستماتیک اندازه‌گیری نیز در اختلاف مشاهده‌شده دخیل‌اند. در هر صورت همخوانی کلی فراوانی‌های نسبی پیش‌بینی‌شده توسط نظریه هسته‌زایی مه‌بانگ و مقادیر اندازه‌گیری‌شده، شاهدی قوی برای درستی نظریه مه‌بانگ به‌شمار می‌رود و این نظریه تنها توضیح ممکن برای فراوانی عناصر سبک است و تقریباً غیرممکن است که بتوان مه‌بانگ را طوری تنظیم نمود که مقداری خیلی بیشتر یا کمتر از ۲۰–۳۰٪ هلیم تولید کند.[۷۸] در واقع به جز مه‌بانگ، هیچ دلیل واضح دیگری وجود ندارد که در جهان جوان نخستین (یعنی پیش از شکل‌گیری ستاره‌ها) مقدار هلیم از دوتریم بیشتر باشد یا میزان دوتریم از 3
He بیشتر باشد و نسبت‌ها نیز ثابت باشد.[۷۹]:۱۸۲–۱۸۵

توزیع و تکامل کهکشانها
نوشتار‌های اصلی: شکل‌گیری و تکامل کهکشان‌ها و تشکیل ساختار

این دید پانورامیک از سراسر آسمان توزیع کهکشانها در خارج از کهکشان راه شیری را نمایش می‌دهد کهکشانها بر اساس انتقال سرخشان رنگ‌بندی شده‌اند.
مشاهدات مربوط به شکل و توزیع کهکشانها و اختروشها با پیش‌بینی‌های نظریه مه‌بانگ همخوانی دارند. ترکیبی از مشاهدات و نظریات چنین پیشنهاد می‌کند که نخستین اختروش‌ها و کهکشانها در حدود یک میلیارد سال پس از مه‌بانگ بوجود آمده‌اند و از آن موقع تاکنون ساختارهای بزرگتری مانند خوشه‌های کهکشانی و اَبَر خوشه‌ها در حال شکل‌گیری بوده‌اند. جمعیت‌های ستاره‌ای در حال تکامل و پیرتر شدن بوده‌اند به گونه‌ای که کهکشانهای دورتر (که به دلیل فاصله‌شان به همان شکلی که در اوایل جهان داشتند، دیده می‌شوند) بسیار متفاوت از کهکشانهای نزدیک به نظر می‌رسند. علاوه بر این، میان کهکشانهایی که به نسبت زمان کمتری از تشکیلشان می‌گذرد، با کهکشانهایی که تقریباً در همان فاصله از ما قرار دارند اما اندکی پس از مه‌بانگ بوجود آمده‌اند، تفاوت مشخصی وجود دارد. این‌ها همه شواهدی قوی علیه نظریه حالت پایدار هستند. مشاهدات زایش ستارگان، توزیع کهکشانها و اختروش‌ها و ساختارهای بزرگ‌تر، با نتایج شبیه‌سازی‌های مبتنی بر نظریه مه‌بانگ همخوانی کامل دارند و کمک می‌کنند که جزئیات بیشتری از این نظریه به دست آید.[۸۰][۸۱]

ابرهای گازی نخستین

صفحه کانونی تلسکوپ BICEP زیر یک میکروسکوپ - ممکن است امواج گرانشی را از زمان طفولیت گیتی ردیابی کرده باشد.[۱۴][۱۵][۱۶][۱۷]
در سال ۲۰۱۱ فضانوردان از طریق بررسی خطوط جذبی طیف اختروش‌های دوردست، چیزی را کشف کردند که به گمان آن‌ها ابرهای دست نخورده‌ای از گازهای نخستین بود. پیش از این تمام اجسام نجومی شناخته‌شده حاوی عناصر سنگین‌تری بودند که در ستارگان بوجود آمده‌اند. این دو ابر گازی هیچ عنصری سنگین‌تر از هیدروژن و دوتریم نداشتند.[۸۲][۸۳] از آنجا که ابرهای گازی شامل عنصر سنگینی نیستند، احتمالاً می‌بایست در نخستین دقایق پس از مه‌بانگ و در حین هسته‌زایی مه‌بانگ شکل‌گرفته باشند. ترکیب آن‌ها با ترکیب پیش‌بینی‌شده توسط نظریه هسته‌زایی مه‌بانگ همخوانی داردو این شاهدی مستقیم برای این موضوع ارائه می‌دهد که در دوره‌ای از عمر گیتی، بیشتر ماده معمولی موجود، به شکل ابرهای گازی متشکل از هیدروژن خنثی بوده‌است.

 

[☾♔TALAYEH_A♔☽]

سایر شواهد
مقدار تخمین‌زده‌شده برای سن گیتی بر اساس انبساط هابل و تابش زمینه کیهانی، اکنون به خوبی با تخمین‌های دیگری که با استفاده از سن پیرترین ستارگان به دست می‌آیند، همخوانی دارند. چه آن مقادیر تخمینی که از طریق استفاده از نظریه تکامل ستارگان در مورد خوشه‌های ستاره‌ای کروی، به دست می‌آیند، و چه مقادیری که از طریق تاریخ‌نگاری رادیومتریک ستارگان منفرد جمعیت II به دست می‌آیند.[۸۴] این پیش‌بینی که دمای تابش زمینه کیهانی در گذشته بالاتر بوده‌است توسط مشاهدات تجربی خطوط جذب دماهای بسیار پایین در ابرهای گازی در انتقال به سرخ بالا اثبات شده‌است.[۸۵] 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.[۸۶][۸۷] در ۱۷ مارس ۲۰۱۴، فضانوردان مرکز اخترفیزیک هاروارد-اسمیتسونین، اعلام نمودند که امواج گرانشی اولیه را ردیابی کرده‌اند، که اگر به تأیید برسد، می‌تواند مدرکی محکم برای تورم کیهانی و مه‌بانگ باشد.[۱۴][۱۵][۱۶][۱۷] هرچند که در ۱۹ ژوئن ۲۰۱۴ گزارش‌هایی مبنی بر کاهش اطمینان نسبت به درستی این کشف منتشر شد[۸۸][۸۹][۹۰] و در ۱۹ سپتامبر ۲۰۱۴ این اطمینان حتی کمتر هم شد.