[ویدئو] 20 سال آینده با فرانسوا کومب 2021 سال 20 سال آینده است! در این مناسبت بزرگ، از حامیان مالی خود خواستیم تا نظرات خود را در مورد این موضوع بیان کنند… فرانسوا کومب به طور مشخص خود را به این تمرین وام داد و تحلیل اخترفیزیک خود را در مورد گذشته و همچنین در مورد 20 سال آینده به ما ارائه می دهد.
در سال‌های اخیر، تفاوت‌هایی بین تعیین پارامترها و پدیده‌های کیهان‌شناختی ناشی از تحلیل‌های بسیار محکم تشعشعات فسیلی که توسط مأموریت پلانک مجاز است و برخی از تعیین‌های دیگر در مورد، به عنوان مثال، شتاب انبساط کیهان یا ساختارهای بزرگ آن ظاهر شده است. مانند خوشه های کهکشانی. شاید برخی از این تنش‌ها بین تعیین‌ها نشانه فیزیک جدید باشد. با این حال، به نظر می‌رسد تحلیل‌های اخیر دو اخترفیزیکدان فرانسوی، آلن بلانچارد و همکارش استفان ایلیچ، تعارضات مربوط به خوشه‌ها را کاهش می‌دهد و حداقل تأیید جدیدی از مدل استاندارد کیهان‌شناسی ارائه می‌دهد.
در اوایل قرن بیست و یکم، به ویژه با داده های ارائه شده توسط ماهواره WMAP و هابل که در آن کمپین های رصدی Sloan Digital Sky Survey (به معنای واقعی کلمه Statement Digital Sloan Sky)، به اختصار SDSS ارائه می شود، کیهان شناسی وارد عصر دقت شد. تا همین چند سال پیش، می‌توان از مدل تطابق به عنوان مترادف مدل ΛCDM در کیهان‌شناسی صحبت کرد. این بدان معناست که تمام اندازه‌گیری‌هایی که با استفاده از پدیده‌ها و ابزارهای مختلف در طول‌موج‌های بسیار متفاوت انجام شده‌اند ، نتایج ثابتی را با توجه به سن، محتوای مواد و هندسه کیهان قابل مشاهده ارائه می‌کنند. آنها یک مدل کیهانی استاندارد را تأیید کردند که یکی از پیشگامان آن کسی نیست جز برنده جایزه نوبل فیزیک، جیمز پیبلز .
به یاد بیاورید که طبق این مدل، جهان قابل مشاهده از حدود 4 درصد ماده معمولی، 23 درصد ماده تاریک و 73 درصد انرژی تاریک تشکیل شده است . حدود 13.8 میلیارد سال سن خواهد داشت و هندسه فضایی آن تقریباً مسطح و حتی به شدت مسطح خواهد بود، که لزوماً به این معنی نیست که بی نهایت خواهد بود زیرا توپولوژی آن می تواند مانند یک چنبره سه بعدی باشد. برخلاف سطح یک کره، قضایای هندسه اشکال، که می توان روی سطح چنین توری ترسیم کرد، با هندسه اقلیدسی مطابقت دارد.
مشخص است که در حل معادلات نسبیت عام انیشتین اصطلاحاتی وجود دارد که در کیهان شناسی به گونه ای ظاهر می شود که گویی ماده تاریکی وجود دارد که از ذرات ناشناخته تشکیل شده است و شتاب قابل مشاهده کیهان که می تواند توسط یک انرژی تاریک تولید شود که منجر به اثر گرانشی دافعه اما، هیچ کس واقعاً در این مورد مطمئن نیست و ما هنوز نمی دانیم، با وجود مدل های زیادی که برای توضیح این اصطلاحات معرفی شده اند، ماهیت ماده تاریک و انرژی تاریک چیست.
با این حال، در سال های اخیر، ما در نهایت کشف اختلاف بین اندازه گیری های مربوط به جنبه های مختلف مدل کیهان شناختی استاندارد استنباط از مشاهدات ماهواره پلانک در مورد تابش فسیلی و این جنبه همان استنباط از مطالعه ابرنواخترها و یا خوشه های کهکشانی .
