گیتی

گیتی عبارت است از کل زمان و فضا و محتویات آن[9][10][11][12] که شامل سیارات، قمرها، ریزسیارات، ستارگان، کهکشان‌ها و محتویات فضای اندرکهکشانی و در واقع، کل ماده و انرژی و هرآنچه به آن مربوط است، می‌شود. اندازه‌گیری دقیق گیتی به دلیل گسترش همیشگی‌اش، از همهٔ جهت‌ها ممکن نیست؛ اما نظریه‌های گوناگونی دربارهٔ شکل‌گیری و تغییر و فرگشت آن، مطرح شده‌است.[13]

گیتی
تصویر میدانِ فوق عمیقِ هابل، برخی از دورترین کهکشان‌هایی را نمایش می‌دهد که با فناوری‌های امروزی قابل دیدن هستند. هر یک از میلیاردها ستاره تشکیل شده‌اند. این تصویر بخش بسیار کوچکی از آسمان (اندازهٔ ظاهری آن ۱٫۷۹ برابر ماه کامل) را نشان می‌دهد.[1]
سن۰٫۰۲۱ ± ۱۳٫۷۹۹ میلیارد سال[2]
قطرحداقل ۹۱ میلیارد سال نوری (۲۸ میلیارد پارسک)[3]
جرم (ماده معمولی)حداقل ۱۰۵۳ کیلوگرم[4]
چگالی متوسط۴٫۵ x 10-۳۱ g/cm3[5]
دمای متوسط۲٫۷۲۵۴۸ کلوین[6]
محتویات اصلیماده معمولی (باریونی) (۴٫۹٪)
ماده تاریک (۲۶٫۸٪)
انرژی تاریک (۶۸٫۳٪)[7]
شکلکُره[8]

نخستین مدل‌های علمی گیتی توسط فیلسوفان یونان و هند باستان پدید آمدند که زمین-مرکز بودند و زمین را مرکز جهان می‌دانستند.[14][15] در گذر سده‌های پس از آن، مشاهدات نجومی دقیق‌تر به نیکلاس کوپرنیک (۱۴۷۳–۱۵۴۳) کمک کرد تا مدل خورشید-مرکزی را بر پایهٔ مرکزیت خورشید در منظومهٔ خورشیدی ارائه دهد. با بهره‌گیری از کارهای کوپرنیک و همچنین تیکو براهه (۱۵۴۶–۱۶۰۱) و قوانین گردش سیارات کپلر(۱۵۷۱–۱۶۳۰)، سر ایزاک نیوتن (۱۶۴۳–۱۷۲۷) قانون جهانی گرانش را معرفی نمود. در مشاهدات بعدی نیز مشخص شد که منظومهٔ خورشیدی در کهکشانی به نام راه شیری قرار دارد که تنها یکی از کهکشان‌های پرشمار موجود در گیتی است. چنین تصور می‌شود که کهکشان‌ها به شکل یکنواخت پراکنده شده‌اند و در همهٔ جهت‌ها یکسان هستند در نتیجه گیتی گوشه یا مرکز ندارد. مشاهدات اوایل قرن بیستم نشان داد که گیتی آغازی داشته‌است و با نرخی فزاینده[16] در حال انبساط[17] است. بیشتر جرم موجود در گیتی در قالب نوعی ناشناخته از ماده است که ماده تاریک نامیده می‌شود. گیتی از ۴٫۹٪ مادهٔ معمولی، ۲۶٫۶٪ ماده تاریک و ۶۸٫۵٪ انرژی تاریک تشکیل شده‌است.[18]

نظریه مهبانگ، مدل کیهان‌شناسی پذیرفته‌شدهٔ کنونی است که شکل‌گیری گیتی را توصیف می‌کند؛ بنابراین نظریهٔ فضا و زمان در لحظهٔ پیدایش گیتی (مهبانگ) پدید آمدند و مقدار ثابتی ماده و انرژی وجود دارد که انبساط گیتی، از تراکم ماده و انرژی می‌کاهد. پس از انبساط اولیه، گیتی به اندازه‌ای سرد شد که نخستین ذرات زیراتمی و سپس اتم‌های ساده به وجود آمدند. سپس بر اثر نیروی گرانش ابرهای غول‌پیکری از اتم‌ها به‌وجود آمدند و به هم پیوستند تا ستارگان تشکیل شوند. سن گیتی بر پایهٔ مدل استاندارد نظریهٔ مهبانگ، ۰٫۰۲۱ ± ۱۳٫۷۹۹ میلیارد سال تخمین زده می‌شود.[19]

نظریه‌های متعددی در مورد سرانجام گیتی و اینکه پیش از مه‌بانگ چه بوده‌است، مطرح شده‌اند. سایر فیزیکدانان و فلاسفه از گمانه‌زنی در این موارد پرهیز کرده و در مورد اینکه مراحل پیش از مه‌بانگ بتواند در دسترس دانش بشری قرارگیرد، تردید دارند. فرضیه‌های چندجهانی مختلفی نیز مطرح شده‌اند که پیشنهاد می‌دهند گیتی ما تنها یکی از جهان‌های بسیار دیگری است که مشابهٔ این گیتی هستند.[20][21]

تعریف

جهان را می‌توان به این صورت تعریف نمود: هرآنچه وجود دارد، هرآنچه وجود داشته‌است و هرآنچه به‌وجود خواهد آمد.[22][23][24] بنابر دانش کنونی ما، جهان تشکیل شده‌است از فضازمان، اشکال مختلفی از انرژی (از جمله تابش الکترومغناطیسی و ماده) و قوانین فیزیکی که آن‌ها را به هم مرتبط می‌سازد. جهان دربرگیرنده کل حیات و کل تاریخ است و برخی از فلاسفه و دانشمندان پیشنهاد داده‌اند که حتی ایده‌ها مثل ریاضیات و منطق نیز جزئی از جهان است.[25][26][27]

ریشه‌شناسی

واژگان Kāheykeŝān، جهان و کیهان همگی ریشهٔ مشترکی دارند و از شکل کهن بن مضارع «زی» (به‌معنی زیستن) که به‌شکل «گی/جی» استفاده می‌شد، ساخته شده‌اند. بن مضارع «گی/جی» به‌معنی زیستن در ساخت واژگانی چون «جیوه»، «گیتی»، «جهان» و «کیهان (گیهان)» به‌کار رفته‌است.[28]

واژهٔ گیتی معادل واژهٔ Universe در زبان انگلیسی است. واژهٔ universe برگرفته از واژهٔ کهن فرانسوی univers است که خود از واژهٔ لاتینِ universum برآمده‌است.[29] این واژه لاتین توسط سیسرون و بعدها توسط نویسندگان لاتین پس از وی در معانی کم‌وبیش یکسانی با معنی امروزی آن در زبان به کار رفته‌است.[30]

مترادف‌ها

تصویرسازی (بسیار اغراق‌آمیز) از پاندول فوکو که نشان می‌دهد زمین ثابت نیست، بلکه می‌چرخد

معنی دیگر unvorsum، «هرچیزی که به صورت یک کل چرخیده» یا «هرچیزی که توسط یک چیز چرخانده شده» می‌باشد. در این مفهوم، می‌توان آن را ترجمه‌ای از واژه یونانی کهن‌تر περιφορα(پریفورا) به‌معنی جهان دانست که در اصل به نوعی مراسم شام گفته می‌شد که در آن غذا در میان جمعی دایره‌وار از میهمان‌ها می‌گردد.[31] این واژه یونانی به یک مدل باستانی کهن از جهان به نام کره‌های آسمانی اشاره دارد. ارسطو در رابطه با استعاره خورشید افلاطون پیشنهاد داد که چرخش کره ستارگان ثابت توسط محرک نخست آغاز شده و به نوبه خود باعث تغییرات بر روی زمین از طریق خورشید می‌شود. برای اثبات اینکه زمین روی محور خود می‌چرخد، اندازه‌گیری‌های اخترشناسی و فیزیکی دقیقی (مانند پاندول فوکو) مورد نیاز می‌باشد.

یکی از واژگان رایج برای جهان در میان یونانیان باستان، از فیثاغورث به بعد، واژهٔ το παν(تلفظ: توپان، همه، پان (اسطوره‌شناسی)) بود. واژگان مرتبط با آن، ماده (το ολον (تو اولون)) و مکان (το κενον (تو کِنون)) هستند.[32][33] دیگر واژگان مترادف برای جهان در میان فیلسوفان یونان باستان شامل κοσμος (کیهان) و φυσις (به‌معنی طبیعت، که کلمه فیزیک نیز از آن گرفته شده‌است) می‌باشند. همان مترادف‌ها را می‌توان در میان آثار نویسندگان لاتین یافت (totum, mundus, natura),[34] و به زبان‌های امروزی نیز راه یافته‌اند، به عنوان مثال می‌توان به استفاده از واژگان Das All ,Weltal و Natur که در آلمانی به‌معنی جهان استفاده می‌شوند، اشاره کرد. مترادف‌های مشابهی نیز در زبان انگلیسی وجود دارند، مانند همه‌چیز (به انگلیسی: everything) (مانند نظریه همه‌چیز (به انگلیسی: theory of everything)کیهان(به انگلیسی: cosmos) (مانند در کیهان‌شناسی (به انگلیسی: cosmology)دنیا(به انگلیسی: world) (مثلاً در تفسیرهای دنیاهای چندگانه (به انگلیسی: many-worlds interpretation)) و طبیعت (مانند قوانین طبیعی یا فلسفه طبیعی).[35]

گاه‌شماری و مه‌بانگ

مدل علمیِ پذیرفته‌شده برای توصیف جهان مه‌بانگ نام دارد.[36][37] بر اساس مدل مه‌بانگ، در نخستین لحظات، جهان در حالت بسیار داغ و فشردهای بود و سپس منبسط شد. این مدل بر پایه نظریه نسبیت عام اینشتین بنا شده و بر پیش‌فرضهایی همچون همگن و همسانگرد بودن فضا متکی است. نسخه‌ای از این مدل که با نام لامبدا-سی‌دی‌ام شناخته می‌شود، بر مبنای یک ثابت کیهانی لامبدا و ماده تاریک سرد (CDM) ساخته‌شده و ساده‌ترین مدلی است که می‌تواند مشاهدات متعددی در جهان را به خوبی توضیح دهد. مدل مه‌بانگ قادر است برای مشاهداتی همچون تابش زمینه کیهانی، همبستگی میان فاصله و میزان انتقال به سرخ کهکشان‌ها و فراوانی اتم‌های هیدروژن نسبت به هلیم، توضیح ارائه دهد.

به دوره فشرده و داغ نخستین جهان، دوره پلانک گفته می‌شود که دوره کوتاهی به مدت تقریباً ۴۳-۱۰ ثانیه بود که از زمان صفر آغاز و تا زمان پلانک ادامه داشت. در طی دوره پلانک همه انواع ماده و انرژی در فضایی بسیار کوچک آنقدر متراکم بودند که قدرت نیروی گرانش به اندازه نیروهای بنیادی دیگر بود و احتمالاً نیروهای بنیادی به صورت یک نیروی واحد به هم‌پیوسته بوده‌اند. پس از دوره پلانک، جهان پیوسته در حال انبساط بوده‌است تا به شکل کنونی خود رسیده و احتمالاً دوره بسیار کوتاهی از تورم کیهانی را نیز پشت‌سر گذاشته‌است که طی آن در زمانی کمتر از ۳۲-۱۰ ثانیه، جهان بسیار بسیار بزرگتر شده‌است.[38]

دراین شکل تاریخ جهان به تصویر کشیده‌شده‌است. در این نمودار جهت زمان از چپ به راست است و یکی از ابعاد فضا نادیده گرفته‌شده‌است، بنابراین جهان را در هر مقطع دلخواهی از زمان می‌توان با یک برش قرصی از این نمودار نمایش داد.

پس از دوره پلانک و تورم کیهانی، جهان دوره‌های کوارک، هادرون و لپتون را سپری کرد. پشت سر گذاشتن تمام این مراحل روی‌هم‌رفته تنها تا ثانیه ۱۰ام عمر جهان طول کشید. فراوانی عناصر موجود در جهان را می‌توان با استفاده از انبساط کلی فضا به همراه فیزیک هسته‌ای و اتمی توضیح داد. با انبساط جهان، چگالی انرژی برای تابش الکترومغناطیسی سریع‌تر از ماده کاهش می‌یابد زیرا انرژی فوتون با افزایش طول موجش کاهش می‌یابد. با انبساط و خنک شدن جهان، ترکیب‌های پایدار بزرگتری میان ذرات بنیادی شکل گرفت؛ بنابراین در آغاز دوره تسلط ماده، پروتون‌ها و نوترون‌های پایداری شکل گرفتند که بعدها طی واکنش‌های هسته‌ای، هسته‌های اتمها را شکل دادند. این فرایند با نام هسته‌زایی مه‌بانگ شناخته می‌شود و منجر به این شد که در جهان کنونی اتم‌های دارای هسته‌های سبکتر، یعنی هیدروژن و دوتریم و هلیم، فراوانی بیشتری داشته‌باشند. هسته‌زایی مه‌بانگ در حدود ۲۰ دقیقه پس از مه‌بانگ به پایان رسید زیرا دیگر جهان آنقدر سرد شده‌بود که امکان وقوع واکنش همجوشی هسته‌ای وجود نداشت. در این مرحله ماده موجود در جهان عمدتاً یک پلاسمای داغ چگال متشکل از الکترون‌های با بار منفی، نوترینوهای خنثی و هسته‌های با بار مثبت بود. این دوره که دوره فوتون نام داشت در حدود ۳۸۰ هزار سال طول کشید.

