ستارگان و فضا و خورشید

<a href="http://slimfit.ir" title="گن لاغری مردانه" target="_blank">گن لاغری مردانه</a>

نجوم برای همه

سیاره Planet :

سیارات اجرام کروی جامد و برگی هستند که به دور خورشید در گردشند. از مشخصات بارز سیارات می توان به این نکات توجه کرد ؛ دارای جرم کافی می باشند و قادرند چنان نیروی گرانشی ایجا کنند که باعث شود شکل کروی ( تعادل هیدرو استاتیکی ) پیدا کنند.سیارات عضو کمربند ها نیستند به بیان دیگر در اطراف آنها نباید خرده اجرامی وجود داشته باشد و به وضوح نسبت به سایر اجرام قابل تمایز هستند.سیارات با نوری پایدار می درخشند  و در آسمان سیر می کنند ، سیارات در تلسکوپ مانند قرصی کوچک می نمایند و همچنین می توان آنها را در نوار باریکی از آسمان یافت . همه سیارات نسبتا سرد هستند و  نور خورشید (ستاره مادر) آنها را مرئی می ساز د.

اطلاعات بیشتر:

سیاره به جسمی فضایی با جرم بسیار زیاد گفته می‌شود که گرد یک ستاره در گردش باشد و خود نیز ستاره نباشد.

بنا بر تعریف ۲۴ اوت ۲۰۰۶ (میلادی) اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی سیاره در سامانه خورشیدی جرمیست که:

1-   در مداری به دور خورشید در گردش باشد.

   2- آن قدر جرم داشته باشد که گرانش خودش بر نیروهای پیوستگی جسم سخت آن غلبه کند. یعنی در برابری هیدرواستاتیک باشد و شکلش نیز تقریباً گرد باشد.

   3- توانسته باشد که مدار خود را از اجرام دیگر بزداید.

جرمی که تنها سازگار با دو شرط اول باشد و یک ماه قمر هم نباشد سیاره کوتوله تعریف شده‌است.

نام‌گذاری:

ستاره‌شناسان ایرانی در سده‌های نخستین اسلامی، واژه سیاره (به معنی «راه‌پیما») برای ترجمه واژه πλανήτης (پلانِتِس) یونانی بکار بردند. در عربی به سیاره «کوکب» می‌گویند. حال آنکه در زبان پارسی واژه «اختر» برای سیاره بکار می‌رفته‌است. در نوشته‌های پارسی، ۷ اختر وجود داشته‌است.

پدیدار شدن سیاره‌ها

هنوز به درستی بازشناخته نشده‌است که چگونه سیاره‌ها پدید آمده‌اند. دیدگاه فراگیری هست که آنها در درازنای فروپاشی یک سحابی در درون یک دیسک گاز و گرد پدید آمده‌اند. همراه با بزرگ شدن خرده‌های خاک (هنگام یک برخورد چسبان) در این دیسک، چگالی آرام آرام افزوده می‌شود و چگالی‌های بزرگتر را پدید می‌آوردند. غلظت موضعی توده چگال با نام «پیکر گونه ستاره کوچک» شناخته شده‌است، و این شتاب گیری بزرگ شدن، فرایندی است که با کشیده شدن در مایه‌های افزودنی، به همراه گرانش آنها رخ می‌دهد. این برزگ شدن ونموها هر دم غلیظتر می‌شود تا زمانی که آنها به دست گرانش در خود فرو روند تا اینکه پیش سیاره پدیدار شود. پس از سیاره به اندازه‌های بزرگتر از اندازه ماه زمین می‌رسیم، دراین گام جسم آغاز به گردآوری هوابار می‌کند و به سختی اندازه فراگیری خرده سیاره بدست کشش هواباری افزایش می‌یابد.

هنگامی‌که پیش ستاره (تا جایی که برای پدیداری ستاره نیاز است، فروزان شود) بزرگ می‌شود، دیسک به جامانده از درون به برون بدست تفیدگی دیسک، باد خورشیدی، کشش روبرت سونی و دیگر اثرها جابه جا می‌شود. سپس آنجا شاید هنوز شماری پیش سیاره در مدار ستاره یا هرجسم دیگری باشد. ولی در درازنای زمان شماری از آنها باهم برخورد می‌کنند؛ این برخوردها یا به پدیداری یک سیاره بزرگ (با اندرکشیدن مواد در این برخورد) و یا به گونه آزاد کردن مواد (کاهش مواد) برای پدیداری پیش سیارها یا سیاره‌های بزرگتر دیگر می‌انجامد. افزون‌برین شاید پیش سیاره‌هایی که از برخورد دوری می‌کنند، از راه یک تله گرانشی ماه‌های نیادی سیاره‌ها شوند، یا در کمربند دیگر ستاره‌ها بجا بمانند تا کوتوله سیاره‌ای یا اشیا کوچک سامانه خورشیدی شوند.

برخوردهای پر انرژی سیارکهای کوچک (همچنین تجزیه رادیواکتیو) گرمای سیاره رو به پیشرفت را بالا خواهد برد، ، به همین علت سیاره تا اندازه‌ای گدازش خواهد یافت. با نگرش به جرم تغییراتی در درون هسته آغاز می‌شود، انباشتگی هسته افزایش می‌یابد. سیاره‌های سنگی کوچکتر جوشان را برای این رشد از دست می‌دهند، ولی گازهای از دست رفته را می‌توان با بکارگیری گازهای بیرون آمده ازگوشته و از راه برخوردهای ستاره‌های دنباله دار جایگزین کرد. (سیاره‌های کوچکتر هر اتمسفری را که از راه سازوکار گریزان گوناگون به دست می‌آورند، از دست می‌دهند.)

سیاره از ستاره کوچک‌تر است و از خود نوری نمی‌تاباند. بخاطر بزرگی سیاره‌ها، نیروی گرانش (جاذبه) شکل آنها را بصورت کروی درآورده‌است. به اجرامی که گرد خود سیاره‌ها می‌گردند، ماه یا قمر نام دارند.

پیش از دهه ۱۹۹۰ تنها ۹ سیاره (و همگی در منظومه خورشیدی ما) شناخته شده بودند، ولی امروزه (در سال ۲۰۰۴) تعداد ۱۳۰ سیاره شناسایی شده‌است. همه سیاره‌های تازه‌یافته، در بیرون از منظومه خورشیدی ما قرار دارند، از اینرو گاه به آنها برون‌سیاره نیز گفته می‌شود. سیاره‌ها مقدار کمی انرژی از طریق همجوشی تولید می‌کنند، برخی هم هیچ انرژی‌ای تولید نمی‌کنند. کره زمین نیز یک سیاره‌است.

اندازه نسبی سیاره‌های منظومه خورشیدی. بخشی از قرص خورشید در بالای تصویر به رنگ سرخ نشان داده شده‌است.

قرن ۲۱ با اکتشافاتی طی اواخر قرن ۲۰ بیشتر اجرام منظومه شمسی و اجرام بزرگ، دور دیگر ستاره‌ها هستند. اختلافاتی بر سر اینکه یک سیاره را چه چیزی تشکیل می‌دهد، برخاست. اختلاف خاصی وجود داشت بر سر اینکه ایا یک جسم اگر قسمتی مجزا از یک جمعیت بود، باید یک سیاره در نظر گرفته شود، مانند یک کمربند یا اینکه آن باید به اندازه کافی بزرگ، برای تولید انرژی توسط همجوشی گرمایی اتمی دوتریم باشد. استدلال‌های ستاره شناسان برای پولوتون به عنوان یک سیاره محرمانه افزایش یافت، چون بسیاری از اجرام هم اندازه نزدیک آن در همان ناحیه از منظومه شمسی طی ۱۹۹۰و اوایل۲۰۰۰ یافت شده بودند(کمربند کویپر). پولوتون فقط جسمی کوچک از میان انبوهی از هزاران یافت شد. تعدادی از آنها شامل کوار، سدنا، اریس به عنوان دهمین سیاره در مطبوعات مردمی معرفی شده بودند. اگر چه به شناخت‌های علمی گسترده‌ای رسیدند اما شکست خوردند. کشف اریس، جسمی ۲۷ درصد عظیم تر از پلوتون چیزهایی در ذهن آورد. اذعان مشکلات(آی ای یو) را بر آن داشت که گروهی را برای تعریف سیاره بوجود آورد و در نهایت اولینش در سال ۲۰۰۶ تشکیل شد. تعداد سیارات به ۸تا اجرام بزرگتر قابل توجهی کاهش یافت که مدارشان را زدوده بودند (عطارد، زهره، زمین، مریخ، مشتری، زحل، اورانوس، نپتون) و یک دسته‌ای از سیارات کوتوله بوجود آمد که در ابتدا حاوی سه جسم بودند.(سرس، پولوتون، اریس) تعریف سیاره فرا خورشیدی در سال ۲۰۰۳، اتحادیه بین‌المللی ستاره‌شناسی (آی ای یو) یک گروه کاری را برای تشریح موقعیت تعریفی یک ستاره روی سیارات فرا خورشیدی تشکیل داد که پیرو تعریف کاری گنجانیده شود و بیشترین تمرکز روی مرز بین سیارات و کوتوله‌های قهوه‌ای بود. ۱)اجرام با جرم‌های حقیقی پایین تر از جرم محدود برای همجوشی گرمایی هسته‌ای دو تریم (در حال حاضر جرم مشتری ۱۳ مرتبه برای اجرامی با همان فراوانی ایزوتوپ به عنوان خورشید محاسبه شده‌اند) که مدار ستاره‌ها یا بقایای ستاره‌ها هستند سیاره می‌گویند.(مهم نیست که چگونه تشکیل شده‌اند) حداقل جرم و اندازه لازم برای یک شیئ فرا خورشیدی، برای آنکه یک سیاره در نظر گرفته شود باید همان که در منظومه شمسی به کار برده شده‌است، باشد. ۲)اجرام خرده ستاره‌ها با جرم‌های حقیقی بالاتر از جرم محدود برای همجوشی گرمایی هسته‌ای دوتریم «کوتوله‌های قهوه‌ای» هستند، مهم نیست که چگونه تشکیل شده‌اند و کجا هستند. ۳)اجرام شناور آزاد در خوشه‌های ستاره‌ای جوان با جرم‌های پایی تر از جرم محدود برای همجوشی گرمایی هسته‌ای دوتریم سیاره نیستند اما «خرده کوتوله‌های قهوه‌ای» هستند (اگر چه اسمش مناسبترین هست) از زمانی که سیارات فرا خورشیدی در مجلات علمی منتشر شدند این تعریف به طور گسترده‌ای توسط ستاره شناسان استفاده می‌شود. اگر چه موقتی است، آن یک تعریف کاری موثر باقی می‌ماند تا زمانی که یک تداوم بیشتری داشته باشد و به طور رسمی به پذیرفته شود. ضمنا، ان نشانی از بحث بر سر جرم محدود پایین تر ندارد، بنابراین آن روشنگر بحث در خصوص اجرام داخل منظومه شمسی می‌باشد. همچنین این تعریف هیچ نظر و ایده‌ای را روی وضعیت سیاراتی که در مدار کوتوله‌های قهوه‌ای هستند سبب نمی‌شود. یک خرده کوتوله قهوه‌ای یک شیئ سیاره‌ای با جرم است که به واسطه فرو ریختگی سریع ابرها نسبت به رشد پیوسته آنها تشکیل می‌شود. فرق بین یک خرده کوتوله قهوه‌ای و یک سیاره نا معلوم است. ستاره شناسان به منظور اینکه ایا باید فرایند تشکیل یک سیاره را به عنوان آن که بخشی از طبقه بندی در نظر بگیرند، به دو گروه تقسیم شدند. تعریف ۲۰۰۶: جسم حد پایینی، طی سال ۲۰۰۶ در جلسه مجمع عمومی دانشگاه ازاد، خطاب شد. بعد از بحث‌های زیاد و یک پیشنهاد رد شده، مجلس رای به تصویب قطعنامه مبنی بر تعریف سیاره‌ها در داخل منظومه شمسی داد. یک جسم آسمانی که در مداری پیرامون خورشید هست، باید جرم کافی برای گرانش خودش برای غلبه کردن بر اجسام سخت داشته باشد. بنا بر این یک حالت تعادل هیدرواستاتیکی (نزدیک زمین) فرض می‌شود و پیرامون مدارش، همسایگانش را می‌زداید. بنا بر تعریف، منظومه شمسی با ۸ سیاره در نظر گرفته می‌شود. اجرامی که در شرط‌های اول و دوم صدق می‌کنند اما در سومی نیستند(مانند پولوتون، میک میک، اریس) در سیاره‌های کوتوله طبقه بندی می‌شوند. بطور اصلی، کمیته (آی ای یو) یک تعریفی که شامل تعداد بیشتری از سیاراتشود را مطرح کرد. در نتیجه آن معیار (سی) را شامل نمی‌شد. بعدها این تعریف در تئوری تشکیل سیارات جای گرفت، که در کدامین مرحله آغازین جهان در ابتدا مدارهای همسایگی دیگر اجرام کوچک را می‌زداید. پایان تولید، یکپارچه دیسک‌های ثانویه یکی از تعداد معدود مربوط به اجرام بزرگ (سیاره‌ها) هست و هر دو مدارهای تشدید را قطع نمی‌کنند، تا از برخورد بین آنها جلوگیری کند. سیارک‌ها و ستاره‌های دنباله دار از جمله (اجرام کمربند کویپر) متفاوتند با سیاراتی که می‌توانند با سیارات و هر چیز دیگری برخورد کنند. در عواقب بعدی اخذ رای (آی ای یو) در سال ۲۰۰۶، بحث و مناظره در مورد (تعریف) وجود داشت و بسیاری از ستاره شناسان می‌گفتند که از آن استفاده نخواهند کرد. قسمت عمده اختلاف پیرامون اعتقاد به این که بند (سی) (پاکسازی مدار خود) نباید فهرست شود دیگر آن که اجرامی که اکنون در سیارات کوتوله‌ای دسته بندی شده‌اند، در حقیقت باید قسمتی از یک سیاره پهناور تعریف شوند. کنفرانس بعدی (آی ای یو) برگزار نشد تا سال ۲۰۰۹، زمانی که بایستی تغییراتی در (آی ای یو) ایجاد می‌شد که احتمالا سیارات فرا خورشیدی را نیز شامل می‌شد. خارج از اجتماعات علمی، پولوتون با توجه به موقعیت سیاره‌ای خود، پس از کشفش در سال ۱۹۳۱، برای بسیاری از افراد در عموم به عنوان یک اهمیت فرهنگی قوی نگه داشته شد. کشف اریس به عنوان دهمین سیاره، به طور گسترده‌ای در رسانه‌ها منتشر شد و بنا بر این دسته بندی دوبارهٔ هر سه اجرام، مانند سیارات کوتوله‌ای، جمع زیادی از رسانه‌ها و توجهات مردم را به خوبی جذب کرد. منظومه شمسی طبق تفاسیر متداول آی. ای. یو هشت سیاره و پنج کوتوله سیاره‌ای در منظومه شمسی وجود دارد. با فاصله گرفتن از خورشید، سیاره‌ها عبارتند از:عطارد، زهره، زمین، مریخ، مشتری، زحل، اورانوس و نپتون مشتری با جرمی۳۱۸برابر جرم زمین بزرگترین سیاره‌است، در حالی که عطارد با جرمی۰٫۰۵۵برابر جرم زمین کوچکترین سیاره‌است. سیاره‌های منظومه شمسی می‌توانند در داخل کاتالوگی که بر اساس موقعیتشان طراحی شده‌است، تقسیم بندی شوند: سیاره‌های سنگی:سیاره‌هایی که شبیه به زمین هستند و عمدتا با اجسامی از سنگ تشکیل یافته‌اند. عطارد، زهره، زمین و مریخ. عطارد با جرمی برابر۰۵۵. جرم زمین کوچکترین سیاره خاکی(و کوچکترین سیاره)در منظومه شمسی می‌باشد، در حالی که زمین بزرگترین سیاره سنگی است. غولهای گازی:سیاراتی که عمدتا با یک ترکیبی از مواد گازی ساخته شده‌اند و جرم قابل توجهی در مقایسه با سیارات خاکی دارند. مشتری، زحل، اورانوس و نپتون. مشتری با جرمی۳۱۸ برابر جرم زمین بزرگترین سیاره منظومه شمسی است در حالی که زحل از لحاظ بزرگی یک سوم مشتری است و جرمی ۹۵ برابر جرم زمین دارد.

