بیشتر ستاره شناسان امروزه برآنند که کیهان حدود ۱۴ میلیارد سال پیش در فرایند مه بانگ ( انفجار بزرگ ) زاده شده است. از آن زمان کیهان بسط یافته و فضا و زمان را نیز با خود گسترش داده است؛ و زمین هم بر اثر سرد شدن موادی که بر اثر انفجار جدا شدند به وجود آمده است. [ نیازمند منبع]
نمایشنامه های گوناگونی برای سرانجام کیهان متصور شده اند که سه صورت اصلی آن، گسترش دائمی، انقباض مجدد و تعادل نسبی است.
اگر انبساط به همین روند ادامه یابد سرانجام کیهان چیزی جز مه گسست و سرمای بزرگ نخواهد بود. در این حالت، کیهانی گسترده پر از سیاهچاله ها و ستارگان خاموش بر جای می ماند. اگر روند انبساط عالم بازایستاده و حرکت آن معکوس شود، کیهان با تمام کهکشان ها و ستارگانش بر خود فرو ریخته و مچاله می شود. در فرایند مه رمب، پایان عالم اَبَر سیاهچاله ای عظیم خواهد بود.
نمایشنامه آخری به توقف انبساط کیهان و بازایستادن آن منتهی می شود. اگر متغیرهای کیهانی دقیقاً متوازن باشند می توان از طرح فاجعهٔ کیهانی حذر کرد و اظهار داشت که کیهان برای مدت های مدیدی پابرجا می ماند و البته در پایان، هر چند در زمانی طولانی تر از سناریوی اول، تسلیم مه گسست خواهد شد.
سرانجام کیهان بسته به نتیجه کشمکش دو نیرو است: نیروی کششی رو به درون گرانشی و نیروی گسلی ناشی از انبساط جهان. به همین علت تلاش کیهان شناسان بر محاسبه بزرگی این دو نیرو متمرکز است. بزرگی نیروی گرانشی که باید با اثر انبساطی کیهان مقابله کند بسته به فراوانی اجرام درون کیهان دارد. هر جرمی دارای گرانش است و بر اجرام پیرامون خود نیروی گرانشی وارد می کند. هر چیزی که جرم بیشتری داشته باشد گرانش قوی تری نیز دارد. برای نمونه، گرانش زمین بر تمام نیروهای گرانشی اجرام خرد پیرامونی اش، برتری دارد. برای تعیین سرانجام کیهان لازم است که چگالی آن مورد محاسبه قرار گیرد.
در کیهانشناسی از نماد Ω ( اومگا، آخرین حرف الفبای یونانی، استعاره ای از انتها ) برای نمایش چگالی نسبی استفاده می کنند. مقدار ماده ای که برای کند کردن و توقف نهایی انبساط کیهان لازم است ( دارای چگالیِ نسبیِ بحرانی ) Ω=۱ دارد. اگر چگالی نسبی عالم دقیقاً این مقدار باشد در پایان کیهان به تدریج و آرام آرام متوقف می شود. با Ωای کوچک تر از یک، نهایت کیهان به مه گسست می انجامد و کیهان با Ωیِ بزرگ تر از یک نیز به مه رمب ختم می شود. بر این اساس، سرانجام عالم به مقدار چگالی آن بستگی دارد. شواهد موجود نشان می دهد که Ω از ۰/۳ کمتر نیست. اما باید آثار گرانشی ماده تاریک را نیز در نظر گرفت. مادهٔ تاریک به مقدار زیادی در کیهان وجود دارد و آثار گرانشی آن قابل بررسی است. میزان انبساط جهان همچنین تحت تأثیر نیروی انرژی تاریک قرار دارد و بدون شناخت آن، سرانجام قطعی کیهان نامعلوم خواهد بود.
این نوشته برگرفته از سایت ویکی پدیا می باشد، اگر نادرست یا توهین آمیز است، لطفا گزارش دهید: گزارش تخلفنمایشنامه های گوناگونی برای سرانجام کیهان متصور شده اند که سه صورت اصلی آن، گسترش دائمی، انقباض مجدد و تعادل نسبی است.
اگر انبساط به همین روند ادامه یابد سرانجام کیهان چیزی جز مه گسست و سرمای بزرگ نخواهد بود. در این حالت، کیهانی گسترده پر از سیاهچاله ها و ستارگان خاموش بر جای می ماند. اگر روند انبساط عالم بازایستاده و حرکت آن معکوس شود، کیهان با تمام کهکشان ها و ستارگانش بر خود فرو ریخته و مچاله می شود. در فرایند مه رمب، پایان عالم اَبَر سیاهچاله ای عظیم خواهد بود.
نمایشنامه آخری به توقف انبساط کیهان و بازایستادن آن منتهی می شود. اگر متغیرهای کیهانی دقیقاً متوازن باشند می توان از طرح فاجعهٔ کیهانی حذر کرد و اظهار داشت که کیهان برای مدت های مدیدی پابرجا می ماند و البته در پایان، هر چند در زمانی طولانی تر از سناریوی اول، تسلیم مه گسست خواهد شد.
سرانجام کیهان بسته به نتیجه کشمکش دو نیرو است: نیروی کششی رو به درون گرانشی و نیروی گسلی ناشی از انبساط جهان. به همین علت تلاش کیهان شناسان بر محاسبه بزرگی این دو نیرو متمرکز است. بزرگی نیروی گرانشی که باید با اثر انبساطی کیهان مقابله کند بسته به فراوانی اجرام درون کیهان دارد. هر جرمی دارای گرانش است و بر اجرام پیرامون خود نیروی گرانشی وارد می کند. هر چیزی که جرم بیشتری داشته باشد گرانش قوی تری نیز دارد. برای نمونه، گرانش زمین بر تمام نیروهای گرانشی اجرام خرد پیرامونی اش، برتری دارد. برای تعیین سرانجام کیهان لازم است که چگالی آن مورد محاسبه قرار گیرد.
در کیهانشناسی از نماد Ω ( اومگا، آخرین حرف الفبای یونانی، استعاره ای از انتها ) برای نمایش چگالی نسبی استفاده می کنند. مقدار ماده ای که برای کند کردن و توقف نهایی انبساط کیهان لازم است ( دارای چگالیِ نسبیِ بحرانی ) Ω=۱ دارد. اگر چگالی نسبی عالم دقیقاً این مقدار باشد در پایان کیهان به تدریج و آرام آرام متوقف می شود. با Ωای کوچک تر از یک، نهایت کیهان به مه گسست می انجامد و کیهان با Ωیِ بزرگ تر از یک نیز به مه رمب ختم می شود. بر این اساس، سرانجام عالم به مقدار چگالی آن بستگی دارد. شواهد موجود نشان می دهد که Ω از ۰/۳ کمتر نیست. اما باید آثار گرانشی ماده تاریک را نیز در نظر گرفت. مادهٔ تاریک به مقدار زیادی در کیهان وجود دارد و آثار گرانشی آن قابل بررسی است. میزان انبساط جهان همچنین تحت تأثیر نیروی انرژی تاریک قرار دارد و بدون شناخت آن، سرانجام قطعی کیهان نامعلوم خواهد بود.
wiki: سرانجام کیهان