سرانجام در دوره‌ای به نام دوره بازترکیبی، الکترون‌ها و هسته‌ها اتم‌های پایدار را تشکیل دادند که نسبت به بیشتر طول موج‌های تابش، شفاف هستند. با جدا شدن فوتون از ماده، جهان وارد دوره تسلط ماده شد. از این دوران نور امکان حرکت آزادانه را پیدا کرد و این تابش اولیه همچنان در جهان امروزی قابل ردیابی است و تابش زمینه کیهانی نام دارد. پس از گذشت حدود ۱۰۰ میلیون سال نخستین ستاره‌ها شکل گرفتند که احتمالاً بسیار بزرگ و پرنور و عامل بازیونیده‌شدن جهان بوده‌اند. این ستاره‌ها که عنصری سنگین‌تر از لیتیم نداشتند در جریان هسته‌زایی ستاره‌ای، هسته‌های سنگین‌تر را به وجود آوردند[39] جهان همچنین شامل نوع مرموزی از انرژی است که به نام انرژی تاریک شناخته می‌شود. چگالی انرژی تاریک در گذر زمان ثابت است. پس از گذشت ۹٫۸ میلیارد سال، انبساط جهان به اندازه‌ای رسید که چگالی ماده از چگالی انرژی تاریک کمتر شد و دوره تسلط انرژی تاریک آغاز شد. در این دوره انبساط جهان به دلیل انرژی تاریک شتاب‌دار است.

ویژگی‌ها

دیدگاه معمول به فضازمان جهان دیدگاهی اقلیدسی است، که در آن فضا از سه بعد تشکیل شده‌است و زمان از یک بعد؛ بعد چهارم.[40] فیزیکدانان با ادغام فضا و زمان در یک خمینه واحد به نام فضای مینکوفسکی بسیاری از نظریه‌های فیزیکی را ساده‌سازی کرده‌اند و توصیف یکدست‌تری برای جهان چه در سطح ابرکهکشانی و چه در سطح زیراتمی ارائه داده‌اند.

موقعیت فضایی و زمانی رویدادها در فضازمان را نمی‌توان به صورت مطلق تعریف نمود بلکه به‌طور نسبی و نسبت به حرکت ناظر تعریف می‌شوند. فضای مینکوفسکی در واقع تقریبی از جهان بدون در نظر گرفتن ماده و گرانش است؛ و خمینه‌های شبه‌ریمانی در نظریه نسبیت عام، فضازمانی با ماده و گرانش را توصیف می‌کنند. نظریه ریسمان نیز ادعا می‌کند که ابعاد اضافی دیگری نیز وجود دارند.

از میان چهار نیروی بنیادی جهان، نیروی غالب در فواصلی در مقیاس کیهانی، نیروی گرانش است. تأثیر گرانش تنها افزایشی است اما در مقابل، بارهای مثبت و منفی یکدیگر را خنثی می‌کنند و در نتیجه الکترومغناطیس در مورد فواصلی در مقیاس کیهانی بسیار ناچیز و بی‌اهمیت است. تأثیر دو نیروی بنیادی دیگر یعنی نیروهای هسته‌ای قوی و ضعیف نیز با افزایش فاصله به سرعت کاهش می‌یابد و تأثیر آن‌ها تقریباً محدود به فواصلی در مقیاس‌های زیراتمی است.

به نظر می‌رسد که مقدار ماده موجود در جهان بسیار بیشتر از مقدار ضدماده موجود است؛ عدم تقارنی که احتمالاً به پدیده نقض سی‌پی مرتبط است.[41] همچنین به نظر می‌رسد که اندازه تکانه و تکانه زاویه‌ای خالص جهان صفر است. اگر جهان را متناهی فرض کنیم، صفر بودن میزان بار و تکانه خالص جهان را می‌توان از برخی قوانین پذیرفته‌شده فیزیک نتیجه‌گیری نمود.

موقعیت زمین در جهان

شکل

سه حالت ممکن برای شکل جهان با توجه به مقدار پارامتر چگالی (Ω)

منظور از شکل یا هندسه جهان در واقع شکل یا خمش فضازمان است. در جهانی با فضازمان تخت، دو پرتو لیزر که موازی یکدیگر باشند هرگز یکدیگر را قطع نخواهند کرد اما اگر فضازمان تخت نباشد این دو پرتو سرانجام یکدیگر را قطع می‌کنند یا از هم دور می‌شوند. برای درک بهتر می‌توانید زمین را در نظر بگیرید که اگرچه در فواصل کوتاه تخت به نظر می‌رسد اما در مقیاس‌های بزرگتر کروی است. اگر دو نفر در کنار هم در مسیر مستقیم حرکت کنند، سرانجام در قطب شمال به هم برخورد می‌کنند.

کارل فریدریش گاوس، ریاضیدان قرن نوزدهم با اندازه‌گیری و جمع‌آوری داده از مثلثی که از سه قله کوه در آلمان تشکیل می‌شد، سعی در آزمودن امکان کروی بودن جهان نمود. نخستین فردی که اقدام به اندازه‌گیری خمش فضا نمود، ریاضیدانی به نام نیکلای لوباچفسکی بود که امکان وجود هندسه هایپربولیک را مطرح کرد که در آن خطوط موازی از هم دور می‌شدند و اندکی پس از آن نیز احتمال هایپربولیک بودن فضازمان جهان را بررسی نمود که البته به دلیل محدودیت ابزارها، به نتایج دقیقی منجر نشد.[42]

نظریه نسبیت عام چگونگی خمیده شدن فضازمان توسط ماده و انرژی را توصیف می‌کند. توپولوژی یا هندسه جهان، شامل هندسه محلی در جهان قابل مشاهده و همچنین هندسه سراسری می‌شود. کیهان‌شناسان اغلب با یک برش شبه‌فضا از فضازمان کار می‌کنند که مختصات همراه نامیده می‌شود. آن بخش از فضازمان که قابل‌مشاهده است، یک مخروط نوری در جهت گذشته‌است که حدود افق کیهان‌شناسی را مشخص می‌کند. افق کیهان‌شناسی (که به آن افق ذره و افق نور نیز شناخته می‌شود) حداکثر فاصله‌ای از ناظر است که ذرات با توجه به سن کنونی جهان برای پیمودن آن و رسیدن به ناظر زمان کافی داشته‌اند. این افق نمایانگر مرز بین جهان قابل مشاهده و نواحی غیرقابل مشاهده جهان است.[43][44] وجود، ویژگی‌ها و اهمیت افق کیهان‌شناسی به مدل کیهان‌شناسی مورد نظر بستگی دارد.

پارامتر مهمی که تعیین‌کننده آینده تکامل جهان است، پارامتر چگالی(Ω) نام دارد که به صورت چگالی متوسط ماده جهان تقسیم بر مقدار بحرانی این چگالی تعریف می‌شود. بسته به اینکه Ω برابر، کوچک‌تر یا بزرگ‌تر از ۱ باشد، شکل جهان به ترتیب تخت، باز و بسته خوانده می‌شود.[45]

بر طبق مشاهدات به دست‌آمده از منابعی همچون کاوشگر زمینه کیهان (COBE)، کاوشگر ناهمسان‌گرد ریزموجی ویلکینسون (WMAP) و نقشه‌های ماهواره پلانک از تابش زمینه کیهانی، به نظر می‌رسد که جهان از نظر اندازه نامتناهی است اما طول عمری متناهی دارد که توسط مدل‌های فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر (FLRW) نیز توصیف شده‌بود.[46][47][48][49] به همین دلیل این مدل‌های FLRW با مدل‌های تورمی و مدل استاندارد کیهان‌شناسی که جهان را تخت، همگن و در تسلط ماده تاریک و انرژی تاریک توصیف می‌کند، همخوانی دارند.[50][51]

اندازه و نواحی جهان

هر چه جسم دورتر باشد، نور برآمده از آن بیشتر دچار پدیدهٔ انتقال به سرخ می‌شود و به لبه جهان قابل مشاهده نزدیک‌تر است.

اندازه جهان به سادگی قابل تعریف نیست. براساس یک تعریف محدودکننده، جهان عبارت است از هرآنچه در فضازمان پیوسته وجود دارد و شانس برهمکنش با آن از لحاظ نظری برای ما وجود دارد.[52] طبق نظریه نسبیت عام، به دلیل محدودیت سرعت نور و انبساط فضا برخی از نواحی فضا ممکن است هرگز شانسی برای برهم‌کنش با یکدیگر پیدا نکنند؛ مثلاً ممکن است امواج رادیویی منتشر شده از زمین هرگز، حتی اگر جهان ابدی باشد، به برخی از نواحی جهان نرسند؛ ممکن است فضا با سرعتی بیشتر از سرعت نور منبسط شود.

چنین پنداشته می‌شود که نواحی دوردست در فضا وجود دارند و همانند ما بخشی از واقعیت موجود هستند، هرچند که هرگز امکان ارتباط با آن نواحی را نخواهیم داشت. آن بخش از جهان که از لحاظ نظری امکان تأثیر گذاشتن یا تأثیر پذیرفتن از آن برای ما وجود دارد را جهان قابل مشاهده می‌گویند. جهان قابل مشاهده به موقعیت ناظر بستگی دارد. ناظر با جابجایی می‌تواند با ناحیه بزرگتری از فضا زمان برهم‌کنش داشته باشد تا ناظری که بی‌حرکت است. اما حتی سریعترین ناظر هم قادر به برهمکنش با کل فضا نخواهد بود. معمولاً جهان قابل مشاهده نسبت به نقطه دید ما در کهکشان راه شیری تعریف می‌شود.

فاصله ویژه - یعنی فاصله‌ای که در زمان مشخص مثلاً زمان حال، اندازه‌گیری شود و مربوط به آن زمان است - میان زمین و لبه جهان قابل مشاهده در حدود ۴۶ میلیارد سال نوری (۱۴ میلیارد پارسک) است، پس قطر جهان قابل مشاهده در حداقل ۱۵۶ تا ۵۵۴ میلیارد سال نوری است. فاصله‌ای که نور تاکنون از لبه جهان قابل مشاهده پیموده‌است برابر است با سن جهان ضرب در سرعت نور. البته این فاصله در طول زمان ثابت نیست زیرا لبه‌های جهان قابل مشاهده و زمین پیوسته در حال دور شدن از یکدیگر بوده‌اند.[53] برای درک میزان بزرگی جهان قابل مشاهده، در نظر بگیرید که قطر یک کهکشان معمولی در حدود ۳۰٬۰۰۰ سال نوری است و فاصلهٔ دو کهکشان همسایه به‌طور معمول در حدود ۳ میلیون سال نوری است.[54] به عنوان مثال، قطر کهکشان راه شیری تقریباً ۱۰۰٬۰۰۰ سال نوری است،[55] و نزدیکترین کهکشان خواهر آن، کهکشان زن برزنجیر است، که تقریباً ۲٫۵ میلیون سال نوری از آن فاصله دارد.[56] از آنجا که شانس دیدن فضای فراتر از جهان قابل مشاهده را نداریم، نمی‌توان مشخص نمود که اندازه جهان متناهی یا نامتناهی است.[13][57][58]

انبساط و سن جهان

اخترشناسان با تکیه بر این فرض که مدل لامبدا-سی‌دی‌ام تکامل جهان را به شکل دقیق توصیف می‌کند، می‌توانند با بهره‌گیری از آن سن جهان را محاسبه کنند و پارامترهای کیهان‌شناسی تشکیل‌دهنده مدل را اندازه بگیرند. این مدل از لحاظ نظری به خوبی فهمیده شده‌است و با مشاهدات اخترشناسی بسیار دقیق انجام‌شده توسط دبلیومپ و پلانک همخوانی دارد. از جمله مشاهداتی که با این مدل تطابق دارند می‌توان به ناهمسانگردی تابش ریزموج زمینه کیهانی، رابطه میان روشنایی و انتقال به سرخ در ابرنواخترهای نوع Ia اشاره نمود. مشاهدات دیگری مانند ثابت هابل، فراوانی خوشه‌های کهکشانی، همگرایی گرانشی ضعیف نیز مدل را تأیید می‌کنند اما در حال حاضر با دقت پایینتری اندازه‌گیری شده‌اند. با این پیش‌فرض که مدل لامبدا-سی‌دی‌ام درست باشد، با اندازه‌گیری پارامترها توسط تکنیک‌ها و آزمایش‌های متعدد، تا سال ۲۰۱۵ دقیقترین رقم به دست آمده برای سن کنونی جهان ۰٫۰۲۱ ± ۱۳٫۷۹۹ میلیارد سال است.[19]

جهان و محتویات آن در گذر زمان تکامل یافته‌اند؛ مثلاً جمعیت نسبی اختروش‌ها و کهکشان‌ها تغییر کرده[59] و خود فضا نیز منبسط شده‌است. این انبساط می‌تواند پاسخی برای این پرسش باشد که چرا دانشمندان روی زمین می‌توانند نور کهکشانی را که ۳۰ میلیارد سال نوری با آن‌ها فاصله دارد، ببینند؛ در حالیکه نور حداکثر در حدود ۱۳ میلیارد سال (به‌اندازهٔ سن جهان) برای انتشار و رسیدن به آن‌ها زمان داشته‌است. پاسخ این پرسش این است که خود فضای بین زمین و کهکشان مزبور منبسط شده و آن‌ها را از هم دور کرده‌است. انبساط فضا همچنین با این مشاهدهٔ تجربی همخوانی دارد که نور دریافتی از کهکشان‌های دور دچار پدیدهٔ انتقال به سرخ می‌گردد؛ از آنجا که جهان در انبساط است و این کهکشان‌ها در حال دور شدن از ما هستند، طول موج فوتون‌های منتشر شده از این منبع نور متحرک در طول سفر خود کشیده شده و افزایش می‌یابد و بسامد کاهش می‌یابد. بر پایه مطالعات انجام شده بر روی ابرنواختر نوع Ia و داده‌های دیگر، سرعت انبساط در حال افزایش است.[60][61]

هر چه میزان ماده در جهان بیشتر باشد، میزان جاذبه گرانشی میان مواد نیز بیشتر خواهد بود. اگر جهان خیلی چگال بود ممکن بود که دوباره منقبض شده و به یک نقطه تکینگی گرانشی رمبش کند. اگر میزان ماده موجود در جهان خیلی کم می‌بود نیز، انبساط آنقدر سریع می‌شد که امکان شکل‌گیری سیارات و سامانه‌های سیاره‌ای به‌وجود نمی‌آمد. از زمان مه‌بانگ جهان به شکل یکنوایی منبسط شده‌است. شاید تعجب‌برانگیز نباشد که چگالی جرم در جهان ما دقیقاً به اندازه کافی یعنی تقریباً ۵ پروتون در متر مکعب است که باعث شده جهان بتواند در ۱۳٫۸ میلیارد سال گذشته انبساط یابد و به شکل کنونی برسد.