سیارات فرا خورشیدی

اولین کشف تایید شده مدار سیاره فراخورشیدی یک ستاره رشته اصلی معمولی در ۶اکتبر۱۹۹۵اتفاق افتاد، زمانی که میچایل مویر و دیدیر کوولز کشف یک سیاره فراخورشیدی در اطراف ستاره ۵۱ پگاسی را اعلام کردند. از ۴۱۵سیاره فرا خورشیدی کشف شده در دسامبر ۲۰۰۹بیشتر آنها جرمی در حد مشتری و یا بزرگتر از آن دارند، اگرچه محدوده جرم آنها از جرم‌هایی کمتر ازجرم عطارد و در بسیاریی اوقات تامشتری مشاهده شده‌است. تا حالا کوچکترین سیاره فراخورشیدی یافت شده، در مدار تپ اختر (بقایای ستاره‌ای سوزان) کشف شده‌است مثل پی. اس. ار. بی۱۲۵۷+۱۲. آنجا تقریبا ده سیاره فراخورشیدی یافت شده با جرمی بین۱۰تا۲۰ برابر زمین وجود دارد، مثل مدار ستاره‌های ام. یو. آریا،۵۵کانسری و جی. جی۴۳۶. این سیاره‌ها به «نپتونیهاً معروف شده‌اند، به خاطر اینکه آنها تقریبا به جرم سیاره‌ای آن نزدیک هستند (۱۷ برابر زمین). دسته بندی جدید دیگری وجود دارد که»ابر زمین" نامیده می‌شوندواحتمالا سیاره‌هایی خاکی با اندازه‌ای خیلی بزرگتر از زمین اما کوچکتر از نپتون یا اورانوس می‌باشند. تا این تاریخ شش ابر زمین محتمل یافت شده‌است:گلیس۸۷۶دی، که تقریبا شش برابر جرم زمین است، ا. جی. ال. ای-۲۰۰۵-بی. ال. جی-۳۹۰ال. بی و ام. ا. ا-۲۰۰۷-بی. ال. جی-۱۹۲ال-بی، جهانی پوشیده از یخ که توسط میدان‌های گرانشی منحرفی ضعیف کشف شده‌است، سی. ا. ار. ا. تی-ای. ایکس-ا۷بی، یک سیاره با قطری در حدود ۱٫۷ برابر زمین(کوچکترین ابر زمین اندازه گیری شده تا کنون)اما با فاصله مداری فقط۰۲. آ. یو، به این معنی که احتمالا سطح گداخته‌ای با درجه حرارت ۱۰۰۰تا۱۵۰۰درجه سانتیگراد دارد، و دو سیاره در مدار نزدیک کوتوله قرمزگلیس۵۸۱، گلیس۵۸۱دی که جرمی در حدود۷٫۷برابر جرم زمین دارد، درحالی که گلیس۵۸۱سی جرمی۵برابر جرم زمین دارد و در ابتدا تصور می‌شد اولین سیاره خاکی پیدا شده باشد که در محدوده‌ای قابل سکونت از ستاره یافت شده‌است. اگرچه جزییات مطالعات بیشتر نشان می‌دهد که آن برای قابل سکونت بودن، کمی بیش از حد به ستاره اش نزدیک می‌باشد و اینکه هر چند تصور می‌شود سیاره دورتر در منظومه، گلیس۵۸۱دی، بسیا ر سردتر از زمین است، می‌تواند توان بالقوه‌ای برای قابل سکونت بودن باشد اگر اتمسفر آن گازهای گلخانه‌ای کافی داشته باشند.

دور از ذهن است، اگر سیارات بزرگ اخیری که کشف شده‌اند به غولهای گازی در منظومه شمسی شباهت داشته باشند واگرآنها شباهت داشته باشند به عنوان ناشناخته‌ها کاملا متفاوتند(مثل غولهای امونیاک یا سیاره‌های کربنی). به خصوص بعضی از سیارات کشف شده اخیر به عنوان مشتری‌های داغ شناخته شده‌اند، با مدارهایی دایره‌ای شکل که شدیدا به ستاره شان نزدیک هستند. درنتیجه آنها پرتوهای ستاره‌ای خیلی بیشتری از غول‌های گازی موجود در منظومه شمسی دریافت می‌کنند که آنها را سوال برانگیز می‌سازد که ایا انها نوع مشابهی از تمام سیارات هستند. همچنین آنجا ممکن است یک کلاس از مشتری‌های داغ وجود داشته باشد که سیاره‌های چکونیان نامیده می‌شوند که مدارشان به ستاره شان خیلی نزدیک است؛ اتمسفر آنها به وسیله پرتوهای ستاره‌ای به طور کامل از جا کنده شده‌است. در حالی که بسیاری از مشتری‌های داغ که در روند از دست دادن اتمسفرشان تا سال۲۰۰۸ یافت شده‌اند، هیچ سیاره واقعی چکونیانی کشف نشده‌است.

مشاهده جزییات بیشتر سیارات فراخورشیدی به تولید وسایل جدید، شامل تلسکوپ فضایی نیاز خواهد داشت. در حال حاضر سفینه‌های فضایی کپلر و کروت تغییرات درخشندگی ستاره‌ها را که ناشی از حرکت سیاره‌ها می‌باشد جستجومی کنند. پروژه‌های متعددی نیزایجاد یک آرایه از تلسکوپ‌های فضایی را مطرح کرده، که به جستجو در مورد سیارات فراخورشیدی با جرم‌هایی درحد زمین بپردازد. این شامل هدف گذاری‌های ناسا، یابنده سیارات خاکی، و برنامه‌های ماموریت تداخل فضایی و سنز پیگاس. ماموریت جدید جهانیان یک دستگاه مخفی است که ممکن است همراه با تلسکوپ فضایی جیمز وب کار کند. با این حال تامین بودجه این پروژه‌ها همچنان نامشخص است. اولین طیف سیارات فرا خورشیدی (اچ. دی۲۰۹۴۵۸بی و اچ. دی ۱۸۹۷۳۳ بی) در فوریه سال ۲۰۰۷ گزارش شد. فراوانی وجود چنین سیارات خاکی یکی از متغیرها در یک معادله‌است که تعداد تمدنهای باهوش در حال ارتباط را در کهکشان ما حدس می‌زند. برخی از رایانه‌های شبیه ساز شکل گیری ستاره‌ای و سیاره‌ای پیشنهاد می‌کنند که برخی اشیا جرم سیاره می‌توانند به فضای بین سیاره‌ای پرتاب شوند. برخی دانشمندان استدلال کرده‌اند که این اجسام سرگردان یافت شده در عمق فضا می‌توانند به عنوان سیاره طبقه بندی شوند اگرچه بقیه پیشنهاد کردند که آنها می‌توانند به عنوان ستاره‌های کم جرم تلقی شوند.

منبع:ویکی پدیا

رصدخانه، یا نپاهشگاه^[۱]، جایی است که برای مشاهده و بررسی و اندازه‌گیری پدیده‌های آسمانی درست شده‌است. در گذشته رصدخانه‌ها اساسا شامل سُدس و برخی ابزارهای دیگر ستاره‌شناسی بود. رصدخانه‌های امروزی معمولاً تلسکوپ‌های بزرگ نوری یا رادیویی دارند که در اتاق‌های گردنده نصب شده‌اند.