فضازمان

فضازمان جایی است که همه رویدادهای فیزیکی در آن رخ می‌دهند. یک رویداد در واقع نقطه‌ای در فضازمان است که توسط مکان و زمان آن مشخص می‌شود. رویدادها عناصر پایه‌ای فضازمان هستند. در هر فضازمانی یک رویداد عبارت است از یک موقعیت مکانی منحصربه‌فرد در یک موقعیت زمانی منحصربه‌فرد. از آنجا که رویدادها نقاط فضازمان هستند، در فیزیک نسبیتی کلاسیک، مکان یک ذره بنیادی (نقطه‌ای) در یک زمان خاص را می‌توان به صورت (x, y, z, t) نشان داد. فضازمان مجموع همه رویدادهای آن است، (همان‌طور که یک خط مجموع همه نقاط تشکیل‌دهنده آن است) و شکل ریاضی ۴ بعدی آن خمینه نام دارد.[62]

به نظر می‌رسد که جهان یک فضازمان پیوسته و هموار است که سه بعد فضایی و یک بعد زمانی دارد. به‌طور میانگین، شکل فضا بر طبق مشاهدات بسیار نزدیک به تخت است (انحنای نزدیک به صفر) یعنی هندسه اقلیدسی با دقت بالایی در بیشتر نقاط جهان صادق است.[63] همچنین مشخص شده‌است که جهان یک توپولوژی همبند ساده دارد که حداقل در مقیاس‌های طولی جهان قابل مشاهده با یک کره قابل مقایسه است. اما مشاهدات کنونی نمی‌تواند این احتمال را نیز رد کند که جهان ممکن است ابعاد بیشتری داشته باشد و توپولوژی سراسری فضازمان آن نیز ممکن است همبند چندگانه باشد؛ مانند توپولوژی‌های استوانه‌ای و حلقوی در فضای دوبعدی.[64][65]

محتویات گیتی

شکل‌گیری خوشه‌ها و رشته‌کهکشانهای عظیم در مدل ماده تاریک سرد با در نظرگرفتن انرژی تاریک. فریم‌ها تکامل ساختار را در یک جعبه به ابعاد ۴۳ میلیون پارسک (یا ۱۴۰ میلیون سال نوری) از انتقال به سرخ ۳۰ تا دوره کنونی را نمایش می‌دهند. (z=۳۰ در بالا سمت چپ و z=۰ در پایین سمت راست)

گیتی تقریباً به‌طور کامل از انرژی تاریک، ماده تاریک و ماده معمولی تشکیل شده‌است. سایر محتویات آن تابش الکترومغناطیسی (که میزان آن از ۰٫۰۰۵٪ تا ۰٫۰۱٪ تخمین زده می‌شود) و ضدماده است.[66][67][68] در طی دو میلیارد سال گذشته مقدار کل تابش الکترومغناطیسی تولید شده در گیتی به نصف کاهش یافته‌است.[69][70] درصد همه انواع ماده و انرژی در طول تاریخ گیتی تغییر کرده‌است[71] امروزه ماده معمولی که سازنده اتم‌ها ستارگان، کهکشان‌ها و زندگی است، تنها ۴٫۹٪ از محتوای گیتی را تشکیل داده‌است.[72] در حال حاضر چگالی کلی این گونه از ماده بسیار کم و تقریباً برابر با ۳۱−۱۰ × ۴٫۴ گرم در سانتیمتر مکعب است که معادل چگالی در حد تنها یک پروتون در هر متر مکعب می‌باشد.[73] ماهیت ماده تاریک و انرژی تاریک ناشناخته است. ماده تاریک گونه مبهمی از ماده است که هنوز شناسایی نشده و در حدود ۲۶٫۸٪ از محتوای گیتی را تشکیل می‌دهد. انرژی تاریک که انرژی فضای خالی است و باعث شتاب‌دار شدن انبساط گیتی شده‌است، ۶۸٫۳٪ از محتوای گیتی را تشکیل می‌دهد.[72][74][75]

نقشه نزدیکترین ابرخوشه‌ها و فضاهای پوچ به زمین

توزیع ماده، ماده تاریک و انرژی تاریک در سراسر گیتی در فواصل بزرگتر از ۳۰۰ میلیون سال نوری، یکنواخت و همگن است.[76] اما در مقیاس‌های طولی کوتاهتر مواد تشکیل توده می‌دهند؛ بسیاری از اتمها متمرکز شده و تشکیل ستاره می‌دهند و بیشتر ستارگان گرد هم آمده و کهکشان‌ها را می‌سازند، بیشتر کهکشان‌ها در کنار هم تشکیل خوشه، ابرخوشه و در نهایت رشته‌کهکشان‌های عظیم را شکل می‌دهند. در گیتی قابل مشاهده در حدود ۳۰۰ سکستیلیون (۳×۱۰۲۳ ) ستاره[77] و بیش از ۱۰۰ میلیارد (۱۰۱۱) کهکشان وجود دارد.[78] اندازه کهکشان‌ها به‌طور معمول در طیفی از کهکشانهای کوتوله با کمتر از ده میلیون (۱۰۷)[79] ستاره، تا کهکشان‌های غول‌پیکر با یک تریلیون (۱۰۱۲)[80] ستاره، متغیر است. بین این ساختارها فضاهای پوچ قرار دارند که قطری برابر با ۳۳ تا ۴۹۰ میلیون سال نوری دارند. کهکشان راه شیری در گروه محلی کهکشان‌ها قرار دارد که خود بخشی از ابرخوشه لانیاکی[81] است. طول این ابرخوشه در حدود ۵۰۰ میلیون سال نوری است و اندازه گروه محلی نیز در حدود ۱۰ میلیون سال نوری است.[82] گیتی همچنین نواحی گسترده‌ای از فضاهای خالی نسبی دارد. بزرگترین ناحیه پوچ شناخته شده پهنه‌ای برابر با ۱٫۸ میلیارد سال نوری دارد.[83]

مقایسه محتویات گیتی امروز با ۳۸۰۰۰۰ سال پس از مه‌بانگ که توسط داده‌های ۵ ساله دبلیومپ (از سال ۲۰۰۸) اندازه‌گیری شده‌است.[84] (به دلیل خطای گرد کردن مجموع این ارقام ۱۰۰ نمی‌شود). این نشان‌دهنده محدودیت‌های دبلیومپ در سال ۲۰۰۸ در توانایی تعریف ماده تاریک و انرژی تاریک است.

گیتی قابل مشاهده در مقیاس‌های بسیار بزرگتر از ابرخوشه‌ها همسانگرد است؛ یعنی از روی زمین، ویژگی‌های آماری گیتی در همه جهات یکسان هستند. گیتی در یک تابش ریزموج بسیار همسانگرد غوطه‌ور است که متناظر با یک طیف تعادل گرمایی جسم سیاه با دمای تقریبی ۲٫۷۲۵۴۸ درجه کلوین است. این فرضیه که گیتی در مقیاس‌های بزرگ همگن و همسانگرد است، اصل کیهان‌شناختی نام دارد.[85] گیتی‌ای که همگن و همسانگرد باشد از تمام زوایای دید یکسان به نظر می‌رسد[86] و مرکزی ندارد.[87]

انرژی تاریک

دلیل شتاب گرفتن انبساط گیتی همچنان در هاله‌ای از ابهام قرار دارد. اغلب دلیل آن را به وجود شکل ناشناخته‌ای از انرژی به نام انرژی تاریک نسبت می‌دهند که پنداشته می‌شود در سراسر فضا نفوذ کرده‌است.[88] اگر از دیدگاه هم‌ارزی جرم و انرژی به موضوع نگاه کنیم، چگالی انرژی تاریک (۳۰−۱۰×۷~ گرم بر سانتیمتر مکعب) بسیار کمتر از چگالی ماده معمولی یا ماده تاریک موجود در کهکشانهاست. اما امروزه در دوره انرژی تاریک جرم-انرژی گیتی را در تسلط خود دارد زیرا در پهنه فضا به شکل یکنواختی گسترده‌است.[89][90]

دو شکل پیشنهاد شده برای انرژی تاریک عبارتند از ثابت کیهانی، یک چگالی انرژی ثابت که به شکل همگن فضا را پرکرده‌است[91] و میدان‌های اسکالر مانند اثیر یا مدولی کمیتهای دینامیکی هستند که چگالی انرژی آن‌ها در فضا و زمان متغیر است. ثابت کیهانی را می‌توان به گونه‌ای فرمول‌بندی کرد که با انرژی خلاء هم‌ارز باشد. میدان‌های اسکالری که میزان ناهمگنی ناچیزی دارند به سختی از یک ثابت کیهانی قابل تمایزند.

ماده تاریک

ماده تاریک یک نوع فرضی از ماده است که برای کل طیف الکترومغناطیسی نامریی است اما بیشترین نوع ماده موجود در گیتی است. وجود و ویژگی‌های ماده تاریک از آثار گرانشی‌اش بر روی ماده مرئی، تابش و ساختار بزرگ-مقیاس گیتی، نتیجه‌گیری می‌شود. به جز نوترینوها که شکلی از ماده تاریک داغ هستند، تاکنون هیچ گونه‌ای از ماده تاریک به‌طور مستقیم مشاهده نشده‌است و به یکی از بزرگترین اسرار اخترفیزیک نوین تبدیل شده‌است. ماده تاریک هیچ گونه نور یا هر تابش الکترومغناطیسی دیگری را جذب یا منتشر نمی‌کند. تخمین زده می‌شود که ماده تاریک ۲۶٫۸٪ کل جرم-انرژی گیتی و ۸۴٫۵٪ کل ماده موجود در گیتی را تشکیل می‌دهد.[74][92]

ماده معمولی

۴٫۹٪ باقی‌مانده جرم-انرژی گیتی، ماده معمولی است که از اتمها، یونها، الکترون‌ها و ترکیبات آنها، تشکیل می‌شود. ستارگان نیز از این نوع ماده تشکیل شده‌اند که تقریباً کل نوری که از کهکشان‌ها به ما می‌رسد را آن‌ها تولید می‌کنند و همچنین منشأ پیدایش گازهای میان‌ستاره‌ای در فضاهای میان‌ستاره‌ای و میان‌کهکشانی، سیارات و هر جسمی که در طول روز می‌بینیم و لمس می‌کنیم، هستند.[93] واقعیت این است که بیشتر ماده معمولی موجود در گیتی هنوز دیده نشده‌است، زیرا ستارگان و گاز درون کهکشان‌ها تنها ۱۰ درصد از سهم ماده معمولی در چگالی جرم-انرژی گیتی را تشکیل می‌دهند.[94]

ماده معمولی عموماً در ۴ حالت (یا فاز) وجود دارد :جامد، مایع، گاز و پلاسما. اما پیشرفت در تکنیک‌های آزمایشگاهی حالتهای دیگری را نیز که پیش از این صرفاً جنبه نظری داشتند، آشکار کرده‌است. از جمله این حالت‌ها می‌توان به چگالش بوز-اینشتین و چگال فرمیونی اشاره نمود.

ماده معمولی از دو ذره بنیادی ساخته شده‌است: کوارک و لپتون[95] مثلاً پروتون از دو کوارک بالا و یک کوارک پایین تشکیل می‌شود؛ نوترون از دو کوارک پایین و یک کوارک بالا ساخته می‌شود؛ و الکترون نوعی لپتون است. اتم یک هسته اتمی دارد که از پروتون و نوترون ساخته شده و الکترون‌هایی که در مدارهای اطراف هسته می‌چرخند. از آنجا که بیشتر جرم اتم در هسته آن است که از باریون تشکیل شده، اخترشناسان اغلب از واژه ماده باریونی برای توصیف ماده معمولی استفاده می‌کنند، هرچند که بخش اندکی از این «ماده باریونی» را الکترون‌ها تشکیل می‌دهند.

اندکی پس از مه‌بانگ، پروتون‌ها و نوترون‌های نخستین از سرد شدن پلاسمای کوارک-گلوئون گیتی اولیه به میزان ۲ تریلیون درجه پدید آمدند. چند دقیقه بعد در فرایندی به نام هسته‌زایی مه‌بانگ هسته‌ها از پروتون‌ها و نوترون‌های نخستین شکل گرفتند. این فرایند هسته‌زایی سبب پیدایش عناصر سبک‌تر با اعداد اتمی کوچک (حداکثر به سنگینی لیتیم و بریلیم) شد. اما فراوانی عناصر سنگین‌تر با افزایش عدد اتمی به شدت کاهش می‌یابد. ممکن است میزان اندکی بور در این زمان به وجود آمده‌باشد اما از عنصر سنگین‌تر بعدی یعنی کربن میزان قابل توجهی در این فرایند به وجود نیامد. هسته‌زایی مه‌بانگ پس از ۲۰ دقیقه به دلیل افت شدید دما و چگالی گیتی در حال انبساط پایان یافت. شکل‌گیری عناصر سنگین‌تر در آینده از هسته‌زایی ستاره‌ای و هسته‌زایی ابرنواختری نتیجه شد.[96]

ذرات

مدل استاندارد ذرات بنیادی: ۱۲ فرمیون بنیادی و ۴ بوزون بنیادی. حلقه‌های قهوه‌ای نشان می‌دهند که هر بوزون (قرمز) با چه فرمیون‌هایی (بنفش و سبز) جفت می‌شود. ستون‌ها نشان دهنده سه نسل از ماده (فرمیون‌ها) و یک نسل از نیروها (بوزون‌ها) هستند. در سه ستون نخست، دو ردیف به کوارک‌ها و دو ردیف به لپتون‌ها اختصاص یافته. در دو ردیف بالایی کوارک‌های بالا(u)، پایین (d)، افسون(c)، شگفت(s)، سر(t) و ته(b) و فوتون(γ) و گلوئون(g) قرار دارند. دو ردیف پایینی شامل الکترون نوترینو(νe)، الکترون(e)، میون نوترینو(νμ)، میون(μ)، تاو نوترینو(ντ)، تاو(τ) و بوزن‌های زد(Z0) و دبلیو(W±)، حاملین نیروی هسته‌ای ضعیف قرار گرفته‌اند. جرم بار و اسپین هر ذره نیز نمایش داده شده‌است.

ماده معمولی و نیروهایی که برآن اثر می‌کنند را می‌توان با توجه به ذرات بنیادی توصیف نمود.[97] این ذرات را بنیادی می‌نامند زیرا ساختار آن‌ها ناشناخته‌است و هنوز مشخص نیست که آیا آن‌ها از ذرات کوچکتر و بنیادی‌تری ساخته‌شده‌اند یا خیر.[98][99] در این میان مدل استاندارد اهمیت فراوانی دارد. مدل استاندارد نظریه‌ای است که با برهمکنش‌های الکترومغناطیسی یا هسته‌ای قوی و ضعیف سروکار دارد.[100] آزمایش‌های تجربی وجود ذرات سازنده ماده: کوارک‌ها و لپتون‌ها و همزادهای ضدماده آن‌ها و همچنین ذرات نیرویی که واسطه برهمکنش‌ها هستند: فوتون‌ها، بوزون‌های دبلیو و زد و گلوئون‌ها، همگی مدل استاندارد را تأیید می‌کنند.[98] مدل استاندارد وجود بوزون هیگز که به تازگی کشف شد را پیش‌بینی کرده‌بود، ذره‌ای که تجلی میدانی در گیتی است که به ذرات جرم می‌بخشد.[101][102] به خاطر موفقیت در توضیح طیف وسیعی از نتایج تجربی، گاهی مدل استاندارد را با نام نظریه تقریباً همه‌چیز می‌شناسند.[100] هرچند که مدل استاندارد گرانش را توصیف نمی‌کند و یک نظریه همه‌چیز واقعی نیرو-ذره هنوز مطرح نشده‌است.[103]

هادرون

هادرون یک ذره مرکب است که از کوارک‌هایی تشکیل می‌شود که توسط نیروی هسته‌ای قوی کنار یکدیگر نگه‌داشته شده‌اند. هادرون‌ها را به دو دسته تقسیم می‌کنند: باریون‌ها (مثل پروتون و نوترون) که از سه کوارک تشکیل شده‌اند و مزون‌ها (مانند پیون) که از یک کوارک و یک ضد کوارک تشکیل شده‌اند. از میان هادرون‌ها پروتون‌ها پایدار هستند و همچنین نوترون‌هایی که محدود به هسته اتم هستند نیز پایدارند. سایر هادرون‌ها در شرایط معمولی ناپایدارند و اجزای کم‌اهمیت‌تری از گیتی به‌شمار می‌روند. پس از تقزیبا ۶−۱۰ ثانیه از مه‌بانگ، در طی دوره‌ای به نام دوره هادرون، دما گیتی به اندازه کافی کاهش یافت تا کوارک‌ها بتوانند به هم بپوندند و هادرون‌ها را تشکیل دهند و جرم گیتی در تسلط هادرون‌ها بود. در ابتدا دما به اندازه‌ای بالا بود که امکان پدید آمدن جفت‌های هادرون-ضد هادرون وجود داشت و ماده و ضد ماده در تعادل گرمایی بودند. اما با کاهش دمای گیتی دیگر جفتهای هادرون-ضد هادرون تشکیل نمی‌شد. بیشتر هادرون‌ها و ضدهادرون‌ها در واکنش‌های نابودسازی ذره-پاد ذره از بین رفتند و پس از یک ثانیه از عمر گیتی، تنها میزان اندکی از هادرون‌ها باقی ماند.[104]

لپتون

لپتون یک ذره بنیادی با اسپین نیمه‌صحیح است که در برهم‌کنش‌های هسته‌ای قوی شرکت نمی‌کند اما در اصل طرد پاولی صدق می‌کند. دو لپتون از یک گونه نمی‌توانند هم‌زمان با هم در وضعیت‌های یکسانی قرار داشته باشند. دو رده اصلی از لپتون‌ها وجود دارد: لپتون‌های باردار (لپتون‌های الکترون-مانند) و لپتون‌های خنثی (نوترینوها). الکترون‌ها پایدار هستند و معمول‌ترین نوع لپتون باردار در گیتی هستند، در حالیکه میون و تاو ناپایدارند و پس از به وجود آمدن در برخوردهای پرانرژی به سرعت واپاشی می‌شوند.[105][106] لپتون‌های باردار می‌توانند با بقیه ذرات ترکیب شوند و ذرات مرکبی مانند اتم و پوزیترونیم بسازند. الکترون تقریباً بر کل شیمی حکمرانی می‌کند زیرا در اتم‌ها یافت می‌شود و به خواص شیمیایی مرتبط است. نوترینوها به ندرت برهمکنشی با هرچیز دیگری دارند و به همین دلیل به ندرت مشاهده می‌شوند. نوترینوها در سراسر گیتی جریان دارند اما به ندرت با ماده معمولی برهمکنشی دارند.[107]

دوره لپتون، دروه‌ای در تکامل گیتی بود که در آن جرم گیتی در تسلط لپتون‌ها بود. این دوره تقریباً یک ثانیه پس از مه‌بانگ آغاز شد؛ یعنی زمانی که اکثر هادرون‌ها و ضدهادرون‌ها یکدیگر را در پایان دروه هادرون نابود کرده‌بودند. در حین دوره لپتون دمای گیتی هنوز برای تشکیل جفتهای لپتون-ضدلپتون کافی بود و بنابراین لپتون‌ها و ضدلپتون‌ها در تعادل گرمایی بودند. تقریباً ۱۰ ثانیه پس از مه‌بانگ دمای گیتی آنقدر کاهش یافته بود که دیگر امکان تشکیل جفت‌های لپتون-ضد لپتون وجود نداشت.[108] بیشتر لپتون‌ها و ضدلپتون‌ها در واکنش‌های نابودسازی از بین رفتند و میزان اندکی از آن‌ها باقی ماند. در این زمان گیتی وارد دوره فوتون می‌شد و جرم گیتی در تسلط فوتون بود.[109][110]

فوتون

فوتون کوانتوم نور و سایر اشکال تابش الکترومغناطیسی است. فوتون ذره حامل نیرو برای نیروی الکترومغناطیسی است. آثار این نیرو به سادگی در مقیاس‌های ماکروسکوپیک و میکروسکوپیک قابل مشاهده است زیرا فوتون جرم سکونی برابر صفر دارد؛ و این اجازه برهمکنش در فواصل دور را می‌دهد. مانند همه ذرات بنیادی فوتون‌ها در حال حاضر توسط مکانیک کوانتومی به خوبی توضیح داده می‌شوند و ویژگی دوگانگی موج و ذره از خود نمایش می‌دهند.

دوره فوتون در حدود ۱۰ ثانیه پس از مه‌بانگ و وقتی آغاز شد که در پایان دوره لپتون بیشتر لپتون‌ها و ضدلپتون‌ها در واکنش‌های نابودسازی از بین رفته‌بودند. هسته‌های اتمی در فرایند هسته‌سازی که در نخستین دقایق دوره فوتون رخ داد، پدید آمده‌بودند. در باقی دوران فوتون گیتی شامل یک پلاسمای داغ از هسته‌ها الکترون‌ها و فوتون‌ها بود. پس از گذشت ۳۸۰۰۰۰ سال از مه‌بانگ دمای گیتی تا حدی کاهش یافت که هسته می‌توانست با الکترون‌ها تشکیل شده و اتم‌های خنثی تشکیل دهد. در نتیجه دیگر فوتون‌ها برهمکنش‌های پرشماری با ماده نداشتند و گیتی شفاف شد. فوتون‌ها با انتقال به سرخ بسیار بالا از این دوره تابش زمینه کیهانی (CMB) را شکل می‌دهند. تغییرات جزئی در دما و چگالی تابش زمینه کیهانی نخستین بذرهای تشکیل ساختار بودند که بعدها رخ داد.[104]

مدل‌های کیهان‌شناسی

مدل جهان بر اساس نسبیت عام

نسبیت عام نظریه هندسی گرانش است که توسط آلبرت اینشتین در سال ۱۹۱۵ ارائه شد و توصیف کنونی گرانش در فیزیک نوین است. پایه مدل‌های کیهان‌شناسی کنونی از جهان است. نسبیت عام، نظریه‌های نسبیت خاص و قانون جهانی گرانش نیوتن را تعمیم می‌دهد و توصیفی یکپارچه از گرانش به عنوان یک ویژگی هندسی فضا و زمان یا فضازمان ارائه می‌کند. خمش فضازمان با انرژی و تکانه همه ماده و تابش موجود رابطه مستقیمی دارد. این رابطه توسط معادلات میدان اینشتین توصیف می‌شود که یک سیستم معادلات دیفرانسیل جزئی است. در نسبیت عام، توزیع ماده و انرژی تعیین‌کننده هندسه فضازمان و آن نیز به نوبه خود توصیف‌کننده شتاب ماده است؛ بنابراین پاسخهای معادلات میدان اینشتین تکامل جهان را توصیف می‌کنند. معادلات نسبیت عام با ترکیب شدن با اندازه‌گیری‌های مقدار، نوع و توزیع ماده در جهان می‌توانند تکامل جهان در گذر زمان را توصیف کنند.[111]

با پذیرفتن اصل کیهان‌شناسی که بیان می‌کند جهان در همه‌جا همگن و همسانگرد است، یکی از پاسخهای ویژه برای معادلات میدان به دست می‌آید که تنسور متریکی است به نام متریک فریدمان-لومتر-رابرتسون-واکر،

که در آن (r, θ, φ) متناظر با یک سیستم مختصات کروی است. این متریک تنها دو پارامتر نامعین دارد. یک فاکتور مقیاس طول بدون بعد R مقیاس اندازه جهان را به صورت تابعی از زمان توصیف می‌کند؛ افزایش مقدار R به معنی انبساط جهان است.[112] یک شاخص خمش k هندسه جهان را توصیف می‌کند. شاخص k به شکلی تعریف شده که مقدار آن تنها می‌تواند صفر، متناظر با هندسه اقلیدسی تخت؛ ۱، متناظر با فضایی انحنای مثبت؛ و ۱-، متناظر با فضایی با خمیدگی مثبت یا منفی باشد.[113] مقدار R به عنوان تابعی از زمان به k و ثابت کیهانی بستگی Λ دارد.[114] ثابت کیهانی نماینده چگالی انرژی خلاء فضاست و ممکن است با انرژی تاریک مرتبط باشد.[75] معادله‌ای که تغییرات R در زمان را توصیف می‌کند معادلات فریدمان نام دارد که از روی نام مبتکر آن الکساندر فریدمان گرفته شده‌است.[115]

پاسخ‌های R به k و Λ بستگی دارد اما برخی ویژگی‌های کیفی این پاسخ‌ها عمومی هستند. نخستین و مهم‌ترین ویژگی این است که مقیاس طول R جهان فقط در صورتی ثابت می‌ماند که جهان کاملاً همسانگرد و با انحنای مثبت (k=۱) باشد و چگالی همه نقاط آن دقیقاً برابر با یک مقدار مشخص باشد.[111] هرچند که این تعادل ناپایدار است: زیر جهان در مقیاس‌های کوچکتر ناهمگن است و در نتیجه مقدار R باید با زمان تغییر کند. وقتی R تغییر کند همه فواصل فضایی در جهان تغییر خواهند کرد؛ یعنی خود فضا نیز دچار انبساط یا انقباض خواهد شد. این موضوع توضیح می‌دهد که چرا کهکشان‌ها از هم دور می‌شوند؛ زیرا فضای میان آن‌ها در حال کشیده‌شدن است. کشیده‌شدن فضا همچنین توضیحی برای این پارادوکس ظاهری ارائه می‌دهد که چگونه می‌شود دو کهکشان ۴۰ میلیارد سال نوری از هم فاصله داشته باشند در حالیکه هر دوی آن‌ها ۱۳٫۸ میلیارد سال قبل در یک نقطه بوده‌اند[116] و هرگز نمی‌توانسته‌اند سریعتر از نور هم حرکت کنند.

دوم اینکه از تمام پاسخ‌ها چنین برمی‌آید که یک تکینگی گرانشی در گذشته وجود داردکه در آن R برابر صفر و ماده و انرژی بی‌نهایت فشرده بوده‌اند. ممکن است به نظر برسد که این نتیجه‌گیری نامطمئن است زیرا بر پایه فرض قابل بحث همگنی و همسانگردی جهان بنا شده‌است و همچنین بر این اصل که تنها نیروی گرانشی است که نقش مهمی دارد. اما قضایای تکینگی پنروز-هاوکینگ نشان می‌دهند که نقطه تکینگی در شرایط عمومی نیز باید وجود داشته باشد؛ بنابراین طبق معادلات میدان اینشتین، R به سرعت از حالت بسیار داغ و چگال که بلافاصله پس از تکینگی به وجود آمد، افزایش یافت؛ این موضوع عصاره مدل مه‌بانگ است. درک تکینگی مه‌بانگ احتمالاً نیاز به یک نظریه گرانش کوانتومی دارد که هنوز به‌دست نیامده‌است.[117]

سوم اینکه شاخص خمش k علامت مقدار متوسط خمش فضایی فضازمان را مشخص می‌کند[113] که در یک بازه طولی به اندازه کافی بزرگ (بزرگتر از یک میلیارد سال نوری) به دست آمده‌است. اگر k=۱ باشد، خمش مثبت است و حجم جهان متناهی است.[118] چنین جهانی را اغلب به شکل یک کره سه‌بعدی قرارگرفته در یک فضای چهار بعدی تصور می‌کنند. متقابلاً اگر k صفر یا منفی باشد، حجم جهان بی‌نهایت است.[118] شاید دور از ذهن به نظر برسد که یک جهان بی‌نهایت و در عین حال بی‌نهایت چگال می‌تواند در یک لحظه در مه‌بانگ وقتی R=۰ پدید آید، اما این دقیقاً چیزی است که توسط ریاضیات وقتی k برابر با ۱ نباشد، پیش‌بینی می‌شود. برای مقایسه در نظر بگیرید که یک صفحه تخت خمش صفر دارد اما مساحتش بی‌نهایت است در حالیکه یک استوانه بی‌نهایت در یک جهت متناهی است و یک چنبره در هر دو جهت متناهی است. یک جهان چنبره‌ای ممکن است مانند یک جهان عادی با شرایط مرزی متناوب رفتار کند؛ یعنی فردی که از یک مرز خارجی فضا به بیرون می‌رود به‌طور هم‌زمان در نقطه مرزی دیگری به درون فضا وارد می‌شود.