محتویات

• ۱ تاریخچه تأسیس رصدخانه‌ها در ایران
• ۲ معماری رصد خانه الغ بیگ
• ۳ بزرگترین رصدخانه‌های دنیا
• ۴ رصدخانه‌های تاریخی
• ۵ رصدخانه‌های ایران
• ۶ منابع

تاریخچه تأسیس رصدخانه‌ها در ایران

نمایی از رصدخانه و آسمان‌نمای آلاشت، مازندران

نخستین رصدخانه حدود سال ۲۱۲ هجری (۸۲۸ میلادی) در بغداد بنا شد و دو اخترشناس برجسته، فضل بن نوبخت اهوازی و محمد بن موسی خوارزمی بر آن ریاست داشتند.و بعضی ها اعتقاد دارمد اولین رصد خانه را حاسب طبری آملی بنا کرده است. پس از این رصدخانه، رصدخانه‌های پرشماری در جای جای سرزمین‌های اسلامی ساخته شد که هر یک با نام اخترشناسی برجسته، پیوسته‌است. رصدخانهٔ بتانی در رقه و رصدخانهٔ عبدالرحمان صوفی در شیراز از جملهٔ آن‌ها ست. البته، پس از سدهٔ چهارم، رصدخانه‌ها با نام امیران ارتباط پیدا کردند، مانند رصدخانهٔ علاءالدوله در همدان، که برای بوعلی‌سینا بنا کرد. کمتر از یک سده بعد نیز ملکشاه سلجوقی، رصدخانهٔ بزرگی را بنیان نهاد که بزرگانی مانند عمرخیام نیشابوری در آن‌جا فعالیت داشتند و گاهشماری جلالی، دقیق‌ترین تقویم جهان، را طرح‌ریزی کردند.

رصدخانه مکدونالد دانشگاه تگزاس در آستین در کوههای غرب تگزاس.

پیشرفت رصدخانه‌ها با بنیان‌گذاری رصدخانه مراغه به اوج خود رسید. بنای این رصدخانه در سال ۶۵۷ هجری(۱۲۶۱ میلادی) به سفارش خواجه نصیرالدین طوسی و به فرمان هولاکو، نوهٔ چنگیزخان مغول، آغاز شد. هولاکو برای نگهداری این سازمان پژوهشی موقوفه‌های ویژه‌ای در نظر گرفت. کتاب‌خانه‌ای شامل ۴۰۰ هزار جلد کتاب و ابزارهای اخترشناسی، از جمله ذات‌الربع دیواری به شعاع ۴۳۰ سانتی‌متر، کره‌های حلقه‌دار (ذات‌الحلق)، حلقهٔ انقلابی، حلقهٔ اعتدالی و حلقهٔ سموت، نیز فراهم شد. در همین جا بود که زیج ایلخانی به سال ۶۷۰ هجری(۱۲۷۶ میلادی) فراهم شد.

رصدخانهٔ مراغه فقط مخصوص رصد ستارگان نبود و یک سازمان علمی گسترده بود که بیش‌تر شاخه‌های دانش درس داده می‌شد و مشهورترین دانشمندان آن عصر، از جمله قطب‌الدین شیرازی، کاشف علت اصلی تشکیل رنگین کمان، در آن‌جا جمع شده بودند. به علاوه، چون در آن زمان ارتباط علمی چین و ایران به علت استیلادی مغولان بر هر دو سرزمین برقرار شده بود، دانشمندان چینی، از جمله فردی به نام فائو مون‌جی، در این مرکز فعالت داشتند. همچنین، فیلسوف و فرهنگ‌نامه نویس مسیحی، ابن‌العبری، در رصدخانهٔ مراغه به درس دادن اصل‌ها اقلیدوس و المجسطی بطلمیوس مشغول بودند.

اوج شکوفایی رصدخانه‌ها را در سدهٔ نهم هجری می‌بنیم، یعنی زمانی که الغ‌بیگ نوهٔ تیمور لنگ، رصدخانهٔ خود را در سمرقند بنا نهاد؛ رصد خانه‌ای که آن را با رصدخانهٔ استانبول باید حلقهٔ انتقال این سازمان به غرب دانست. الغ بیگ، که خود اخترشناس شایسته‌ای بود، بهترین ریاضی‌دانان زمان را در رصدخانهٔ خود، که پیشرفته‌ترین ابزارهای پژوهشی آن زمان (از جمله قوسی از نصف‌النهار به ارتفاع ۵۰ متر) را داشت، گردهم آورد. مهم‌ترین آنان، غیاث‌الدین جمشید کاشانی بود.

معماری رصد خانه الغ بیگ

این بنا به صورت مدور دو طبقه ای به قطر 48 متری است که محورهای میانی آن دقیقا با چهار جهت اصلی جغرافیایی روی نصف النهار سمرقند تطبیق میکند.تالارها ی کار در طبقه همکف و زاویه یاب فخری برای رصد خورشید و ماه روی محور شمال-جنوب قرار دارد.نیمی از ساختار کمانی زاویه یاب در حفره ای در زیر زمین و نیم دیگر روی زمین و رو به جنوب قرار داشته. صفحه خورشیدی(اعتدال)روی محور شرقی غربی ساخته شده بود که زاویه یاب حکم عقربه آن را داشته.در هر دو طبقه اسطرلاب های عظیمی وجود داشته که برای رصد ستارگان و سیارات استفاده میشده و به این منظور درجه بندی های 3 درجه به 3 درجه روی شعاع ها و محیط دایره کف که ابزار ها و نشانه ها روی آن قرار میگرفته وجود داشته است.این درجه بندی روی دیوار داخلی استوانه ای که از توالی دو طبقه پنجره های طاق دار تشکیل شده بوده نیز وجود دارد.

تمامی مجموعه از آجر پخته ساخته شده بوده و با نقشهای هندسی از آجر ولعاب و معرق های کاشی تزیین شده بوده است.به گفته عبدالرزاق سمرقندی احتمالا باید سطح دیوارهای زاویه یاب و صفحه خورشیدی با طرح هایی از نه آسمان هفت سیاره و تعیین درجه دقیقه ثانیه و دهم ثانیه ستارگان ثابت و کره ی خاکی با هفت اقلیم کوهستان ها و دریاها و صحراهایش پوشیده شده بوده است.^[۲]

بزرگترین رصدخانه‌های دنیا

نوشتار اصلی: بزرگترین تلسکوپ‌های جهان

رصدخانه‌های تاریخی

• استون‌هنج
• رصدخانه سمرقند
• رصدخانه مراغه
• رصدخانه شهر گور
• رصدخانه نیمروز
• سدس فخری
• رصدخانه بغداد
• رصدخانه جادرل بنک
• رصدخانهٔ علاءالدوله در همدان

رصدخانه‌های ایران

• رصدخانه ملی ایران
• رصدخانه کوثر.۱ اصفهان
• اولین رصدخانه از راه دور و اینترنتی ایران
• رصدخانه دانشگاه کاشان
• رصدخانه دانشگاه اصفهان
• رصدخانه ابوریحان بیرونی دانشگاه شیراز
• رصدخانه دانشگاه فردوسی مشهد
• رصدخانه زعفرانیه تهران
• رصدخانه آستان حضرت عبدالعظیم
• رصدخانهٔ البرز، رصدخانهٔ تابش پرانرژی کیهانی دانشگاه صنعتی شریف
• رصدخانه ابن صلاح همدانی
• رصدخانه دانشگاه زنجان
• رصدخانه مرکز تحصیلات تکمیلی زنجان
• رصدخانه رادیویی مرکز تحصیلات تکمیلی زنجان
• رصدخانه دانشگاه آزاد محلات
• رصدخانه موسسه آموزش عالی خیام مشهد
• رصدخانه مهر بوشهر^[۳]
• رصد خانه کوشیار گیلانی رشت^[۴]

رصدخانه کاسین لرستان مدرنترین رصدخانه خاورمیانه

<a href="http://wrench.taksabad.com" title="خرید آچار آی نام" target="_blank">

<a href="http://buywrench.ir" title="خرید آچار آی نام" target="_blank">خرید آچار آی نام</a>

<a href="http://buy-power-bank.ir" title="شارژر همراه پاور بانک" target="_blank">شارژر همراه پاور بانک</a>

پادماده(به انگلیسی: Antimatter) مانند ماده از ذراتی به نام ضدذره تشکیل شده‌است، که با ذرات دارند. در ضد ماده بار هسته منفی و بار ذرات مداری مثبت است که معکوس ماده‌است.

به عنوان مثال ذره‌ای به نام پوزیترون وجود دارد که تمام ویژگی‌هایش به جز بار الکتریکی مشابه الکترون است. پوزیترون حامل بار مثبت است در حالی که بار الکترون منفی است. (البته نباید پوزیترون را با ذره باردار مثبت دیگر، یعنی پروتون، اشتباه گرفت. پروتون تقریباً ۲۰۰۰ بار سنگین تر از الکترون است. به علاوه پروتون دارای زیر ساختارهایی است به نام کوارک. از طرف دیگر، پوزیترون هم جرم الکترون است و تا آنجا که می‌دانیم پوزیترون و الکترون هیچ کدام دارای زیر ساختار نیستند.) فیزیکدانان ذرات، پوزیترون را پادماده الکترون می‌دانند.

در برخورد انرژی بالا، بخشی از انرژی جنبشی به ماده تبدیل می‌شود و می‌توان با انتخاب مناسب ذرات برخورد کننده، پادذرات را تولید کرد.

به دلایلی که خیلی روشن نیست، عدم تقارن عظیمی بین ماده و پادماده عالم اطراف ما وجود دارد. به بیان ساده تر، مقدار زیادی ماده می‌بینیم ولی هیچ پادماده قابل توجهی مشاهده نمی‌شود.

تاریخچه

دیراک فیزیکدان معروف در ۱۹۲۸ چنین استنباط کرد که همه مواد می‌توانند در دو حالت وجود داشته باشند. وی در آغاز نظریه خود را در مورد الکترون بیان کرد و اظهار داشت که باید ذراتی به نام ضد الکترون هم وجود داشته با شد. این گفته تحقق یافت و فیزیکدان آمریکایی کارل اندرسون در ۱۹۳۲ ضد الکترون و یا پوزیترون را کشف کرد. پس از اکتشاف دیراک و اندرسون، سرانجام در اکتبر ۱۹۵۵ ایی لوگسلر، فیزیکدان اهل ایتالیا توانست در شتاب دهنده بیوترون در آزمایشگاهی در کالیفرنیا، پاد پروتون و یک سال بعد ۱۹۵۶ پاد نوترون را آشکار کند. اما دانشمندان پارا فراتر گذاشته و در پی ساخت پاد اتم و پاد مولکول برآمدند.

محل یافت پادماده

پادماده به طور طبیعی در زمین یافت نمی‌شود، به غیر از خیلی به ندرت و با عمر بسیار کوتاهی که از نتیجه تباهی هسته‌ای و پرتوهای کیهانی به وجود می‌آیند. زیرا پادماده‌هایی که در زمین و خارج از آزمایشگاه‌های خاصی موجود می‌باشند با برخورد با مواد معمولی، نابود می‌شوند. پادذره‌ها و بعضی از پادماده‌های پایدار (مانند ضدهیدروژن)، می‌توانند به مقدار بسیار اندکی تولید شوند، ولی نه به اندازه‌ای که تمام خواص فیزیک-نظری آنها را مورد آزمایش بتوان قرار داد.

طول عمر پادماده

عمر کوتاه پادماده‌ها به این علت است که با برخورد آنها با ماده‌هایی که در اطراف ما وجود دارند، نابود می‌شوند که با این نابودی، انرژی به اندازه هم‌ارزی جرم و انرژی آزاد می‌شود. در اینجا ، مجموع جرم ماده و جرم ضد ماده نابود شده با همدیگر است. این آزادی انرژی بیشتر به صورت امواج الکترومغناطیسی و پرتو گاما صورت می‌پذیرد. نسبت به فرایندهای دیگر با مقدار ماده برابر، این فرایند بیشتر از همه آنها (فرایندهای شیمیایی یا هسته‌ای) انرژی تولید می‌کند و می‌تواند از لحاظ اقتصادی نیز با صرفه باشد، البته اگر انسان دسترسی راحتتری به یک منبع از ضدماده‌ها و ضدذرات را می‌داشت. که بر طبق تخمین‌های امروزی، چنین ذخیره‌ای تا شعاع چندین میلیارد سال نوری از زمین موجود نمی‌باشد.