سرانجام نهایی جهان هنوز ناشناخته است، زیرا به میزان زیادی به شاخص خَمِش k و ثابت کیهانی Λ بستگی دارد. اگر جهان به حد کافی چگال باشد، k برابر ۱ می‌شود و میانگین خَمِش جهان مثبت است و جهان در نهایت طی یک مه‌رمب در خود فرو می‌ریزد و احتمالاً طی یک مه‌جهش(به انگلیسی: Big Bounce) جهان دیگری به‌وجود می‌آید. اما اگر جهان به‌اندازهٔ کافی چگال نباشد k برابر با ۰ یا ۱− می‌شود و جهان تا ابد منبسط می‌شود و دمای آن کاهش می‌یابد تا اینکه سرانجام برای همه حیات موجود در آن غیرقابل سکونت می‌شود و ستارگان می‌میرند و کل ماده به درون سیاهچاله‌ها سقوط می‌کند (انجماد بزرگ و مرگ گرمایی جهان). همان‌طور که پیشتر اشاره شد داده‌های جدید نشانگر آن است که برخلاف انتظار سرعت انبساط جهان در حال کاهش نیست، بلکه افزایش می‌یابد و چنانچه این روند به مدت نامحدود ادامه یابد جهان سرانجام از هم خواهد گسست (مه‌گسست). بنا بر داده‌های تجربی جهان چگالی نزدیک به میزان بحرانی بین سقوط مجدد و انبساط ابدی دارد. برای پاسخ به این سؤال به مشاهدات نجومی بیشتری نیاز است.

فرضیه چندجهانی

تصویر یک چندجهانه متشکل از هفت جهان حبابی که پیوستارهای فضازمان منفصل از هم هستند. هر کدام قوانین و ثوابت فیزیکی خاص خود را دارا هستند و حتی ممکن است از نظر تعداد بعد و توپولوژی متفاوت باشند.

برخی از نظریه‌پردازی‌ها چنین گمانه‌زنی کرده‌اند که این جهان تنها یکی از مجموعه جهان‌های غیرمتصلی است که در مجموع از آن‌ها با عنوان چندجهانه یاد می‌شود و از این طریق تعریف‌های محدودتر از جهان را به چالش می‌کشند.[119][120][121] مدل‌های علمی نظریه چندجهانی از مفاهیمی همچون واقعیت شبیه‌سازی‌شده متمایز هستند اما ایده جهان بزرگتر ایده تازه‌ای نیست؛ مثلاً اسقف پاریس، اتین تاپیه، در سال ۱۲۷۷ چنین حکم کرد که خدا می‌توانسته به هر تعداد که مناسب بوده باشد، جهان خلق کند. این پرسش بحث‌های داغی را در میان خداشناسان فرانسوی برانگیخت.[122]

مکس تگمارک یک طرح طبقه‌بندی برای انواع مختلف نظریه‌های چندجهانی که دانشمندان مختلف در حوزه مسائل مختلف ارائه داده‌اند، ایجاد نمود. نمونه‌ای از این نظریه‌ها مدل انبساط بی‌نظم از جهان اولیه است.[123] مثال دیگر تفسیر دنیاهای چندگانه در مکانیک کوانتومی است. جهان‌های موازی به شیوه‌ای شبیه به برهم‌نهی کوانتومی و ناپیوستگی کوانتومی ایجاد می‌شوند، هر یک از حالات تابع موج در یک دنیای جداگانه به واقعیت می‌پیوندد. بخشی که در طبقه‌بندی تگمارک کمتر از بقیه بحث‌انگیز است، مرحله یک است که رویدادهای هوافضا را در این جهان و در نقاط دوردست توصیف می‌کند.

جهان تنظیم‌شده

جهان تنظیم شده به این موضوع اشاره می‌کند که شرایطی که حیات را در جهان امکانپذیر می‌سازند تنها زمانی رخ می‌دهند که برخی توابت بنیادین فیزیکی اندازه‌های خاصی از یک دامنه مقادیر بسیار محدود داشته باشند، بنابراین اگر مقدار هر یک از چندین ثابت بنیادین کمی متفاوت بود، احتمال اینکه جهان به گونه‌ای پیش رود که ماده و ساختارهای نجومی و فراوانی عناصر و حیات به شکلی که می‌شناسیم پدید آیند، وجود نمی‌داشت.[124]

تکامل تاریخی کیهان‌شناسی

در طول تاریخ، با توجه به داده‌های در دسترس و درک موجود از کیهان در هر زمان، مدل‌های بسیاری برای کیهان (کیهان‌شناسی) و چگونگی پیدایش آن (کیهان‌زایی) ارائه شده‌اند. از لحاظ تاریخی، کیهان‌شناسی‌ها و کیهان‌زایی‌ها بر پایهٔ روایاتی از خدایانی بنا می‌شد که به گونه‌های مختلفی عمل می‌کردند. نظریه‌ها ی شامل یک جهان غیرشخصی که قوانین فیزیکی بر آن حکمفرماست، نخستین بار توسط یونانی‌ها و هندی‌ها ارائه شدند. با گذشت قرن‌ها و پیشرفت مشاهدات نجومی و نظریه‌های حرکت و گرانش به دقیق‌ترین توصیف جهان در حال حاضر انجامیده‌است. دوران کیهان‌شناسی نوین با نظریه نسبیت عام آلبرت اینشتین در سال ۱۹۱۵ آغاز شد، که این امکان را به‌وجود آورد که بتوان به‌صورت کمی سرآغاز، تکامل و سرانجام جهان به‌عنوان یک کل را توضیح داد. بیشتر نظریات نوین در کیهان‌شناسی بر پایهٔ نسبیت عام یا به‌طور خاص بر پایهٔ مهبانگ بنا شده‌اند.

آفرینش

در بسیاری از فرهنگ‌ها داستان‌هایی در توصیف سرآغاز جهان وجود دارند که ممکن است بتوان آن‌ها را در چند گونه گروه‌بندی نمود. در یک گونه این داستان‌ها جهان از یک تخم کیهانی زاییده می‌شود. از زمره این‌گونه داستان‌ها می‌توان به شعر حماسی فنلاندی کالوالا، افسانه چینی پانگو یا افسانه هندی براهماندا پورانه اشاره نمود. در افسانه‌های مشابهی جهان به‌دست یک موجودیت یکتا آفریده شده‌است که از خود چیزی پراکنده یا تولید می‌نماید، مانند مفهوم آدی بودا در بودیسم تبتی، افسانه گایا (مادر زمین) در یونان باستان، الهه آزتک در افسانه کواتلیکوئه، داستان خدای مصر باستان به نام آتوم یا روایت آفرینش در کتاب آفرینش. در گونه‌ای دیگر از این داستان‌ها جهان از اجتماع خدایان مؤنث و مذکر پدید آمده‌است، مانند رنگی و پاپا در افسانه مائوری. در دیگر داستان‌ها جهان با استفاده از مواد از پیش موجود همچون پیکر خدایان درگذشته - مثلاً از پیکر تیامات در حماسه بابلی انوما الیش یا از یمیر غول‌پیکر در اساطیر اسکاندیناوی - یا مواد پرهرج‌ومرج مانند ایزاناگی و ایزانامی در اساطیر ژاپن. در سایر داستان‌ها جهان از عناصری بنیادی منتشر می‌شود، مانند برهمن و پراکریتی[125] و یا یین و یانگ در تائو.

در افسانه‌های آفرینش ایرانی پیدایش جهان به یکی از ایزدان باستانی به نام زروان، که به او خدای زمان نیز گفته‌اند، نسبت داده شده‌است، که دو جهان برای دو پسر خود یعنی اورمزد و اهریمن آفرید. زروان زمان بیکران است و از این زمان بیکران، زمان کراندار جهان به‌وجود آمده‌است. پیش از خلقت جهان مینویی بوده و مکان و زمان وجود نداشته و هیچ ماده و حرکتی نیز در جهان نبوده‌است.[126]

مدل‌های فلسفی

از قرن ششم پیش از میلاد فیلسوفان یونانی پیشاسقراطی نخستین مدل‌های فلسفی شناخته شده از جهان را ایجاد نمودند. فیلسوفان یونانی نخستین متوجه شده‌بودند که ظاهر می‌تواند گمراه‌کننده باشد و از همین رو به دنبال درک واقعیت نهفته در پشت ظاهر بودند؛ مثلاً آن‌ها متوجه قابلیت تغییر شکل ماده (مثلاً یخ به آب به بخار) شده‌بودند و چندین فیلسوف بر پایه این مشاهده پیشنهاد دادند که همه مواد که در ظاهر متفاوت، شکل‌های مختلفی از یک ماده اولیه یا آرخه(به انگلیسی: arche) هستند. نخستین کسی که چنین پیشنهادی داد تالس بود که پیشنهاد نمود این ماده آب است. آناکسیماندروس، شاگرد تالس، پیشنهاد داد که همه چیز از آپایرون نامحدود آمده‌است. آناکسیماندروس عقیده داشت که باد به دلیل کیفیتهای جاذبه و دافعه آن باعث می‌شود که آرخه فشرده شود یا به شکل دیگری درآید. آناکساگوراس عنصر نوس (ذهن) را معرفی نمود. هراکلیتوس آتش را معرفی کرد و از لوگوس سخن گفت. امپدوکلس چهار عنصر پیشنهاد نمود: خاک، آب، باد و آتش. نظریه عناصر چهارگانه وی بسیار مورد توجه قرار گرفت. همانند فیثاغورس، افلاطون نیز بر این باور بود که همه چیز از عدد تشکیل شده‌است و عناصر امپدوکلس به شکل اجسام افلاطونی هستند. دموکریتوس و فیلسوفان بعدی - که مهمترینشان لئوکیپوس بود - پیشنهاد دادند که جهان از اتم‌های تجزیه‌ناپذیری تشکیل شده‌است که در خلاء حرکت می‌کنند. ارسطو باور نداشت که چنین چیزی امکانپذیر باشد زیرا هوا نیز مانند آب دربرابر حرکت مقاومت می‌کند.

اگرچه هراکلیتوس به تغییر ابدی اعتقاد داشت، پارمنیدس، فیلسوف تقریباً هم‌دوره او بر این باور بود که تغییر تنها یک توهم است. واقعیت نهفته تا ابد بدون تغییر و در سکون می‌ماند و ماهیت یکتایی دارد. پارامنیدس این واقعیت یکتا را به‌صورت τὸ ἐν (آن یگانه) نمایش داده‌است. نظریهٔ پارامنیدس به‌نظر بسیاری از فیلسوفان ناپذیرفتنی می‌نمود، اما یکی از شاگردان او به نام زنون الئایی با چندین پارادوکس معروف آن‌ها را به مجادله فراخواند. ارسطو با معرفی مفهوم بی‌نهایت قابل‌شمارش و همچنین پیوستار تقسیم‌پذیر تا بی‌نهایت، به این پارادوکس‌ها پاسخ داد.

کانادا، فیلسوف هندی و بنیان‌گذار مدرسهٔ وایششیکا، یک نظریه اتم‌گرایی معرفی کرد و پیشنهاد داد که نور و گرما اشکال مختلف یک ماده واحد هستند.[127] در قرن پنجم پیش از میلاد، دیگناگا، فیلسوف بودایی اتم‌گرا پیشنهاد نمود اکه اتم‌ها به اندازه نقطه و بدون زمان هستند و از انرژی ساخته شده‌اند. آن‌ها وجود ماده اولیه را رد کردند و اعتقاد داشتند حرکت در واقع برقهای لحظه‌ای جریانی از انرژی هستند.[128]

نظریه متناهی‌گرایی زمانی برآمده از دکترین آفرینش مشترک در بین سه دین ابراهیمی بود: یهودیت، مسیحیت و اسلام. جان فیلوپونوس، فیلسوف مسیحی، استدلال‌هایی علیه مواضع فیلسوفان یونانی در مورد نامتناهی بودن گذشته و آینده ارائه داد. این استدلال‌ها توسط یکی از فیلسوفان اسلامی نخستین به نام ابویوسف کندی، فیلسوف یهودی به نام سعادیا گائون و متکلم اسلامی به نام امام محمد غزالی نیز استفاده شده‌است. آن‌ها از فیزیک و متافیزیک ارسطو بهره جستند و دو استدلال منطقی در رد گذشته نامتناهی ارائه دادند. استدلال نخست در باب ناممکن بودن وجود بی‌نهایت واقعی است، که این‌گونه بیان می‌شود:[129]

«یک بی‌نهایت واقعی وجود ندارد»
«سیر نامتناهی روبه گذشته رویدادها در زمان یک بی‌نهایت واقعی است»
« سیر نامتناهی رو به گذشته رویدادها وجود ندارد»

دومین استدلال در باب ناممکن بودن تکمیل یک بی‌نهایت از طریق افزودن‌های پیاپی است. این استدلال به این صورت بیان شده‌است:

«یک بی‌نهایت واقعی را نمی‌توان از طریق افزایش‌های پیاپی کامل نمود»
«سریهای زمانی اتفاقات گذشته با افزایش‌های پیاپی کامل شده‌اند»
« سریهای زمانی از اتفاقات گذشته نمی‌تواند بی‌نهایت واقعی باشد»

هردوی این استدلال‌ها توسط فیلسوفان و خداشناسان مسیحی نیز مورد اقتباس قرار گرفته‌اند. به‌ویژه استدلال دومی که کانت در رساله آنتی‌نومی خود در مورد زمان از آن استفاده نمود.

مدل‌های نجومی

محاسبات اندازه نسبی از چپ به راست: خورشید، زمین و ماه. آریستارخوس ساموسی در قرن سوم پیش از میلاد، که از یک کپی یونانی در قرن دهم پس از میلاد گرفته شده‌است.

نخستین مدل‌های نجومی جهان اندکی پس از شروع اخترشناسی توسط اخترشناسان بابلی پیشنهاد شد. آن‌ها جهان را به شکل یک صفحه تخت می‌پنداشتند که در اقیانوسی غوطه‌ور است و این پیش‌زمینه نقشه‌های یونانی مانند نقشه‌های آناکسیماندروس و هکاتئوس بود.

بعدها اخترشناسان یونانی با مشاهده حرکت اجرام آسمانی به این اندیشه افتادند که مدل‌های ژرفتری از جهان را بر پایه شواهد تجربی ابداع کنند. نخستین مدل منطقی توسط اودوکسوس کنیدوسی ارائه شد. طبق تعبیر فیزیکی ارسطو از این مدل کره‌های آسمانی تا ابد با سرعت یکنواخت به دور زمین ثابت می‌گردند. ماده عادی کاملاً در درون کرهٔ خارجی قرار گرفته‌است. این مدل توسط کالیپوس اصلاح شد و بعد از اینکه کره‌های هم‌مرکز از آن حذف شد با مشاهدات نجومیِ بطلمیوس تقریباً در سازگاری کامل بود. موفقیت این مدل تا حدود زیادی مدیون این اصل ریاضی است که هر تابعی (مثلاً تابع موقعیت یک سیاره) را می‌توان به صورت مجموعه‌ای از توابع دایره‌ای (حالات فوریه) درآورد. سایر دانشمندان یونانی مانند فیلسوف مکتب فیثاغوری، فیلولائوس به این اصل رسیدند که در مرکز جهان یک آتش مرکزی قرار دارد که زمین، خورشید، ماه و سایر سیارات در حرکت دایره‌ای با سرعت یکنواخت به دور آن می‌چرخند.[130] آریستارخوس ساموسی، اخترشناس یونانی، نخستین فرد شناخته‌شده‌ای است که مدلی خورشیدمرکزی برای جهان ارائه داد. اگرچه متون اصلی وی گم شده‌اند، اما ارشمیدس در کتاب «جدول اعداد ماسه» به این مدل اشاره کرده و نظریهٔ خورشیدمرکزی وی را توصیف می‌کند. ارشمیدس چنین می‌نویسد (ترجمه از متن انگلیسی):

شما شاه گلون مستحضر هستید که جهان نامی است که بیشتر اخترشناسان برای کره‌ای برگزیده‌اند که مرکز آن مرکز زمین است و شعاع آن برابر طول خط مستقیمی است که از مرکز زمین به مرکز خورشید می‌رسد. همانگونه که از اخترشناسان به گوشتان رسیده‌است عقیدهٔ عموم بر این است. حال آنکه آریستارخوس کتابی بیرون داده‌است که شامل فرضیات مشخصی است که در آن به نظر می‌رسد در نتیجه فرضهای صورت‌گرفته، جهان در حقیقت بسیار یزرگتر از «جهانی» است که پیشتر عرض کردم. فرضیات آن بر این است که ستارگان ثابت و خورشید حرکتی نداشته و زمین به دور خورشید و بر روی محیط یک دایره می‌گردد و خورشید در مرکز این مدار قرار دارد و کره ستارگان ثابت که در اطراف مرکز خورشید قرار گرفته‌اند به قدری بزرگ است که که دایره‌ای که بنا بر فرضیات وی زمین در آن به دور خورشید می‌گردد تنها کسر کوچکی از فاصلهٔ ستارگان ثابت است.

آریستاخوس اعتقاد داشت که ستارگان بسیار دور هستند و به همین دلیل هیچ‌گونه اختلاف منظری مشاهده نمی‌شود؛ یعنی ستارگان هنگامی که زمین به دور خورشید می‌گردد هیچ حرکتی نسبت به یکدیگر ندارند. ستارگان در واقع از آنچه به‌طور عمومی در دوران باستان می‌پنداشتند، بسیار دورتر هستند و به همین دلیل اختلاف‌منظر ستاره‌ای تنها با ابزارهای دقیق قابل اندازه‌گیری است. در آن دوران مدل زمین-مرکز که با اختلاف‌منظر سیاره‌ای همخوانی داشت را به‌عنوان توضیحی برای علت عدم مشاهدهٔ اختلاف‌منظر ستاره‌ای در نظر می‌گرفتند. آنچنانکه از ظواهر برمی‌آید مدل خورشید-مرکز قویا رد شده‌بود، چنانچه در پاراگرافی از افلاطون چنین آمده‌است:

کلئانتس [یکی از فیلسوفان هم‌دوره آریستارخوس و سردسته رواقیون] فکر می‌کرد که وظیفه یونانیها این بود که آریستارخوس ساموسی را به اتهام حرمت‌شکنی از طریق نسبت دادن حرکت به قلب جهان [زمین] محاکمه نمایند… او فکر می‌کند که آسمان ثابت است و زمین در مسیر دایره‌ای می‌گردد و هم‌زمان به دور محور خویش نیز می‌چرخد.

تنها نام شناخته شده دیگر از اخترشناسانی که از مدل خورشید-مرکز آریستارخوس حمایت نمود، سلوکوس سلوکیه‌ای است که اخترشناسی یونانی‌گرا (هلنیست) بود.[131][132][133] بنا بر نظر پلوتارک، سلوکوس نخستین کسی بود که مدل خورشید-مرکز را از راه استدلال اثبات نمود اما چگونگی استدلالش مشخص نیست. احتمالاً استدلال سوکوس مرتبط با پدیدهٔ جزر و مد بوده‌است.[134] به نظر استرابو، سلوکوس نخستین کسی بود که بیان نمود جزر و مد ناشی از جاذبه ماه است و ارتفاع آن به موقعیت نسبی ماه به خورشید بستگی دارد.[135] احتمال دیگر آن است که سلوکوس نظریه خورشید-مرکز را با استفاده از تعیین ثوابت یک مدل هندسی برای این نظریه و ابداع روش‌هایی برای محاسبه موقعیت سیارات با استفاه از این مدل، اثبات نموده باد، همانند کاری که کوپرنیک در قرن شانزدهم انجام داد.[136] در خلال قرون وسطی مدل‌های خورشید مرکز توسط آریابهاتا، اخترشناس هندی[137] و همچنین ابوسعید سجزی و ابومعشر بلخی،[138] اخترشناسان ایرانی نیز پیشنهاد شده‌اند.[139]

مدل کوپرنیکیِ جهان از توماس دیگز در سال ۱۵۷۶، با این اصلاح که ستارگان دیگر در یک کره قرار نمی‌گیرند، بلکه به‌طور یکنواختی در فضایی که سیارات را دربرمی‌گیرد پخش شده‌اند.

مدل ارسطویی تقریباً به مدت تقریباً دو هزاره مورد پذیرش جهان غرب بود تا اینکه کوپرنیک نظریهٔ آریستارخوس را احیا کرد و بیان نمود که داده‌های نجومی با فرض چرخش زمین به دور خود و با فرض قرارگرفتن خورشید در مرکز جهان همخوانی بهتری دارد.

خورشید در مرکز می‌آرمد. چه کسی می‌تواند این فانوس یک معبد بسیار زیبا را در جای دیگر و بهتری از اینجا قرار دهد که از آن بتواند همه‌چیز را هم‌زمان روشنایی بخشد؟

نیکلاس کوپرنیک، فصل ۱۰ از جلد اول «گردش افلاک آسمانی» (۱۵۴۳)

چنان‌که خود کوپرنیک اشاره می‌کند ایده چرخش زمین، ایده‌ای بسیار کهن است که دست‌کم به فیلولائوس (۴۵۰ پیش از میلاد)، هراکلیدس پونتیکوس (۳۵۰ پیش از میلاد) و اکفانتوس برمی‌گردد. یک قرن پیش از کوپرنیک نیز یک دانش‌پژوه مسیحی به نام نیکلاسِ کوسا نیز در کتاب «نادانی فراگرفته شده» (۱۴۴۰) خود پیشنهاد داد که زمین به دور محور خویش می‌چرخد.[140] آریابهاتا(۴۷۶–۵۵۰)، براهماگوپتا(۵۹۸–۶۶۸)، ابومعشر بلخی و ابوسعید سجزی نیز چنین پیشنهادی را مطرح نموده‌بودند. نخستین شواهد تجربی برای چرخش زمین به دور خود با استفاده از پدیدهٔ دنباله‌دارها توسط خواجه نصیرالدین طوسی (۱۲۰۱–۱۲۷۴) و ملا علی قوشچی (۱۴۰۳–۱۴۷۴) ارائه شد.

یوهانس کپلر کتاب «جدول‌های رودولفین» را منتشر نمود که شامل یک کاتالوگ ستاره‌ها و جدولهای سیارات با استفاده از اندازه‌گیری‌های تیکو براهه بود.

این کیهان‌شناسی از جانب اسحاق نیوتن، کریستیان هویگنس و دانشمندان آتی مورد پذیرش قرار گرفت.[141] ادموند هالی(۱۷۲۰)[142] و ژان-فیلیپ دو چساکس(۱۷۴۴)[143] هریک به‌طور جداگانه اشاره نمودند که فرضیه یک فضای بی‌نهایت که به‌طور یکنواخت از ستارگان پر شده‌است به این می‌انجامد که آسمان شب باید به روشنی خود خورشید باشد. این موضوع در قرن نوزدهم با نام پارادوکس اولبرس شهرت یافت.[144] نیوتن باور داشت که یک فضای بی‌نهایت که به‌طور یکنواخت از ماده پر شده باشد باعث می‌شود که نیروهای بی‌نهایت و ناپایداری‌ها سبب می‌گردد که ماده تحت نیروی گرانش خود به درون خرد شود.[141] این ناپایداری در سال ۱۹۰۲ با معیار ناپایداری جینز روشن شده‌بود.[145] یک پاسخ ممکن به این پارادوکس‌ها گیتی شارلیه است که در آن ماده به صورت سلسله‌مراتبی و به شکل فراکتالی تنظیم شده‌است، به گونه‌ای که چگالی گیتی آنقدر اندک است که قابل صرفنظر کردن است. چنین مدل کیهانی پیش از این در سال ۱۷۶۱ توسط یوهان هاینریش لمبرت نیز پیشنهاد شده‌بود.[54][146] مهمترین پیشرفت اخترشناسی در قرن هجدهم کشف سحابی‌ها توسط توماس رایت و ایمانوئل کانت و دیگران بود.[142]

دوران نوین کیهان‌شناسی فیزیکی از سال ۱۹۱۷ و از زمانی آغاز شد که آلبرت اینشتین نظریه نسبیت عام خود را برای نخستین بار برای مدل کردن ساختار و دینامیک گیتی به کار برد.[147]