هزینه

با بهای تخمینی ۲۵ میلیارد دلار برای هر گرم پوزیترون و ۶۲٫۵ تریلیون دلار برای هر گرم پادهیدروژن، گفته می‌شود که پادماده پرهزینه‌ترین مادهٔ موجود می‌باشد.

پادماده در فرهنگ مردمی

به عنوان نمونه در فیلم فرشتگان و شیاطین و کتاب آن به موضوع پادماده اشاره شده‌است.

«انفجار بزرگ» تغییر مسیری به این صفحه است. برای کاربردهای دیگر انفجار بزرگ (ابهام‌زدایی)را ببینید.

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.

خط زمان مهبانگ

نوشتار اصلی: گاه‌شمار مهبانگ

با برون یابی انبساط جهان در زمان رو به عقب بر اساس نسبیت عام، به نقطه‌ای در گذشته٬ با چگالی و دمای بی نهایت می‌رسیم.^[۱۲] این نقطه یک تکینگی گرانشی خوانده می‌شود و نمایانگر شکست نظریه نسبیت عام در این نقطه است. اینکه با برون یابی تا چه اندازه می‌توانیم به این نقطه نزدیک شویم بحث انگیز است ـ مطمئناً حداکثر تا پایان دوره‌ی پلانک ـ. گاهی این نقطه تکینگی، مه بانگ خوانده می‌شود.^[۱۳] اما واژه مه‌بانگ برای بیان حالت داغ و متراکم اولیه ـ که می‌توان آن را تولد جهان دانست ـ نیز به کار می‌رود.^{[۱۴][notes ۱]} که می‌توان آن را تولد جهان دانست. عمر جهان را می‌توان براساس اندازه گیریهای انبساط کیهانی با استفاده از ابر نواخترهای نوع Ia، اندازه گیریهای نوسانات دما در تابش زمینه کیهانی و اندازه گیریهای توابع همبستگی کهکشان‌هامحاسبه کرد. بر این اساس سن کنونی جهان ۰٫۰۵۹±۱۳٫۷۷۲ میلیارد سال محاسبه شده است.^[۱۶] مطابقت نتایج این اندازه گیریهای مستقل تایید محکمی بر مدل لامبدا-سی دی ام است که محتوای جهان را با جزئیات توصیف می‌کند.

برطبق مدل مهبانگ، جهان از یک وضعیت بسیار چگال و داغ شروع به انبساط نمود و همچنان در حال انبساط است. با یک قیاس ساده می‌توان این گونه توضیح داد که خود فضا در حال انبساط است و کهکشانها را با خود می‌کشد، مانند بادکنکی که در حال باد شدن است و نقطه‌های روی آن حرکت می‌کنند. این نگاره انبساط قسمتی از جهان را از دید یک هنرمند به تصویر می‌کشد.

گمانه‌زنی‌های نظری بسیاری در مورد لحظات نخستین مهبانگ صورت گرفته است. در بیشتر مدلهای رایج٬ جهان در این لحظات به طور همگن و همسانگرد از انرژی با چگالی بسیار زیاد و دماها و فشارهای بسیار بالا تشکیل شده بود و با سرعت بسیار زیادی در حال انبساط و سرد شدن بوده است. تقریباً ^−۳۷۱۰ ثانیه پس از شروع انبساط، یک گذار فاز باعث تورم کیهانی شد که طی آن جهان رشدی نمایی داشت.^[۱۷] پس از توقف تورم ٬ جهان متشکل از یک پلاسمای کوارک-گلوئون و همچنین همه ذرات بنیادی دیگر بود.^[۱۸] دما به اندازه‌ای بالا بود که حرکات تصادفی ذرات در سرعتهای نسبیتی انجام می‌گرفت و همه انواع جفتهای ماده-پادماده در برخوردها دائماً ایجاد و نابود می‌شدند. در نقطه‌ای از زمان، واکنشی ناشناخته به نام باریون زایی (به انگلیسی: Baryogenesis) باعث نقض پایستگی عدد باریونی شد و درنتیجه آن تعداد کوارک‌ها و لپتون‌ها نسبت به پادکوارک‌ها و پادلپتون‌ها به میزان بسیار بسیار اندکی افزایش یافت (به اندازه یک در سی میلیون). این افزایش اندک مسبب برتری ماده بر ضد ماده در جهان کنونی است.

میدان فوق عمیق هابل)

میدان فوق عمیق هابل اندازه با اندازه ماه مقایسه شده - در این چشم انداز کوچک چندین هزار کهکشان که از میلیاردها ستاره تشکیل شده‌اند به چشم می‌خورند.

XDF چشم انداز ۲۰۱۲ -هر نقطه نوری یک کهکشان است - برخی از این کهکشانها عمرهایی طولانی تا ۱۳٫ میلیارد سال دارند^[۱۹] - تخمین زده می‌شود که حدود ۲۰۰ میلیارد کهکشان در جهان وجود دارد.

تصویر میدان فوق عمیق 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

^[۲۰]

کاهش دما و چگالی در جهان ادامه پیدا کرد که باعث کاهش انرژی ذرات می‌شد. تغییر فازهای تقارن شکن سبب شدند تا نیروهای بنیادی فیزیک و پارامترهای ذرات بنیادی به وضعیتی که اکنون دارند برسند.^[۲۱] پس از حدود ^-۱۱۱۰ ثانیه تصویر مه‌بانگ کمی از حالت نظری و گمانی آن کاسته می‌شود، زیرا انرژی ذرات کاهش می‌یابد و به مقادیری می‌رسد که در آزمایش‌های ذرات بنیادی با تجهیزات فعلی قابل دسترسی است. پس از حدود _-۶۱۰ کوارکها و گلوئون‌ها ترکیب شدند تا باریونهایی مثل پروتون و نوترون تشکیل گردند. فزونی اندک تعداد کوارک‌ها به پادکوارک‌ها باعث فزونی اندک تعداد باریون‌ها به پاد باریون‌ها شد. دما در این زمان به اندازه کافی برای ایجاد جفتهای پروتون-پادپروتون (و یا نوترون-پادنوترون) بالا نبود، از این رو ذرات و پادذرات شروع به نابود سازی یکدیگر نمودند و از هر ^۱۰۱۰ پروتون و نوترون اولیه تنها یکی باقی‌ماند وهیچ پادپروتون و پادنوترونی نیز باقی نماند. فرایند نابود سازی مشابهی در ثانیه ۱ بین الکترونها و پوزیترونها روی داد و پس از این نابودسازی‌ها دیگر ذرات در سرعتهای نسبیتی حرکت نمی‌کردند و چگالی انرژی جهان در تسلط فوتونهاها ( به همراه اندکی از نوترینوها ) بود.

چند دقیقه پس از آغاز انبساط که دمای جهان به یک میلیارد کلوین کاهش یافته 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.^[۲۲] بیشتر پروتونها ترکیب نشدند و به صورت هسته‌های هیدروژن باقی‌ماندند. همچنانکه جهان سرد می‌شد٬ چگالی جرم-انرژی ماده به صورت گرانشی بر چگالی جرم-انرژی تابش الکترومغناطیسی (فوتون) غلبه نمود. پس از ۳۷۹۰۰۰ سال الکترونها و هسته‌ها با یکدیگر تر کیب و اتم‌ها تشکیل شد (غالباً اتم هیدروژن). از این رو تابش از ماده جدا شد و بدون مانع زیادی در فضا ادامه یافت. این تابش با نام تابش زمینه کیهانی خوانده می‌شود.^[۲۳]

در طی یک دوره زمانی طولانی نواحی از جهان تقریباً یکنواخت که اندکی چگالتر بودند به تدریج توسط گرانش به موادی که در نزدیکی این نواحی بود جذب شده و چگالتر شدند. در نتیجه این روند به تدریج ابرهای گاز، ستارها، کهکشانها و سایر ساختارهای نجومی که امروز قابل مشاهده هستند شکل گرفتند. جزئیات این فرایند به مقدار و نوع ماده در جهان بستگی دارد. جهار نوع ممکن از ماده عبارتند از ماده تاریک سرد، ماده تاریک گرم، ماده تاریک داغ و ماده باریونی. بهترین اندازه گیریهای کنونی (توسط دبلیومپ) نشانگر این است که داده‌ها با مدل لامبدا سی دی ام مطابقت می‌کنند که در آن فرض می‌شود ماده تاریک سرداست. تخمین زده می‌شود که ماده تاریک سرد در حدود ۲۳٪ از ماده-انرژی در جهان را تشکیل می‌دهد در حالی که سهم ماده باریونی تنها ۴٫۶٪ است.^[۲۴]

ردیف‌های مستقلی از شواهد تجربی از ابر نو اخترهای نوع Ia و تابش زمینه کیهانی بر این واقعیت دلالت دارند که جهان امروز ما توسط گونه‌ای رازآمیز از انرژی به نام انرژی تاریک تسخیر شده است که ظاهراً در تمام فضا پخش شده است. مشاهدات پیشنهاد می‌دهند که ۷۳٪ از کل چگالی انرژی جهان از انرژی تاریک تشکیل شده است. هنگامی که جهان بسیار جوان بود به احتمال زیاد با انرژی تاریک پر شده بوده است. 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 خلال چند میلیارد سال فراوانی رئ به افزایش انرژی تاریک باعث شتاب گرفتن انبساط کیهانی شد. انرژی تاریک در ساده ترین شکل به عنوان ثابت کیهانی در معادلات میدان اینشتین در نظریه نسبیت عام فرموله می‌شود. اما جزئیات معادله حالت آن و ارتباطش با مدل استاندارد ذرات کماکان مورد پژوهش نظری و تجربی است.^[۲۵]

مدل کیهان شناسی لامبدا سی دی ام می‌تواند با قدرت بالایی سراسر دوره تکامل کیهان پس از دوره تورم کیهانی را مدل 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 جهان در حال حاضر یکی از بزرگترین مسائل حل نشده فیزیک است.

فرضیات نظریه مهبانگ

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.

این ایده‌ها در ابتدا به عنوان اصل درنظر گرفته می‌شد اما امروزه تلاشهای برای آزمودن هر یک از این فرضها در جریان است. فرض نخست با مشاهداتی آزموده شده است که نشان می‌دهند بیشترین انحراف از ثابت ساختار ریز در بیشتر عمر جهان در حد ۱۰^−۵ است.^[۲۶] همچنین نسبیت عام آزمونهای سختی را در مورد ساختار منظومه شمسی و ستارگان دوتایی گذرانده است.

مهبانگ کجا اتفاق افتاد؟

یک سؤال رایج این است: «مهبانگ کجا اتفاق افتاد؟»؛ شاید به این دلیل که کسی بتواند به یک راستا اشاره کرده، بگوید: «آن طرف!». البته در یک انفجار متعارف، این یک سؤال کاملاً معقول است، چرا که تمام مواد از یک نقطه، که همان نقطه‌ی انفجار است، دور می‌شوند. متأسفانه در مهبانگ موضوع به این سادگی نیست، و به نوعی جواب چنین است: «همه جا و هیچ جا».

قبل از هر چیز به خاطر داشته باشید که تمام زیربنای ما اصل کیهان‌شناختی است که هیچ نقطه‌ای را در جهان، ویژه نمی‌داند. اگر مهبانگ در یک نقطه‌ی خاص رخ داده باشد، واضح است که آن نقطه ویژه بوده، اصل کیهان‌شناختی نقض می‌شود. اما، خودِ زمان و مکان در همان لحظه‌ی مهبانگ خلق شدند (برخلاف انفجار معمولی که در آن، ماده در فضایی حرکت می‌کند که پیش از انفجار وجود داشته است). اگر ما هر نقطه‌ای را در جهانِ امروزی انتخاب کرده، تاریخ را در آن به عقب بازگردانیم، به نقطه‌ی انفجار خواهیم رسید. در این مفهوم، مهبانگ در همه جای فضا رخ داد.