جستارهای وابسته

منابع

  1. "Hubble's Deepest View of Universe Unveils Never-Before-Seen Galaxies". HubbleSite.org. Retrieved 2016-01-02.
  2. Itzhak Bars; John Terning (2009). Extra Dimensions in Space and Time. Springer. pp. 27ff. ISBN 978-0-387-77637-8. Retrieved 2011-05-01.
  3. Paul Davies (2006). The Goldilocks Enigma. First Mariner Books. p. 43ff. ISBN 978-0-618-59226-5. Retrieved 2013-07-01.
  4. NASA/WMAP Science Team (24 January 2014). "Universe 101: What is the Universe Made Of?". NASA. Retrieved 2015-02-17.
  5. Fixsen, D. J. (2009). "The Temperature of the Cosmic Microwave Background". The Astrophysical Journal. 707 (2): 916–920. arXiv:0911.1955. Bibcode:2009ApJ...707..916F. doi:10.1088/0004-637X/707/2/916.
  6. NASA/WMAP Science Team (24 January 2014). "Universe 101: Will the Universe expand forever?". NASA. Retrieved 16 April 2015.
  7. «Universe dictionary definition | universe defined». www.yourdictionary.com. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۰۴.
  8. «Definition of UNIVERSE». www.merriam-webster.com. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۰۴.
  9. «the definition of universe». Dictionary.com. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۰۴.
  10. Zeilik، Michael؛ Gregory، Stephen A. (۱۹۹۸). (Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed. Saunders College Publishing. شابک ۰۰۳۰۰۶۲۲۸۴.
  11. Green، Brian (۲۰۱۱). The Hidden Reality. Vintage Books. شابک ۹۷۸-۰-۳۰۷-۲۷۸۱۲-۸.
  12. Dold-Samplonius، Yvonne (۲۰۰۲). From China to Paris: 2000 Years Transmission of Mathematical Ideas. Franz Steiner Verlag. شابک ۹۷۸-۳۵۱۵۰۸۲۲۳۵.
  13. F. Glick، Thomas؛ John Livesey، Steven؛ Wallis، Faith (۲۰۰۵). Medieval Science Technology and Medicine: An Encyclopedia. Routledge. شابک ۹۷۸-۰۴۱۵۹۶۹۳۰۷.
  14. «The Nobel Prize in Physics 2011». www.nobelprize.org. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۰۴.
  15. Hawking، Stephen (۱۹۹۸). A Brief History of Time. Bantam. شابک ۹۷۸-۰۵۵۳۳۸۰۱۶۳.
  16. Overbye, Dennis (1 December 2014). "New Images Refine View of Infant Universe" [تصاویر جدید دیدگاه‌ها درمورد جهان نخستین را پالایش می‌کنند]. The New York Times. Retrieved 11 Januaryٔ 2015.
  17. Planck Collaboration (2015). "Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters" (PDF). Astronomy & Astrophysics. Bibcode:2015arXiv150201589P.
  18. Jason Palmer (2011). "'Multiverse' theory suggested by microwave background". BBC.
  19. G. F. R. Ellis (۲۰۰۴). «Multiverses and physical cosmology». MNRAS. ۳۴۷ (۳). doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07261.x. بیبکد:2004MNRAS.347..921E.
  20. Copan، Paul (۲۰۰۴). Creation Out of Nothing: A Biblical, Philosophical, and Scientific Exploration. Baker Academic. صص. ۲۲۰. شابک ۹۷۸۰۸۰۱۰۲۷۳۳۸.
  21. Bolonkin, Alexander (2016-12-04). Universe, Human Immortality and Future Human Evaluation. Elsevier. ISBN 9780124158016.
  22. Schreuder, Duco A. (2014-12-03). Vision and Visual Perception. Archway Publishing. ISBN 9781480812949.
  23. "The Mathematical Universe" (PDF). Foundations of Physics. 38 (2): 101-150. 2008. doi:10.1007/s10701-007-9186-9.
  24. Holt، Jim (۲۰۱۲). Why Does the World Exist?. Liveright Publishing. صص. ۳۰۸.
  25. Ferris، Timothy (۱۹۹۷). The Whole Shebang: A State-of-the-Universe(s) Report. Simon & Schuster. صص. ۴۰۰. شابک ۹۷۸۰۷۵۳۸۰۴۷۵۹.
  26. مختاری، سلیمان (۲۵ آبان‌ماه ۱۳۸۷). «ریشه‌یابی واژه‌های زبان فارسی». کیهان. کیهان (۱۹۲۳۱): ۱۳. دریافت‌شده در ۱۱ ژانویهٔ ۲۰۱۵. تاریخ وارد شده در |تاریخ= را بررسی کنید (کمک)
  27. The Compact Edition of the Oxford English Dictionary, Volume II, Oxford: Oxford University Press, 1971, p. 3518.
  28. Lewis, C. T. and Short, S A Latin Dictionary, Oxford University Press, ISBN 0-19-864201-6, pp. 1933, 1977–1978.
  29. Liddell and Scott, p. 1392.
  30. Liddell and Scott, pp. 1345–1346.
  31. Yonge, Charles Duke (۱۸۷۰). An English-Greek lexicon. New York: American Book Company. ص. ۵۶۷.
  32. Lewis and Short, pp. 1881–1882, 1175, 1189–1190.
  33. OED, pp. 909, 569, 3821–3822, 1900.
  34. Silk، Joseph (۲۰۰۹). Horizons of Cosmology. Templeton Press. شابک ۹۷۸-۱-۵۹۹۴۷-۳۶۴-۲.
  35. Singh، Simon (۲۰۰۵). Big Bang: The Origin of the Universe. Harper Perennial. صص. ۵۶۰. شابک ۹۷۸-۰۰۰۷۱۶۲۲۱۵.
  36. Sivaram, C. (1986). "Evolution of the Universe through the Planck epoch". Astrophysics and Space Science. Bibcode:1986Ap&SS.125..189S. doi:10.1007/BF00643984.
  37. Richard B. Larson & Volker Bromm (2002). "The First Stars in the Universe". Scientific American.
  38. Dieter Brill, Ted Jacobson (۲۰۰۶). «Spacetime and Euclidean geometry». General Relativity and Gravitation. ۳۸ (۴): ۶۴۳–۶۵۱. doi:10.1007/s10714-006-0254-9. بیبکد:2006GReGr..38..643B.
  39. «Big Bang Science: Antimatter». ۲۰۰۴-۰۳-۰۷. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۰۷.
  40. Krauss، Lawrence M (۲۰۱۲). A universe from nothing. ترجمهٔ جهانی از هیچ. Croydon: Simon & Schuster UK Ltd. ص. ۴۰-۴۲. شابک ۹۷۸-۱-۴۱۷۱۱-۲۶۸-۳ مقدار |شابک= را بررسی کنید: checksum (کمک). پارامتر |تاریخ بازیابی= نیاز به وارد کردن |پیوند= دارد (کمک)
  41. Harrison, Edward (2000-03-16). Cosmology: The Science of the Universe. Cambridge University Press. ISBN 9780521661485.
  42. Liddle, Andrew R.; Lyth, David H. (2000-04-13). Cosmological Inflation and Large-Scale Structure. Cambridge University Press. ISBN 9780521575980.
  43. «WMAP- Fate of the Universe». map.gsfc.nasa.gov. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۰۷.
  44. «WMAP- Shape of the Universe». map.gsfc.nasa.gov. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۰۷.
  45. Luminet, Jean-Pierre; Weeks, Jeffrey R. ; Riazuelo, Alain; Lehoucq, Roland; Uzan, Jean-Philippe (2003-10-09). "Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background". Nature: 593-595. Bibcode:2003Natur.425..593L. doi:10.1038/nature01944. PMID 14534579.
  46. Roukema, Boudewijn; Zbigniew Buliński; Agnieszka Szaniewska; Nicolas E. Gaudin (2008). "A test of the Poincare dodecahedral space topology hypothesis with the WMAP CMB data". Astronomy and Astrophysics. 482 (3): 747–753. Bibcode:2008A&A...482..747L. doi:10.1051/0004-6361:20078777.
  47. Aurich, Ralf; Lustig, S. ; Steiner, F. ; Then, H. (۲۰۰۴). «Hyperbolic Universes with a Horned Topology and the CMB Anisotropy». Classical and Quantum Gravity. ۲۱ (۲۱): ۴۹۰۱–۴۹۲۶. doi:10.1088/0264-9381/21/21/010. بیبکد:2004CQGra..21.4901A.
  48. Planck collaboration (۲۰۱۴). «Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters». Astronomy & Astrophysics. ۵۷۱ (A۱۶). doi:10.1051/0004-6361/201321591. بیبکد:2014A&A...571A..16P.
  49. «Planck reveals 'almost perfect' universe - physicsworld.com». physicsworld.com. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۰۷.
  50. McCall, Storrs (1994-01-01). A Model of the Universe: Space-time, Probability, and Decision. Clarendon Press. ISBN 9780198240532.
  51. «What is a light-year? | EarthSky.org». earthsky.org. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۰.
  52. Rindler, p. 196.
  53. Christian، Eric؛ Samar. «How large is the Milky Way?» [بزرگی کهکشان راه شیری چقدر است؟]. دریافت‌شده در ۲۰۰۷-۱۱-۲۸. از پارامتر ناشناخته |نام 2= صرف‌نظر شد (کمک)
  54. I. Ribas; C. Jordi; F. Vilardell; E.L. Fitzpatrick; R.W. Hilditch; F. Edward Guinan (۲۰۰۵). «First Determination of the Distance and Fundamental Properties of an Eclipsing Binary in the Andromeda Galaxy». Astrophysical Journal. ۶۵۳ (۱). doi:10.1086/499161. بیبکد:2005ApJ...635L..37R.
  55. Vanessa Janek (2015). "HOW CAN SPACE TRAVEL FASTER THAN THE SPEED OF LIGHT?". Universe Today. More than one of |نشانی= and |پیوند= specified (help)
  56. Philip Gibbs (۱۹۹۷). «Faster Than Light». University of California, Riverside - Department of Mathematics. University of California, Riverside. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۰. بیش از یک پارامتر |نشانی= و |پیوند= داده‌شده است (کمک)
  57. Phil Berardelli (2010). "Galaxy Collisions Give Birth to Quasars". Science AAAS. More than one of |نشانی= and |پیوند= specified (help)
  58. Riess, Adam G. ; Filippenko; Challis; Clocchiatti; Diercks; Garnavich; Gilliland; Hogan; Jha; Kirshner; Leibundgut; Phillips; Reiss; Schmidt; Schommer; Smith; Spyromilio; Stubbs; Suntzeff; Tonry (1998). "Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant" (PDF). Astronomical Journal. 116 (3). Bibcode:1998AJ....116.1009R. doi:10.1086/300499.
  59. Perlmutter, S. ; Aldering; Goldhaber; Knop; Nugent; Castro; Deustua; Fabbro; Goobar; Groom; Hook; Kim; Kim; Lee; Nunes; Pain; Pennypacker; Quimby; Lidman; Ellis; Irwin; McMahon; Ruiz‐Lapuente; Walton; Schaefer; Boyle; Filippenko; Matheson; Fruchter؛ و دیگران (۱۹۹۹). «Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae» (PDF). Astrophysical Journal. ۵۱۷ (۲): ۵۶۵-۸۶. doi:1086/307221 مقدار |doi= را بررسی کنید (کمک). بیبکد:1999ApJ...517..565P.
  60. Schutz, Bernard F. (1985-01-31). A First Course in General Relativity. Cambridge University Press. ISBN 9780521277037.
  61. «WMAP 9 Year Mission Results». map.gsfc.nasa.gov. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۰.
  62. Luminet, Jean-Pierre; Weeks, Jeffrey R. ; Riazuelo, Alain; Lehoucq, Roland; Uzan, Jean-Philippe (۲۰۰۳). «Dodecahedral space topology as an explanation for weak wide-angle temperature correlations in the cosmic microwave background». Nature. ۴۲۵ (۶۹۵۸). doi:10.1038/nature01944. PMID 14534579. بیبکد:2003Natur.425..593L.
  63. Luminet, Jean-Pierre; Boudewijn F. Roukema (۱۹۹۹). «Topology of the Universe: Theory and Observations» (PDF). Proceedings of Cosmology School held at Cargese, Corsica, August 1998. NATO Science Series. ۵۴۱: ۱۱۷-۱۵۶. doi:10.1007/978-94-011-4455-1_2.
  64. Phillips, Melba ;Fritzsche, Hellmut (2011). "Electromagnetic radiation | PHYSICS". Encyclopedia Britannica. Archived from the original on 14 April 2016. Retrieved 10 December 2016. More than one of |نشانی= and |پیوند= specified (help)
  65. «Physics - Dark Energy». Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics ANNENBERG LEARNER. www.learner.org. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۰. بیش از یک پارامتر |نشانی= و |پیوند= داده‌شده است (کمک)
  66. Physics 7:Relativity, SpaceTime and Cosmology (PDF). University of California Riverside.
  67. Nola Taylor Redd (2015). "It's Official: The Universe Is Dying Slowly". Scientific American. More than one of |نشانی= and |پیوند= specified (help)
  68. "RIP Universe – Your Time Is Coming… Slowly | Video" بایگانی‌شده در ۱۳ اوت ۲۰۱۵ توسط Wayback Machine. Will Parr, et al. Space.com
  69. «Dark Matter Graphic». National Geographic. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۰.
  70. "First Planck results: the Universe is still weird and interesting". Matthew Francis. Ars technica. 2013-03-21. Retrieved 2016-11-12
  71. «WMAP- Content of the Universe». map.gsfc.nasa.gov. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۰.
  72. Carroll، Sean (۲۰۰۷-۰۱-۰۱). Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe, Lecture Transcript and Course Guidebook. Chantilly, VA: The Great Courses / The Teaching Company. صص. ۴۶. شابک ۹۷۸۱۵۹۸۰۳۳۵۱۹.
  73. Peebles, P. J. E. & Ratra, Bharat (2003). "The cosmological constant and dark energy". Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559.
  74. Mandolesi, N. ; Calzolari, P. ; Cortiglioni, S. ; Delpino, F. ; Sironi, G. ; Inzani, P. ; Deamici, G. ; Solheim, J. -E. ; Berger, L. ; Partridge, R. B. ; Martenis, P. L. ; Sangree, C. H. ; Harvey, R. C. (1986). "Large-scale homogeneity of the Universe measured by the microwave background". Nature. 319 (6056): 751–753. Bibcode:1986Natur.319..751M. doi:10.1038/319751a0.
  75. Marov, Mikhail Ya (2014-11-13). The Fundamentals of Modern Astrophysics: A Survey of the Cosmos from the Home Planet to Space Frontiers (به English) (2015 edition ed.). Springer. ISBN 9781461487296.