از یک دیدگاه دیگر، محل مهبانگ هیچ‌جا نیست؛ چرا که فضا، خود در حال تحول و انبساط است، و از زمان مهبانگ تا کنون تغییر کرده است. جهان را به‌صورت یک کره‌ی در حال انبساط تصور کنید. در هر لحظه، فضا عبارت است از سطح این کره، که با گذشت زمان بزرگ‌تر می‌شود (دوباره از یک تشبیه دو بُعدی برای فضای واقعی سه بُعدی استفاده کردم). جایی که مهبانگ رخ داد در مرکز این کره است؛ اما دیگر آنجا بخشی از فضا، یعنی سطح کره، جایی که ما زندگی می‌کنیم، نمی‌باشد. به‌ویژه، محدود شدن به سطح کره به این معنی است که ما نمی‌توانیم به جایی که تصور می‌شود مهبانگ رخ داده است اشاره کنیم. با وجود این، تمام نقاط در فضای کنونی ما، زمانی در مرکز کره بودند؛ آنگاه که مهبانگ اتفاق افتاد.^[۲۷]

متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر

نوشتار اصلی: متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر

نسبیت عام فضا-زمان را با یک متریک توصیف می‌کند که فواصل نقاطی که نزدیک به یکدیگر هستند را تعیین می‌کند. نقطه‌ها که ممکن است کهکشان، ستاره و یا اجسام دیگر باشند، خودشان توسط یک نموار مختصات یا شبکه که تمام فضا-زمان را پوشش می‌دهد مشخص می‌گردند. اصل کیهان شناختی بیان می‌کند که جهان در مقیاس بزرگ همسانگرد و همگن است که به طور منحصربه‌فردی با متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر سازگار است. این متریک یک فاکتور مقیاس دارد که رابطه تغییر اندازه جهان با زمان را توصیف می‌کند. با استفاده از این می‌توانیم دستگاه مختصات ویژه‌ای به نام دستگاه مختصات همراه تعریف کنیم. در این دستگاه مختصات، شبکه نیز در امتداد انبساط کیهان منبسط می‌شود و اجسامی که تنها به دلیل انبساط جهان منبسط می‌شوند در نقاط ثابتی روی این شبکه می‌مانند. در حالیکه فاصله مختصاتی(طول همراه) آنها ثابت می‌ماند، فاصله فیزیکی آنها متناسب با فاکتور مقیاس جهان افزایش می‌یابد.^[۲۸]

مهبانگ یک انفجار مادی نیست که به سمت خارج حرکت کند تا فضای خالی را پر کند بلکه خود فضا نیز با زمان منبسط می‌شود و فاصله فیزیکی بین دو نقطه همره افزایش می‌یابد. از آنجاییکه متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر بر مبنای فرض توزیع یکنواخت ماده و انرژی استوار است تنها در مقیاسهای بزرگ برای جهان ما مصداق دارد و تجمع محلی ماده مانند کهکشان ما با گرانش محدود هستند وانبساط بزرگ مقدار جهان را تجربه نمی‌کنند.

افق ها

یکی از ویژگیهای مهم مهبانگ حضور افق هاست. از آنجا که جهان عمر محدودی دارد و نور با سرعت محدودی حرکت می‌کند ممکن است رویدادهایی در گذشته واقع شده باشند که هنوز نور آنها زمان کافی برای رسیدن به ما نداشته است. این موضوع یک حد یا افق گذشته برای دورترین اجسامی که قادر به دیدنشان هستیم تعیین می‌کند. از سوی دیگر چون جهان در حال انبساط است و اجسام دورتر حتی با سرعت بیشتری از ما دور می‌شوند نوری که از طرف 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 رویدادهایی در آینده را که می‌توانیم تحت تاثیر قرار دهیم محدود می‌کند. وجود هر یک از این افقهای گذشته و آینده بر گرفته از جزئیات مدل متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر است که جهان را توصیف می‌کند.^[۲۹]

تاریخچه

واژه شناسی

نام مهبانگ ترجمه پارسی واژه Big Bang از زبان انگلیسی است. در زبان پارسی «مه» به معنی «بزرگ» و بانگ به معنی آوای بلند است (همانند واژگان مه‌رمب و مه‌گسست). 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. درآن زمان بسیاری بر این باور بودند که هویل که خود طرفدار نظریه حالت پایدار بود به قصد طعنه زدن و تحقیر از این واژه استفاده نموده است 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 نموده است.^{[۳۰][۳۱][۳۲]}

شکل گیری نظریه مهبانگ

تصویر سازی هنری از ماهواره دبلیو مپ در حال جمع آوری داده برای کمک به دانشمندان در فهم مهبانگ

نظریه مهبانگ از مشاهدات ساختار جهان و بررسی‌های نظری شکل گرفت. در سال ۱۹۱۲ وستو اسلیفر (به انگلیسی: Vesto Slipher) نخستین اثر دوپلر را در یک کهکشان مارپیچی مشاهده کرد و به زودی کشف کرد که تمام این کهکشانها در حال دور شدن از زمین هستند. او جنبه‌های کیهان شناختی این کشف را درک نکرده بود. در واقع در آن زمان بحثی داغ پیرامون اینکه این کهکشانها ممکن است جهانهای جزیره‌ای دیگری باشند در جریان بود.^[۳۳][۳۴] ده سال بعد یک کیهان شناس 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 انیشتین از آن حمایت می‌کرد، جهان ممکن است در حال انبساط باشد.^[۳۵] در سال ۱۹۲۴ اندازه گیری 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 نتیجه گیری از معادلات فریدمان پیشنهاد داد که دور شدن کهکشانها ناشی از انبساط کیهان است.^[۳۶]

در سال ۱۹۳۱ لومتر پارا فراتر نهاد و پیشنهاد کرد که انبساط جهان را در زمان به عقب برگردانیم هر چه عقب تر رویم جهان کوچکتر می‌شود و در نهایت در یک زمان محدود در گذشته کل جهان در یک نقطه متمرکز می‌شود؛ یک اتم اولیه در جایی و زمانی که در آن فابریک فضا و زمان به وجود آمد.^[۳۷]

ادوین هابل از سال ۱۹۲۴ با استفاده از تلسکوپهای هوکر ۱۰۰ میلی متری شروع به ایجاد نشانگرهای فاصله در رصدخانه کوه ویلسون نمود. با این کار او می‌توانست فاصله کهکشانهایی را که انتقال سرخ آنها قبلاً و اکثراً توسط اسلیفر اندازه گیری شده بود تخمین بزند. در سال ۱۹۲۹ او کشف نمود که بین فاصله و سرعت عقب نشینی این کهکشانها رابطه‌ای وجود دارد که این کشف امروزه به نام قانون هابل شناخته می‌شود.^[۱۰][۳۸] لومتر قبلاً با استفاده از اصل کیهان‌شناختی نشان داده بود که این موضوع قابل پیش بینی بود.^[۲۵]

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 نتیجه گیری می‌شود مفاهیم مذهبی را وارد فیزیک نموده است. این اعتراض بعدها نیز توسط طرفداران نظریه حالت پایدار دوباره مطرح شد.^[۳۹] این واقعیت که ژرژ لومتر، بنیانگذار اصلی نظریه مهبانگ یک کشیش کاتولیک بود، نیز این شبهه را تقویت می‌نمود.^[۴۰] آرتور ادینگتون با ارسطو در این موضوع هم نظر بود که جهان نقطه شروعی در زمان ندارد و ماده ابدی است. شروع زمان برای وی غیرقابل قبول می‌نمود.^[۴۱][۴۲]

اما لومتر بر این باور بود که

اگر دنیا از یک کوانتوم تنها شروع شده باشد مفاهیم زمان و مکان نمی‌توانند در آغاز معنایی داشته باشند. آنها تنها زمانی می‌توانند معنا داشته باشند 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 داده است.^[۴۳]

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)^[۴۴] ، مدل چرخه‌ای (که در ابتدا توسط فریدمان مطرح شد اما توسط انیشتین و ریچارد تولمان حمایت شد)^[۴۵] و فرضیه نور خسته فریتز زوئیکی اشاره کرد.^[۴۶]

پس از جنگ جهانی دوم دو احتمال متمایز بوجود آمد. یکی مدل حالت پایدار فرد هویل بود که بنا بر این نظریه طی انبساط جهان ماده جدید بوجود می‌آید. در این مدل جهان تقریباً در همه زمانها یکسان است.^[۴۷] احتمال دیگری نظریه مهبانگ ژرژ لومتر بود که توسط جرج گاموف حمایت شد و توسعه یافت. گاموف فردی بود که هسته زایی مهبانگ را معرفی نمود^[۴۸] و همکاران او، رالف الفر و رابرت هرمان، تابش زمینه کیهانی را پیش بینی نمودند.^[۴۹] این هویل بود که واژه Big Bang را برای اشاره به نظریه لومتر به کار برد. او این واژه را در یک برنامه رادیویی بی بی سی در مارچ ۱۹۴۹ در حالیکه از نظریه لومتر به عنوان «این ایده انفجار بزرگ» (به انگلیسی: this big bang idea) یاد می‌کرد ابداع نمود.^[۵۰] تا مدتی حمایت دانشمندان بین این دو نظریه تقسیم شده بود اما در نهایت شواهد تجربی رای به برتری نظریه مهبانگ داد. کشف و تایید تابش زمینه کیهانی در سال ۱۹۶۴^[۵۱] جایگاه نظریه مهبانگ را به عنوان بهترین نظریه در توضیح آغاز و تکامل کیهان مستحکم نمود. بخش بزرگی از تلاشهای امروز در زمینه کیهان شناسی صرف فهمیدن چگونگی شکل گیری کهکشانها در نظریه مهبانگ، درک فیزیک جهان در زمانهای قبل تر وفبل تر و هماهنگ سازی مشاهدات با نظریه‌ها می‌شود.

به دلیل پیشرفت در فناوری تلسکوپ‌ها و تحلیل داده‌های ماهواره‌هایی همچون کاوشگر زمینه کیهان^[۵۲] ، تلسکوپ فضایی هابل و دبلیومپ از اواخر دهه ۱۹۹۰ به بعد پیشرفتهای قابل توجهی در کیهان شناسی مهبانگ حاصل شده است.^[۵۳] اکنون کیهان شناسان اندازه گیریهای نسبتاً دقیقی از بسیاری از پارامترهای مدل مهبانگ در دست دارند و متوجه این واقعیت غیر منتظره شده‌اند که سرعت انبساط جهان رو به افزایش است.

شواهد تجربی نظریه مهبانگ

قدیمی ترین و مستقیم ترین انواع شواهد تجربی عباراتند از انبساط نوع هابل که در انتقال سرخ کهکشانها مشاهده شده است، اندازه گیری‌های جزئیات تابش زمینه کیهانی و فراوانی نسبی عناصر سبک که در جریان هسته زایی مهبانگ تولید شنده‌اند. امروزه توزیع، تشکیل و تکامل کهکشانها در مقیاس بزرگ نیز به این شواهد افزوده شده است.^[۵۴] از این موارد به عنوان چهار ستون نظریه مهبانگ یاد شده است.^[۵۵] مدلهای دقیق و مدرن مهبانگ پدیده‌های فیزیکی عجیبی را مطرح می‌کنند که در آزمایشگاههای زمینی مشاهده نشده و همچنین در مدل مدل استاندارد فیزیک ذرات جایی ندارند. از این پدیده‌ها می‌توان به ماده تاریک اشاره کرد که اکنون در معرض تحقیقات فعالترین آزمایشگاهها قرار دارد.^[۵۶] از سایر موارد می‌توان به مسئله کهکشان کوتوله و ماده تاریک سرد اشاره نمود. انرژی تاریک نیز مورد علاقه شدید دانشمندان قرار گرفته است اما مشخص نیست که کشف مستقیم آن امکان پذیر باشد.^[۵۷]

قانون هابل و انبساط فضا

نوشتار اصلی: قانون هابل

نوشتار اصلی: انبساط جهان

درسال ۱۹۲۹، ادوین هابل (به انگلیسی: Edwin Hubble) کشف کرد کهکشانهایی که در فاصلهٔ بیشتری از ما قرار دارند با سرعت بیشتری از ما دور می‌شوند، این سرعت متناسب با فاصله‌است. مشاهده کهکشانهای دور و اختروش‌ها نشان داده است که این اجسام دارای انتقال سرخ هستند-نور منتشر این اجسام به طول موجهای بلندتر منتقل شده است-. این پدیده را می‌توان با گرفتن طیف بسامدی از یک جسم و مطابقت دادن آن با الگوی طیف‌بینی خطوط نشر یا جذب مربوط به طیف اتمهای عناصری که با نور در تعامل هستند، مشاهده نمود. این انتقال‌های سرخ همگن و همسانگرد هستند و به طور مساوی بین همه اجسام در همه جهتها توزیع شده‌اند. اگر انتقال سرخ نشانگر اثر دوپلر باشد سرعت عقب نشینی قابل محاسبه است. برای برخی از کهکشانها می‌توان فاصله را از راه نردبان فاصله کهکشانی تخمین زد. اگر نمودار سرعت عقب نشینی نسبت به فاصله را رسم کنیم یک رابطه خطی قابل مشاهده است که به نام قانون هابل مشهور است:^[۱۰]

v = H_۰D

که

• v: سرعت عقب نشینی کهکشان یا هر جسم دیگر
• D: طول همراه(Comoving) تا جسم مورد نظر
• H_۰: ثابت هابل است که بنا بر اندازه گیریهای دبلیومپ مقداری برابر با ۷۰٫۴ ^+۱٫۳_−۱٫۴ کیلومتر/ثانیه/مگا پارسک دارد.^[۲۴]

قانون هابل را می‌توان به دو گونه ممکن توجیه نمود. یا ما در مرکز انفجار کهکشان‌ها هستیم - که با توجه به اصل کوپرنیکی غیرقابل قبول می‌نماید - و یا اینکه جهان در همه جا به صورت یکنواخت منبسط می‌شود. این انبساط جهانی قبل از مشاهدات و تحلیل هابل در سال ۱۹۲۹، از طریق نسبیت عام در سال ۱۹۲۲ توسط فریدمان^[۳۵] و در سال ۱۹۲۷ توسط لومتر^[۳۶] به خوبی پیش بینی شده بود و به عنوان سنگ بنای نظریه مهبانگ شناخته می‌شود.

رابطه v = HD باید در تمام زمانها صادق باشد. همچنانکه جهان منبسط می‌شود مقادیر v، Hو D نیز تغییر می‌کند (به همین دلیل ثابت هابل را با H_۰ 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 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.^[۵۸]

اینکه جهان در حال انبساط است را می‌توان توسط مشاهدات مستقیم اصل کیهان شناختی و اصل کوپرنیکی نشان داد که وقتی با قانون هابل در کنار هم قرار می‌گیرند هیچ توضیح دیگری جز انبساط جهان قابل تصور نیست. انتقال سرخ‌های نجومی بسیار همگن و همسانگرد هستند^[۱۰] و این موضوع تایید کننده اصل کیهان شناختی است که می‌گوید جهان در تمام جهت‌ها یکسان به نظر می‌رسد. اگر انتقال سرخ ها ناشی از انفجار در نقطه‌ای دور از ما بودند، در جهات مختلف یکسان نبودند.

اندازه گیری آثار تابش زمینه کیهانی بر سامانه‌های اختر فیزیکی دور از ما در سال ۲۰۰۰ اصل کوپرنیکی را اثبات کرد که بیان می‌کند در مقیاس‌های کیهانی، زمین در موقعیت مرکزی قرار ندارد.^[۵۹] تابش مهبانگ در زمان گذشته گرم تر بوده است و سرد شدن یکنواخت تابش زمینه کیهانی تنها در حالتی قابل توضیح است که جهان انبساط یکنواختی داشته باشد و احتمال اینکه ما در مرکز یک انفجار باشیم را از بین می‌برد.

تابش زمینه کیهانی

نوشتار اصلی: تابش زمینه کیهانی

9 year WMAP تصویر تابش زمینه کیهانی (۲۰۱۲).^[۱۶][۶۰] تابش به اندازه تقریباً یک در ۱۰۰٬۰۰۰ همسانگرد (به انگلیسی: isotropic) است.^[۶۱]

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.^[۵۱] 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 شده است و همچنین منبع قدرتمندی دارد که ما امروزه قادر به دریافت این سیگنال هستیم.

این کشف تاییدگر پیش بینی‌های عمومی نظریاتی بود که وجود آن را پیش بینی می‌نمودند: تابش در همه جهات با طیف یک جسم سیاه ایده‌آل همخوانی داشت؛ این طیف بر اثر انبساط جهان دچار انتقال سرخ شده است و امروزه دمایی در حدود ۲٫۷۲۵ درجه کلوین دارد. 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.

اندازه گیری طیف تابش زمینه کیهانی در ماهواره کاوشگر زمینه کیهان(COBE) دقیقترین اندازه گیری طیف جسم سیاه در طبیعت است.^[۶۲]

در سال ۱۹۸۹ ناسا ماهواره کاوشگر زمینه کیهان(COBE) را به فضا فرستاد. یافته‌های این ماهواره با پیش بینی‌ها در مورد تابش زمینه کیهانی همخوانی داشت. این ماهواره دمای پس زمینه‌ای به اندازه ۲٫۷۲۶ کلوین را ردیابی کرد (که البته در اندازه گیریهای جدیدتر به مقدار ۲٫۷۲۵ اصلاح شده است) که اولین شاهد برای نوسان تابش زمینه کیهانی در مرتبه یک قسمت در ۱۰^۵ می‌باشد.^[۵۲] جان ماتر و جرج اسموت برای پیشرو بودن در این تحقیقات موفق به کسب جایزه نوبل شدند.

در اوایل سال ۲۰۰۳ نخستین نتایج دبلیومپ منتشر شد و برای برخی از پارامترهای کیهانی دقیقترین مقادیر در آن زمان به دست آمد. این نتایج باعث رد چندین مورد از مدلهای خاص تورم کیهانی شد اما به طور کلی با نظریه تورم کیهانی سازگار است.^[۵۳] ماهواره پلانک نیز در سال ۲۰۰۹ به فضا پرتاب شد و همچنین آزمایشهای بالنی زیادی نیز در مورد تابش زمینه کیهانی در جریان است.

فراوانی عناصر نخستین

نوشتار اصلی: هسته زایی مهبانگ

با استفاده از نظریه مهبانگ می‌توان میران تمرکز هلیم-۴، هلیم-۳، دوتریم و لیتیم-۷ در جهان را نسبت به مقدار هیدروژن معمولی به دست آورد.^[۶۳] فراوانی نسبی به نسبت فوتونها به بایرونها بستگی دارد. این نسبت‌ها را می‌توان مستقل از جزئیات ساختار نوسانات تابش زمینه کیهانی محاسبه نمود. نسبتهای پیش بینی شده عبارتند از ۰٫۲۵ برای هلیم-۴/هیدروژن، در حدود ۱۰^-۳ برای دوتریم/هیدروژن، در حدود ۱۰^-۴ برای هلیم-۳/هیدروژن و در حدود ۱۰^-۹ برای لیتیم-۷/هیدروژن.^[۶۳]

مقادیر فراوانی‌های اندازه گیری شده حداقل به طور تقریبی با مقادیر پیش بینی شده توسط نسبت باریون به فوتون همخوانی دارند. این همخوانی به ویژه در مورد دوتریم با دقت بالایی صادق است. برای هلیم-۴/هیدروژن بسیار نزدیک است و برای لیتیم-۷/هیدروژن با فاکتور ۲ اختلاف دارد که به دلیل خطای ذاتی اندازه گیری است. در هر حال همخوانی کلی با فراوانی‌های محاسبه شده بر اساس هسته زایی مهبانگ شاهدی قوی برای مهبانگ است زیرا این نظریه تنها توضیح فراوانی عناصر نخستین است و تقریباً غیر ممکن است که بتوان مهبانگ را طوری تنظیم نمود که مقداری خیلی بیشتر یا کمتر از ۲۰-۳۰٪ هلیم تولید کند.^[۶۴] در واقع بدون نظریه مهبانگ غیر ممکن است که بتوانیم توضیح دهیم چرا در جهان جوان اولیه (یعنی پیش از شکل گیری ستاره‌ها) مقدار هلیم از دوتریم و دوتریم از هلیم-۳ با نسبتهای ثابت بیشترند.

توزیع و تکامل کهکشانها

این دید پانورامیک از سراسر آسمان توزیع کهکشانها در خارج از کهکشان راه شیری را نمایش می‌دهد کهکشانها بر اساس انتقال سرخشان رنگ بندی شده‌اند.

مشاهدات جزئیات شکل‌های کهکشانها و توزیع کهکشانها و اختروشها با پیش بینی‌های نظریه مهبانگ همخوانی دارند. ترکیبی از مشاهدات و نظریات پیشنهاد می‌کند که نخستین اختروش‌ها و کهکشانها در حدود یک میلیارد سال پس از مهبانگ بوجود آمده‌اند و از آن موقع تا کنون ساختارهای بزرگتری مانند خوشه‌های کهکشانی و اَبَر خوشه‌ها در حال شکل گیری بوده‌اند. جمعیت‌های ستاره‌ای در حال تکامل و پیرتر شدن بوده‌اند به گونه‌ای که کهکشانهای دورتر (که به دلیل فاصله‌شان در همان وضعی که در اوایل جهان داشتند دیده می‌شوند) بسیار متفاوت از کهکشانهای نزدیک هستند. علاوه بر این کهکشانهایی که نسبتاً به تازگی کشف شده‌اند با کهکشانهایی که در حدود همان فاصله قرار دارند اما اندکی پس از مهبانگ بوجود آمده‌اند تفاوت مشخص دارند. این‌ها همه شواهدی علیه نظریه حالت پایدار هستند. مشاهده زایش ستارگان، توزیع کهکشانها و اختروش‌ها و ساختارهای بزرگ تر همه با نظریه مهبانگ همخوانی دارند و کمک می‌کنند که جزئیات بیشتری از این نظریه به دست آید.^[۶۵][۶۶]

ابرهای گازی نخستین

در سال ۲۰۱۱ فضانوردان ابرهایی از گازی کشف کردند که تصور می‌کنند در اولین دقایق پس از مهبانگ بوجود آمده باشد. ترکیب گاز با پیش بینی‌های نظری همخوانی دارد. پژوهشگران دو ابر از گازهای دست نخورده را با تحلیل نور اختروش‌های دور توسط طیف نگار HIRES در تلسکوپ کِک I در رصدخانه کک هاوایی کشف کردند.^[۶۷][۶۸]

سایر شواهد

تخمین سن جهان بر اساس انبساط هابل و تابش زمینه کیهانی اکنون همخوانی خوبی با سایر تخمین‌هایی که از عمر پیرترین ستارگان به دست می‌آیند دارد.^[۶۹]

این پیش بینی که دمای تابش زمینه کیهانی در گذشته بالاتر بوده است توسط مشاهدات تجربی خطوط جذب دماهای بسیار پایین در ابرهای گازی در انتقال سرخ بالا اثبات شده است. .^[۷۰] این پیش بینی همچنین نتیجه می‌دهد که توان اثر سونیائف زلدوویچ (به انگلیسی: Sunyaev–Zel'dovich) در خوشه‌های کهکشانی مستقیماً با انتقال سرخ مرتبط نیست. شواهد نشان می‌دهد که این موضوع تقریباً درست است اما این اثر به ویژگیهای خوشه بستگی دارد که در طول زمان متغیرند و اندازه گیری دقیق را مشکل می‌سازند.^[۷۱][۷۲]

موضوعات فیزیکی مرتبط با مهبانگ

عدم تقارن باریون

نوشتار اصلی: عدم تقارن باریون

دلیل بیشتر بودن ماده بر پادماده هنوز به خوبی درک نشده است.^[۷۳] به طور عمومی تصور می‌شود که وقتی جهان جوان و بسیار داغ بود در یک تعادل آماری بود و تعداد باریونها و پادباریونها برابر بود. این در حالی است که مشاهدات نشان می‌دهند که جهان حتی در دورترین نقاط آن تقریباً به طور کامل از ماده ساخته شده. این گونه فرض می‌شود که فرایندی ناشناخته به نام باریون‌زایی (به انگلیسی: Baryogenesis) مسئول این عدم تقارن است. برای اینکه پدیده باریون‌زایی بتواند اتفاق بیفتد، سه شرط ساخاروف باید برقرار باشد:

• قانون پایستگی عدد باریونی نقض شود
• تقارن سی و تقارن سی پی نقض شود؛ و
• جهان از تعادل ترمودینامیکی خارج شود^[۷۴]

همه این شرایط در مدل استاندارد رخ می‌دهند اما تاثیر آن آن‌قدر زیاد نیست که عدم تقارن باریونی که امروزه در جهان موجود است را توجیه کند.