  76. Mackie، Glen (فوریه ۱, ۲۰۰۲). «To see the Universe in a Grain of Taranaki Sand». Swinburne University. دریافت‌شده در ۲۰۰۶-۱۲-۲۰.
  77. «Unveiling the Secret of a Virgo Dwarf Galaxy». ESO. ۲۰۰۰-۰۵-۰۳. بایگانی‌شده از اصلی در ۲۹ ژوئیه ۲۰۱۲. دریافت‌شده در ۲۰۰۷-۰۱-۰۳.
  78. «Hubble's Largest Galaxy Portrait Offers a New High-Definition View». NASA. ۲۰۰۶-۰۲-۲۸. دریافت‌شده در ۲۰۰۷-۰۱-۰۳.
  79. "Earth's new address: 'Solar System, Milky Way, Laniakea'". Elizabeth Gibney. Nature. 3 September 2014. Retrieved 21 August 2015.
  80. "Local Group" بایگانی‌شده در ۲۱ ژوئن ۲۰۱۸ توسط Wayback Machine. Fraser Cain. Universe Today. 4 May 2009. Retrieved 21 August 2015.
  81. "Astronomers discover largest known structure in the universe is ... a big hole". The Guardian. 20 April 2015.
  82. «Content of the Universe - WMAP 9yr Pie Chart». wmap.gsfc.nasa.gov. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۱.
  83. Rindler, p. 202
  84. Liddle, Andrew R. (2003-05-26). An introduction to modern cosmology. Wiley. ISBN 9780470848357.
  85. Livio, Mario (2001-06-19). The Accelerating Universe: Infinite Expansion, the Cosmological Constant, and the Beauty of the Cosmos. John Wiley & Sons. ISBN 9780471437147.
  86. Peebles, P. J. E. & Ratra, Bharat (2003). "The cosmological constant and dark energy". Reviews of Modern Physics. 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347. Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559.
  87. Paul J. Steinhardt, Neil Turok (2006). "Why the cosmological constant is small and positive". Science. 312 (5777): 1180–1183. arXiv:astro-ph/0605173. Bibcode:2006Sci...312.1180S. doi:10.1126/science.1126231.
  88. «Dark Energy». hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. بایگانی‌شده از اصلی در ۲۷ مه ۲۰۱۳. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۱.
  89. Carroll, Sean (2001). "The cosmological constant" بایگانی‌شده در ۱۳ اکتبر ۲۰۰۶ توسط Wayback Machine. Living Reviews in Relativity. 4. doi:10.12942/lrr-2001-1. Retrieved 2016-11-12.
  90. "Planck captures portrait of the young Universe, revealing earliest light". University of Cambridge. 21 March 2013. Retrieved 12 December 2016.
  91. Davies, Paul (1992-08-28). The New Physics. Cambridge University Press. ISBN 9780521438315.
  92. Persic, Massimo; Salucci, Paolo (1992-09-01). "The baryon content of the Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 258 (1): 14P–18P. arXiv:astro-ph/0502178. Bibcode:1992MNRAS.258P..14P. doi:10.1093/mnras/258.1.14P. ISSN 0035-8711.
  93. Hooft, G. 't (1997-01-01). In Search of the Ultimate Building Blocks. Cambridge University Press. ISBN 9780521578837.
  94. Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. The University of Chicago Press. pp. 362–435. ISBN 0-226-10953-4.
  95. Veltman, Martinus (2003). Facts and Mysteries in Elementary Particle Physics. World Scientific. ISBN 981-238-149-X.
  96. Braibant, Sylvie; Giacomelli, Giorgio; Spurio, Maurizio (2011-11-16). Particles and Fundamental Interactions: An Introduction to Particle Physics. Springer Science & Business Media. ISBN 9789400724648.
  97. Close, Frank (2012). Particle Physics: A Very Short Introduction. Oxford University Press. ISBN 978-0192804341.
  98. R. Oerter (2006). The Theory of Almost Everything: The Standard Model, the Unsung Triumph of Modern Physics (Kindle ed.). گروه پنگوئن. p. 2. ISBN 0-13-236678-9.
  99. «Higgs boson FAQ - UT ATLAS Group - UT Austin Wikis». wikis.utexas.edu. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۱.
  100. Strassler, M. (12 October 2012). "The Higgs FAQ 2.0". ProfMattStrassler.com. Retrieved 2013-01-08. [Q] Why do particle physicists care so much about the Higgs particle? [A] Well, actually, they don’t. What they really care about is the Higgs field, because it is so important. [emphasis in original]
  101. Steven Weinberg. Dreams of a Final Theory: The Scientist's Search for the Ultimate Laws of Nature. Knopf Doubleday Publishing Group. ISBN 978-0-307-78786-6.
  102. Allday, Jonathan (2002). Quarks, Leptons and the Big Bang (Second ed.). IOP Publishing. ISBN 0-7503-0806-0.
  103. Harari, H. (1977). "Beyond charm". In Balian, R. ; Llewellyn-Smith, C.H. Weak and Electromagnetic Interactions at High Energy, Les Houches, France, Jul 5- Aug 14, 1976. Les Houches Summer School Proceedings. 29. North-Holland. p. 613.
  104. Harari H. (1977). "Three generations of quarks and leptons" (PDF). In E. van Goeler; Weinstein R. Proceedings of the XII Rencontre de Moriond. p. 170. SLAC-PUB-1974.
  105. "Experiment confirms famous physics model" (Press release). MIT News Office. 18 April 2007.
  106. "Thermal history of the Universe and early growth of density fluctuations" (PDF). Guinevere Kauffmann. Max Planck Institute for Astrophysics. Retrieved 2016-01-06.
  107. «Cosmic Evolution - Particulate». www.cfa.harvard.edu. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۱.
  108. «Timeline of the Big Bang - The Big Bang and the Big Crunch - The Physics of the Universe». www.physicsoftheuniverse.com. دریافت‌شده در ۲۰۱۶-۱۲-۱۱.
  109. Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (1998-01-01). Introductory Astronomy & Astrophysics. Saunders College Pub. ISBN 9780030062285.
  110. Raine & Thomas (2001, p. 12)
  111. Raine & Thomas (2001, p. 66)
  112. Zeilik, Michael; Gregory, Stephen A. (1998). "25-2". Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.). Saunders College Publishing. ISBN 0030062284.
  113. Friedmann A. (1922). "Über die Krümmung des Raumes" (PDF). Zeitschrift für Physik. 10 (1): 377–386. Bibcode:1922ZPhy...10..377F. doi:10.1007/BF01332580.
  114. "Cosmic Detectives". The European Space Agency (ESA). 2013-04-02. Retrieved 2013-04-15.
  115. Raine & Thomas (2001, pp. 122–123)
  116. Raine & Thomas (2001, p. 70)
  117. Munitz MK (1959). "One Universe or Many?". Journal of the History of Ideas. 12 (2): 231–255. doi:10.2307/2707516. JSTOR 2707516.
  118. Ellis، George F.R. (۲۰۰۴). U. Kirchner, W.R. Stoeger. «Multiverses and physical cosmology». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ۳۴۷ (۳): ۹۲۱–۹۳۶. arXiv:astro-ph/0305292. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07261.x. بیبکد:2004MNRAS.347..921E.
  119. Munitz MK (۱۹۵۹). «One Universe or Many?». Journal of the History of Ideas. ۱۲ (۲): ۲۳۱–۲۵۵. doi:10.2307/2707516. جی‌استور ۲۷۰۷۵۱۶.
  120. Misner, Thorne and Wheeler, p. 753.
  121. Linde A. (۱۹۸۶). «Eternal chaotic inflation». Mod. Phys. Lett. (۲): ۸۱–۸۵. doi:10.1142/S0217732386000129. بیبکد:1986MPLA....1...81L.
    Linde A. (۱۹۸۶). «Eternally existing self-reproducing chaotic inflationary Universe» (PDF). Phys. Lett. B۱۷۵ (۴): ۳۹۵–۴۰۰. doi:10.1016/0370-2693(86)90611-8. بیبکد:1986PhLB..175..395L. دریافت‌شده در ۲۰۱۱-۰۳-۱۷.
  122. Mark Isaak (ed.) (2005). "CI301: The Anthropic Principle". Index to Creationist Claims. TalkOrigins Archive. Retrieved 2007-10-31.
  123. (Henry Gravrand, "La civilisation Sereer -Pangool") [in] دانشگاه گوته فرانکفورت، Frobenius-Institut, Deutsche Gesellschaft für Kulturmorphologie, Frobenius Gesellschaft, "Paideuma: Mitteilungen zur Kulturkunde, Volumes 43–44", F. Steiner (1997), pp. 144–5, ISBN 3-515-02842-0
  124. فرهنگ اساطیر، محمد جعفر یاحقی، ص ۲۲۵
  125. ویل دورانت، Our Oriental Heritage:
    «دو سیستم تفکر هندو نظریه‌های فیزیکی مشابه یونان باستان ارائه می‌دهند. کانادا، بنیانگذار فلسفه وایششیکا، بر این گمان بود که جهان از اتمهایی تشکیل شده که گونه‌های آن به تعداد گونه‌های عناصر هستند. آیین جین بیش از همه نزدیک به [نظریات] دموکریتوس است زیرا می‌آموزد که تمامی اتم‌ها از یک گونه هستند و به‌وسیلهٔ حالت‌های مختلف ترکیب‌شدن، آثار گوناگون ایجاد می‌کنند. کانادا باور داشت نور و گرما گونه‌های مختلفی از یک ماده هستند، اودایانا می‌آموخت که کل گرما از خورشید می‌آید، و واچاسپاتی، همانند نیوتن نور را به صورت ذره‌های بسیار کوچکی تفسیر می‌نمود که از مواد منتشر می‌شوند به چشم برخورد می‌کنند.»
  126. Stcherbatsky, F. Th. (1930, 1962), Buddhist Logic, Volume 1, p. 19, Dover, New York:
    «بودایی‌ها کلاً وجود ماده مادی را رد کردند. حرکت برای آن‌ها از لحظه‌ها تشکیل می‌شود، حرکت بریده-بریده‌است، برق‌های لحظه‌ای جریانی از انرژی…، به گفته بودیست‌ها "همه‌چیز ناپایدار است"، …، زیرا هیچ چیزی وجود ندارد… هر دو سیستم [سانکیها، و بعدها بودیسم هندی] درارای این گرایش مشترک‌اند که تحلیل وجود را تا ریزترین ذرات آن پیش ببرند، آخرین عناصری که به عنوان کیفیت‌های مطلق تصور می‌شوند، یا چیزهای که تنها یک کیفیت یکتا دارند. این چیزها در هر دو سیستم «کیفیت» (گونا-دارما) نامیده می‌شوند و به‌معنی کیفیت‌های مطلق هستند، نوعی انرژی‌های اتمی یا درون-اتمی که چیزهای تجربی از آن‌ها تشکیل شده‌اند؛ بنابراین هر دو سیستم در انکار واقعیت عینی ماده یا کیفیت و رابطه‌ای که آن‌ها را به هم می‌پیوندد، هم‌نظرند. در فلسفه سانکهیا کیفیت‌ها وجود مستقل ندارند. آنچه ما کیفیت می‌نامیم چیزی جز یک تجلی خاص از یک موجودیت ظریف نیست. هر واحد جدیدی از کیفیت متناظر با یک کوانتوم از ماده‌ای است که کیفیت گونا نامیده می‌شود، اما نمایاننده یک موجودیت ذاتی ظریف است. همین در مورد بودیسم اولیه نیز صادق است که تمامی کیفیت‌ها ذاتی، ویا به بیان دقیقتر موجودیت‌های پویایی هستند، هرچند که با نام دارما (کیفیت) نیز شناخته می‌شوند.»
  127. Craig، William Lane (ژوئن ۱۹۷۹). «Whitrow and Popper on the Impossibility of an Infinite Past». The British Journal for the Philosophy of Science. ۳۰ (۲): ۱۷۰–۱۶۵ (۶–۱۶۵). doi:10.1093/bjps/30.2.165.
  128. Boyer, C. (1968) A History of Mathematics. Wiley, p. 54.
  129. Neugebauer, Otto E. (۱۹۴۵). «The History of Ancient Astronomy Problems and Methods». Journal of Near Eastern Studies. ۴ (۱): ۱–۳۸. doi:10.1086/370729. جی‌استور ۵۹۵۱۶۸. سلوکوس کلده‌ای از سلوکیه
  130. Sarton, George (۱۹۵۵). «Chaldaean Astronomy of the Last Three Centuries B. C». Journal of the American Oriental Society. ۷۵ (۳): ۱۶۶–۱۷۳ (۱۶۹). doi:10.2307/595168. جی‌استور ۵۹۵۱۶۸. نظریه خورشید-مرکزی که توسط آریستارخوس ساموسی ابداع شد، یک قرن بعد هنوز توسط سلوکوس بابلی دفاع می‌شد
  131. William P. D. Wightman (1951, 1953), The Growth of Scientific Ideas, Yale University Press p. 38, where Wightman calls him Seleukos the Chaldean.
  132. Lucio Russo, Flussi e riflussi, Feltrinelli, Milano, 2003, ISBN 88-07-10349-4.
  133. Bartel, p. 527
  134. Bartel, pp. 527–9
  135. Bartel, pp. 529–34
  136. Bartel, pp. 534–7
  137. Nasr، Seyyed H. (1st edition in 1964, 2nd edition in 1993). An Introduction to Islamic Cosmological Doctrines (ویراست ۲nd). 1st edition by Harvard University Press, 2nd edition by State University of New York Press. ص. ۱۳۵–۶. شابک ۰-۷۹۱۴-۱۵۱۵-۵. تاریخ وارد شده در |تاریخ= را بررسی کنید (کمک)
  138. Misner, Thorne and Wheeler, p. 754.
  139. Misner, Thorne and Wheeler, p. 755–756.
  140. Misner, Thorne and Wheeler, p. 756.
  141. de Cheseaux JPL (۱۷۴۴). Traité de la Comète. Lausanne. ص. ۲۲۳ff.. Reprinted as Appendix II in Dickson FP (۱۹۶۹). The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought. Cambridge, MA: M.I.T. Press. شابک ۹۷۸-۰-۲۶۲-۵۴۰۰۳-۲.
  142. Olbers HWM (۱۸۲۶). «Unknown عنوان». Bode's Jahrbuch. ۱۱۱.. Reprinted as Appendix I in Dickson FP (۱۹۶۹). The Bowl of Night: The Physical Universe and Scientific Thought. Cambridge, MA: M.I.T. Press. شابک ۹۷۸-۰-۲۶۲-۵۴۰۰۳-۲.
  143. Jeans، J. H. (۱۹۰۲). «The Stability of a Spherical Nebula» (PDF). Philosophical Transactions of the Royal Society A. ۱۹۹ (۳۱۲–۳۲۰): ۱–۵۳. doi:10.1098/rsta.1902.0012. بیبکد:1902RSPTA.199....1J. جی‌استور ۹۰۸۴۵. دریافت‌شده در ۲۰۱۱-۰۳-۱۷.
  144. Misner, Thorne and Wheeler, p. 757.
  145. Einstein، A (۱۹۱۷). «Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie». Preussische Akademie der Wissenschaften, Sitzungsberichte. ۱۹۱۷. (part ۱): ۱۴۲–۱۵۲.

قانون کائنات

در ویکی‌انبار پرونده‌هایی دربارهٔ گیتی موجود است.
This article is issued from Wikipedia. The text is licensed under Creative Commons - Attribution - Sharealike. Additional terms may apply for the media files.