انرژی تاریک

نوشتار اصلی: انرژی تاریک

اندازه گیریهای رابطه انتقال سرخ-قدر ظاهری ابرنواخترهای نوع Ia نشان می‌دهد که انبساط جهان در زمانی که جهان نیمی از سن کنونی اش راداشته شروع به شتاب گرفتن نموده است. بنا بر نظریه نسبیت عام برای اینکه چنین شتابی امکانپذیر باشد باید بیشتر انرژی جهان از مولفه‌ای با فشار منفی بالا تشکیل شده باشد که این مولفه را انرژی تاریک نامیده‌اند.

انرژی تاریک اگرچه هنوز در مرحله گمانه زنی است اما مسائل متعددی را حل می‌کند. اندازه گیریهای تابش زمینه کیهانی نشان می‌دهند که جهان از نظر شکل فضایی تقریباً تخت است و بنا براین پیرو نظریه نسبیت عام باید میزان چگالی جرم/انرژی آن تقریباً با مقدار چگالی بحرانی برابر باشد. چگالی جرم جهان را می‌توان از خوشه بندی‌های گرانشی آن به دست آورد و این مقدار تنها ۳۰٪ چگالی بحرانی است.^[۲۵] از آنجا که بنا بر نظریات انرژی تاریک به شیوه متعارف خوشه بندی نمی‌شود، این بهترین توضیح برای چگالی انرژی گمشده است. انرژی تاریک همچنین در توضیح دو روش اندازه گیری هندسی خمش کیهان کمک می‌کند، یکی از طریق بسامد لنزهای گرانشی و دیگری با استفاده از ساختار بزرگ مقیاس کیهان به عنوان خط کش کیهانی.

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 می‌ماند. دو تا از کاندیداهای ممکن ثابت کیهانی و اثیر (به انگلیسی: Quintessence) هستند. نتایج دبلیومپ در سال ۲۰۰۸ گواهی می‌دهند که جهان شامل ۷۳٪ انرژی تاریک، ۲۳٪ ماده تاریک، ۴٫۶٪ ماده ومعمولی و کمتر از ۱٪ نوترینو است.^[۲۴] بنا بر نظریات چگالی انرژی در شکل 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 همچنان که سلطه انرژی تاریک در آینده دور افزایش می‌یابد سهم ماده کاهش می‌یابد.

ماده تاریک

نوشتار اصلی: ماده تاریک

A نمودار دایره‌ای نشان دهنده ترکیب نسبی مولفه‌های مختلف چگالی-انرژی جهان، با استفاده از مدل لامبدا سی دی ام. تقریباً ۹۵٪ از فرمهای عجیب ماده تاریک و انرژی تاریک تشکیل شده است.

در دهه های۱۹۷۰ و ۱۹۸۰ مشاهدات مختلفی نشان داد که ماده کافی در جهان برای توجیه قدرت نیروهای گرانشی بین کهکشانها و درون آنها وجود ندارد. این مشاهدات به این ایده منجر شد که ۹۰٪ ماده در جهان ماده تاریک است که نوری از آن منتشر نمی‌گردد و برهمکنشی با ماده باریونی معمولی ندارد. علاوه براین فرضیه جهانی که اکثراً از ماده معمولی تشکیل شده باشد، منجر به پیش بینی‌هایی می‌شد که با مشاهدات تجربی همخوانی نداشتند. به عنوان نمونه در جهان امروز میزان دوتریم بسیار کمتری از آنچه انتظار می‌رود موجود است. اگرچه ماده تاریک همواره محل بحث و اختلاف نظر بوده است اما مشاهدات مختلفی دلالت بر وجود آن دارند: ناهمسانگردی‌ها در تابش زمینه کیهانی، سرعت پراکندگی گروه‌ها و خوشه‌های کهکشانی، پراکندگی‌ها در ساختار بزرگ مقیاس، مطالعات در زمینه همگرایی گرانشی و اندازه گیریهای پرتو ایکس خوشه‌های کهکشانی.^[۷۵]

تا کنون ماده تاریکی در آزمایشگاهها مشاهده نشده است و تنها گواه غیر مستقیم برای ماده تاریک تاثیر گرانشی آن بر ماده معمولی است. کاندیداهای بسیاری برای ماده تاریک در فیزیک ذرات پیشنهاد شده است و پروژه‌های متعددی برای ردیابی مستقیم آن در راهند.^[۷۶]

سن خوشه ستاره‌ای کروی

نوشتار اصلی: خوشه ستاره‌ای کروی

در میانه دهه ۱۹۹۰ گروهی از مشاهدات مربوط به خوشه‌های ستاره‌ای کروی با نظریه مهبانگ سازگار نبود. شبیه سازی‌های رایانه‌ای که با مشاهدات جمعیت‌های ستاره خوشه‌های کروی سازگار بود نشان می‌داد که سن این خوشه‌ها نزدیک به ۱۵ میلیارد سال است که این موضوع با سن جهان که ۱۳٫۷۷ میلیارد سال است در تناقض بود. این مسئله در اواخر دهه ۱۹۹۰ تا حدودی حل شد. شبیه سازیهای رایانه‌ای جدید که تاثیرات کاهش جرم ناشی از بادهای ستاره‌ای را درنظر می‌گرفتند، سن این خوشه‌ها را بسیار جوانتر از آنچه پیشتر به دست امده بود نشان می‌دادند.^[۷۷] اینکه تا جه حد اندازه گیری سن خوشه‌ها دقیق باشد هنوز مورد سوال است اما مشاهدات سن خوشه‌های ستاره‌ای کروی دیگر با نظریه مهبانگ تناقضی ندارند.

مشکلات نظریه مهبانگ

به طور عمومی سه مسئله مهم در ارتباط با نظریه مهبانگ مطرح است: مسئله افق، مسئله تخت بودن و مسئله تک قطبی مغناطیسی. معمول ترین پاسخ برای این پرسشها نظریه تورم کیهانی است؛ اما ازآنجا که خود پرسشهای جدیدی را مطرح می‌کند، پاسخهای دیگری مانند فرضیه خمش ویل (به انگلیسی: Weyl Curvature Hypothesis) نیز پیشنهاد شده است.^[۷۸][۷۹]

مسئله افق

این مسئله نخستین بار در اواخر دهه۱۹۶۰ توسط چارلز میسنر مطرح شد و اشکالی را در مدل استاندارد کیهان شناسی مهبانگ نمایان ساخت. این مسئله بر این اصل استوار است که در نظریه‌های استاندارد فیزیکی هیچ اطلاعاتی نمی‌تواند باسرعتی بیشتر از سرعت نور منتقل شود (در این مبحث اطلاعات به معنی هرگونه برهم کنش فیزیکی است. مثلاً گرما از جای گرمتر به سردتر جریان می‌یابد و در فیزیک این جریان گرما را یک جور مبادله اطلاعات می‌خوانند). در نتیجه بین دو ناحیه که فاصله آنها بیشتر از ۱۳٫۷۷ میلیارد سال نوری باشد هیچ اطلاعاتی نمی‌تواند به اشتراک گذاشته شود زیرا با توجه به حداکثر سرعت اطلاعات و سن جهان هیچ اطلاعاتی زمان کافی برای انتقال از یک ناحیه به دیگری ندارد. به عبارت دیگر در جهانی با سن محدود حدی برای جداسازی دو ناحیه از فضا که با یکدیگر رابطه سببی دارندایجاد می‌کند.^[۸۰] همسانگردی تابش زمینه کیهانی در این مورد مشکل زاست: اگر جهان در همه زمانها تا مرحله پراکندگی فعلی از تابش یا ماده تشکیل شده باشد، افق ذره در آن زمان می‌بایست متناظر با ۲ درجه در آسمان باشد و هیچ مکانیزمی برای اینکه نواحی گشسترده تر از این هم دما باشند وجود نداشته است.

نظریه تورم کیهانی پاسخی برای این ناسازگاری آشکار پیشنهاد می‌کند. در نخستین لحظات پس از مهبانگ (پیش از باریون زایی) یک میدان نرده‌ای (اسکالر) انرژی همسانگرد و همگن سراسر جهان را در بر می‌گیرد. در حین تورم، جهان دچار انبساطی نمایی می‌شود که در آن افق ذره با سرعتی بیش از آنچه پیشتر تصور می‌شد گسترش می‌یابد و بدین ترتیب نواحی که در جهان فعلی در دو انتهای مخالف هم قرار دارند نیز در افق ذره یکدیگر قرار می‌گیرند. همسانگردی مشاهده شده در تابش زمینه کیهانی نیز برآمده از این واقعیت است که این ناحیه بزرگتر پیش از شروع تورم کیهانی در ارتباط سببی بوده‌اند.

اصل عدم قطعیت هایزنبرگ پیش بینی می‌کند که در حین فاز تورمی نوسانات گرمایی کوانتومی وجود دارند که در مقیاس کیهان بزرگ می‌شوند. این نوسانات بذر تمام ساختارهای کنونی در جهان هستند. بنا بر نظریه تورمی، نوسانات نخستین تقریباً مستقل از مقیاس هستند و از توزیع نرمال پیروی می‌کنند که این واقعیت به دقت توسط اندازه گیریهای تابش زمینه کیهانی تایید شده است.

مسئله تخت بودن جهان

شکل هندسی کلی جهان بسته به اینکه پارامتر امگای کیهان شناسی کوچتر، مساوی یا بزگتر از ۱ باشد متفاوت خواهد بود. در این شکل از بالا به پایین یک جهان کروی با خمش مثبت، جهان هایپربولیک با خمش منفی و جهان تخت با خمش صفر نمایش داده شده‌اند.

مسئله تخت بودن (یا مسئله پیری) به مشکلی مشاهداتی در مورد متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر اشاره می‌کند.^[۸۰] این مشکل از آنجا بر می‌آید که برخی از شرایط اولیه جهان در نظریه مهبانگ روی مقادیر خاصی تنظیم شده است و انحراف جزئی از این مقادیر می‌توانسته عواقب بزرگی در تغییر ماهیت کنونی جهان داشته باشد. یکی از این پارمترهای اولیه که به نظر می‌رسد بر روی مقدار خاصی تنظیم شده است چگالی ماده و انرژی در جهان است. مقدار این پارامتر بر روی خمش فضا زمان تاثیر می‌گذارد. جهان بر اساس چگالی انرژی کل آن ممکن است خمش فضایی مثبت، منفی و یا صفر داشته باشد. اگر چگالی انرژی آن کمتر از چگالی بحرانی باشد خمش منفی، اگر بزرگتر باشد خمش مثبت و اگر برابر چگالی بحرانی باشد خمش صفر و فضا تخت خواهد بود. بر اساس مشاهدات تجربی چگالی کنونی جهان به مقدار بحرانی بسیار نزدیک است. با توجه به اینکه چگالی کل در طول زمان کیهانی به سرعت از مقدار بحرانی فاصله می‌گیرد^[۸۱] در جهان اولیه می‌بایست چگالی حتی از این هم به مقدار بحرانی نزدیکتر باشد و اختلاف آن با مقدار بحرانی بیشتر از یک در ۱۰^۶۲ نباشد. حتی در سن نسبتاً بالای چند دقیقه (زمان هسته زایی مهبانگ) اختلاف چگالی جهان با مقدار بحرانی می‌بایست در حدود یک در ۱۰^۱۴ بوده باشد و در غیر این صورت جهان به شکل کنونی اش وجود نداشت.^{[notes ۲][۸۲]} این واقعیت پرسشی را در ذهن کیهان شناسان ایجاد می‌کند که چرا چگالی اولیه جهان با دقت بالایی نزدیک به مقدار بحرانی بوده است. این مسئله نخستین بار در سال ۱۹۶۹ توسط رابرت دیک (به انگلیسی: Robert Dicke)، فیزیکدان آمریکایی، مطرح شد.

پاسخی که در بین کیهان شناسان از همه بیشتر مورد پذیرش قرارگرفته است باسخ نظریه تورم کیهانی است. در خلال دوره تورم کیهانی فضا زمان تا اندازه‌ای منبسط شده که خمش آن صاف شده است و در واقع تورم کیهانی سبب شده است که جهان تقریباً تخت شود و چگالی آن بسیار به مقدار بحرانی نزدیک شده است.

مسئله تک قطبی مغناطیسی

مسئله تک قطبی مغناطیسی در اوخر دهه ۱۹۷۰ مطرح شد. نظریه وحدت بزرگ نقایص توپولوژیکی را در فضا پیش بینی می‌کند که می‌تواند به صورت تک قطبی مغناطیسی تجلی یابد. این اشیاء ممکن بود به سادگی در جهان داغ اولیه بوجود آیند و باعث شوند چگالی بسیار بیشتر از آنجه با واقعیت مطابقت دارد باشند اما تا کنون جستجوها برای تک قطبی مغناطیسی بی نتیجه مانده است. این مسئله نیز با استفاده از نظریه تورم کیهانی این گونه پاسخ داده شده است که تورم کیهانی همانگونه که شکل جهان را تخت کرد همه نقایص توپولوژیکی را نیز برطرف نمود.^[۸۳]

انتقادها

این نظریه با وجود پذیرش گسترده از سوی جامعه علمی منتقدانی نیز داشته است^[۸۴] که نظریه مهبانگ را مردود دانسته‌اند،^[۸۵][۸۶] و نظریه‌های متفاوتی (بطور نمونه بر اساس کوانتومی کردن انتقال سرخ) گسترش داده‌اند. اما تا کنون هیچ نظریه‌ای هنوز به قدرت نظریه مهبانگ قادر به توضیح پیدایش جهان نیست.^{[۸۷][۸۸][۸۹]}

آینده جهان بنا بر نظریه مهبانگ

نوشتار اصلی: سرانجام کیهان

پیش از مشاهدات مربوط به وجود انرژی تاریک، کیهان شناسان دو سناریوی متفاوت برای آینده جهان متصور بودند. اگر چگالی جرم جهان بیشتر از مقدار بحرانی بود، جهان به اندازه بیشینه‌ای رسیده و شروع به فروپاشی می‌کرد. جهان چگالتر و داغ تر می‌شد تا سر انجام به وضعیتی مشابه وضعیتی که از آن شروع شده است برسد. به این فرایند مه‌رمب (به انگلیسی: Big Crunch) می گویند.^[۹۰]. در حالت دیگر اگر چگالی جهان با چگالی بحرانی برابر یا از آن کمتر بود انبساط کندتر شده اما هرگز متوقف نخواهد شد. با مصرف شدن تمام گازهای میان ستاره‌ای درون کهکشانها، زایش ستارگان متوقف می‌شود و ستاره‌ها کاملاً می‌سوزند و از خود کوتوله‌های سفید، ستاره‌های نوترونی و سیاهچاله به جای می‌گذارند. در روندی بسیار کند و تدریجی این اجسام با هم برخورد می‌کنند و سیاهجاله‌های بزرگتر و بزرگتری پدید می‌آید دمای متوسط جهان به سمت صفر مطلق میل خواهد کرد. چنانچه پروتون ناپایدار شود ماده باریونی ناپدید خواهد شد و تنها تابش و سیاهچاله باقی می‌ماند. در نهایت سیاه چاله‌ها نیز بر اثر انتشار تابش هاوکینگ تبخیر خواهند شد. انتروپی جهان تا نقطه‌ای افزایش خواهد یافت که هیچ شکل سازمان دیده‌ای از انرژی را نمی‌توان از آن استخراج کرد. این سناریو را مرگ گرمایی جهان می‌نامند.

مشاهدات مدرن شتابدار بودن انبساط جهان بیانگر آن است که بخشهای بیشتر و بیشتری از جهانی که هم اکنون قابل مشاهده است از افق رویداد ما فراتر می‌روند و ارتباط ما با آن بخشها قطع می‌شود. سرانجام نهایی نامعلوم است. مدل لامبدا سی دی ام (به انگلیسی: Lambda-CDM model(ΛCDM)) انرژی تاریک را به صورت یک ثابت کیهان شناسی در نظر می‌گیرد. این نظریه پیشنهاد می‌کند که تنها سامانه‌های گرانشی بسته مانند کهکشانها منسجم می‌مانند و در نهایت آنها نیز بر اثر انبساط و سرد شدن جهان دجار مرگ گرمایی می‌شوند. سایر نظریات مطرح شده برای انرژی تاریک، مانند نظریه انرژی‌های فانتومی پیش بینی می‌کنند که در نهایت خوشه‌های کهکشانی، سیاره‌ها، هسته و خود ماده بر اثر انبساط روز افزون، طی فرایندی که مه‌گسست نامیده می‌شود از هم گسیخته می‌شوند.^[۹۱]

نظریه پردازی‌های فراتر از مهبانگ

اگرچه نظریه مهبانگ نظریه‌ای تثبیت شده در کیهان شناسی است، تغییر آن در آینده بسیار محتمل است. دانش کمی درباره اولین لحظات تاریخ جهان در دست است. معادلات کلاسیک نسبیت عام در مبدا زمان کیهانی تکینگی گرانشی دارند. علاوه براین نسبیت عم قبل از اینکه جهان به دمای پلانک برسد شکسته می‌شود. یک نظریه گرانش کوانتومی می‌تواند از این نقطه تکینگی جلوگیری کند.^[۹۲]

برخی از پیشنهادها که هریک از آنها شامل فرضیه‌های نیازموده هستند عبارتند از:

• مدلهایی که شامل شرط بدون مرز هارتل-هاوکینگ (به انگلیسی: Hartle-Hawking no-boundary condition) هستند که در آن کل فضا-زمان محدود است. مهبانگ نمایانگر حد زمان است اما نیازی به تکینگی نیست.^[۹۳]
• مدل مهبانگ شبکه‌ای (به انگلیسی: Lattice Big Bang model) بیان می‌کند که جهان در لحظه مهبانگ از شبکه‌ای نامحدود از فرمیونها تشکیل شده بوده است که تمامی دامنه بنیادی آغشته به آن بوده است و بنا براین تقارن چرخشی، انتقالی و پیمانه‌ای دارد. این تقارن بالاترین سطح تقارن ممکن است و در نتیجه پایین ترین انتروپی را به دنبال دارد.^[۹۴]
• مدلهای کیهان شناسی غشایی (به انگلیسی: Brane cosmology) که در آنها تورم کیهانی ناشی از جابجایی غشاها در نظریه ریسماناست؛ مدل پیش مهبانگ؛ مدل اکپیروتیک (به انگلیسی: ekpyrotic) که در آن مهبانگ ناشی از تصادم غشا هاست؛ و مدل چرخه‌ای (به انگلیسی: Cyclic model) که تغییر یافته مدل اکپیروتیک است که در آن تصادمها متناوباً تکرار می‌شوند. درمدل دوم پیش از مهبانگ یک مه رمب است و جهان بدون پایان از چرخه‌ای به چرخه دیگر می‌رود.^{[۹۵][۹۶][۹۷][۹۸]}
• تورم ابدی (به انگلیسی: Eternal Inflation) که در آن تورم جهانی به صورت محلی در اینجا و آنجا (برحسب تصادف) پایان می‌یابد. و هر نقطه پایانی به یک جهان حبابی تبدیل می‌شود که بر اثر بیگ بنگ خود منبسط می‌شود.^{[۹۹][۱۰۰]}

پیشنهادهایی که در دو دسته آخر قرار می‌گیرند مهبانگ را یا به صورت رویدادی در یک جهان بزرگتر و کهن تر ویا در یک چندجهانی(به انگلیسی: Multiverse) می‌بینند.

تفسیرهای مذهبی و فلسفی مهبانگ

به عنوان نظریه‌ای در مورد پیدایش جهان، مهبانگ جهت گیریهای مذهبی و فلسفی بسیاری برانگیخته است.^{[۱۰۱][۱۰۲]} مهبانگ به خودی خود یک نظریه علمی است و از این رو رد یا قبول آن بر پایه مشاهدات تجربی استوار است.^[۱۰۳] اما از آنجا که به مبدا جهان می‌پردازد از لحاظ خداشناسی نیز در ارتباط مفهوم «خلقت از هیچ» جالب توجه است.^{[۱۰۴][۱۰۵][۱۰۶]} علاوه بر این بسیاری از خداشناسان و فیزیکدانان مهبانگ را به عنوان گواهی برای وجود خدا می دانند.^{[۱۰۷][۱۰۸]} یکی از بحثهای پرطرفدار فلسفی در مورد وجود خدا که با نام بحث کیهان شناسی کلام (به انگلیسی: Kalām cosmological argument) مشهور است (نام Kalam برگرفته از علم کلام است) بر پایه مهبانگ استوار است.^{[۱۰۹][۱۱۰]}

مسیحیت

پاپ پیوس دوازدهم در نشست افتتاحیه آکادمی علوم پونتیفیکال در ۲۲ نوامبر ۱۹۵۱ اعلام کرد که نظریه مهبانگ با مفهوم خلفت در آیین کاتولیک نتاقضی ندارد^{[۱۱۱][۱۱۲]} اما پیروان باور آفرینش‌گرایی زمین جوان که از تفسیر لغوی کتاب خلقت حمایت می‌کنند این نظریه را رد می‌کنند.

هندوئیسم

در میان پوراناهای هندو، جهان ابدی و بدون نقطه شروع زمان و به صورت چرخه‌ای توصیف شده است تا اینکه بر اثر مهبانگ به وجود آمده باشد.^{[۱۱۳][۱۱۴]} اما دانشنامه هندوئیسم بیان می‌کند که نظریه مهبانگ به بشریت یادآوری می‌کند که همه چیز از برهمن سرچشمه گرفته است که از یک اتم سبکتر و از بزرگترین‌ها بزرگتر است.^[۱۱۵] ناسادیا سوکتا(سرود آفرینش) در ریگ‌ودا (۱۲۹:۱۰) عنوان می‌کند که جهان از یک نقطه (بیندو) توسط گرما ایجاد شده است.^{[۱۱۶][۱۱۷]}

اسلام

بسیاری از مفسرین مسلمان بیان می‌کنند که در قرآن از مهبانگ یاد شده است.^{[۱۱۸][۱۱۹]} به عنوان نمونه به آیه ۳۰ از سوره انبیا اشاره شده است که ترجمه آن چنین است: «آیا کسانی که کفر ورزیدند ندانستند که آسمانها و زمین هر دو به هم پیوسته بودند و ما آن دو را از هم جدا ساختیم و هر چیز زنده‌ای را از آب پدید آوردیم. آیا ایمان نمی‌آورند؟»^{[۱۲۰][۱۲۱][۱۲۲]}

بهاییت

بیگ بنگ یا انفجار بزرگ منطبق بر نبردی است که بین ساکنان سرزمین تاریکی (همین جهان که البته خواص کاملاً متفاوتی داشته) و ساکنان سرزمین نور (بهشت روشنی) اتفاق افتاده که در زرتشتیت و مانویت و بهایت به آن اعتقاد است^[