برای حدود 13.8 میلیارد سال، جهان از تکامل متوقف نشده است. برخلاف آنچه که چشمان ما هنگام تأمل در آسمان به ما می گویند، چیزی که آن را تشکیل می دهد، ثابت نیست. فیزیکدانان در سنین مختلف جهان مشاهداتی دارند و شبیه سازی هایی را انجام می دهند که در آن شکل گیری و تکامل آن را دوباره پخش می کنند. به نظر می رسد که ماده تاریک از ابتدای پیدایش کیهان تا زمان شکل گیری ساختارهای بزرگی که امروزه مشاهده می شود، نقش مهمی داشته است. © CEA Research
این مشکلات در چندین مقاله Futura در سالهای اخیر، همراه با مصاحبه ها و نظرات، مورد توجه قرار گرفته است که اخیراً توسط فرانسوا کومب برای 20 سال آینده و قبل از آن توسط آلن بلانچارد، استاد دانشگاه تولوز III-Paul. Sabatier (فرانسه)، محقق در Irap (موسسه تحقیقات اخترفیزیک و سیاره شناسی) و نویسنده مشترک چند سال پیش، با فرانسوا کومب، پاتریک بوسه و آلن مازور ، رساله ای در مورد کیهان شناسی و فیزیک کهکشانی (کهکشان ها و کیهان شناسی ) برای دانشجویان کارشناسی ارشد در اخترفیزیک، نسخه هایی از ترجمه انگلیسی آن هنوز برای خرید در وب موجود است.
در مقاله منتشر شده برای سرمقاله Françoise Combes ، Futura توضیح داد که به موضوعی می پردازد که برای چندین سال برنامه ریزی شده بود به طور طولانی افشا شود، یعنی شکاف بین تعیین شتاب گسترش کیهان قابل مشاهده استنتاج شده از اندازه گیری های پلانک و ابرنواخترها همانطور که در یک بیانیه مطبوعاتی اخیر از دانشگاه تولوز III-Paul Sabatier توضیح داده شد، اختلاف بین مقادیر به دست آمده بین 5 تا 10٪ است که در اصطلاح دانشمندان به تغییر تقریباً 5 سیگما تبدیل می شود. . از نظر فنی کمتر، این بدان معناست که احتمال سوگیری آماری در اندازه‌گیری‌ها حدود 0.000057٪ است. بوزون بروت-انگلرت-هیگز در این سطح از شواهد اثبات شده است. اما سوگیری در روش های اندازه گیری هنوز در کیهان شناسی امکان پذیر است.
همانطور که بیانیه مطبوعاتی همیشه توضیح می دهد، اختلاف نظر دوم نیز بین 5 تا 10 درصد وجود دارد. این مربوط به دامنه تغییرات در چگالی ماده است که توسط پلانک با دقت 1 تا 2 درصد در زمانی که کیهان 380000 سال قدمت داشت و مربوط به ساختار مقیاس بزرگ ماده با کهکشان ها و خوشه های کهکشانی است که در رشته ها و رشته ها گروه بندی شده اند. همانطور که با مشاهده اثرات عدسی های گرانشی در کیهان در چند میلیارد سال گذشته استنباط می شود. دوره ای که طی آن شتاب انبساط این کیهان را نیز مشاهده می کنیم.
بیایید روشن کنیم که چیست. تشعشعات فسیلی دارای نوسانات کوچکی در دما هستند که نشان دهنده نوسانات چگالی ماده تاریک است. متراکم ترین نواحی از نظر گرانشی سریعتر از چگالی بیش از حد ماده معمولی فرو می ریزند و بنابراین در واقع با خدمت به عنوان دانه برای تولد کهکشان ها و ساختارهای بزرگ آن را جذب می کنند. در طول میلیاردها سال اول جهان قابل مشاهده، این پدیده را می توان در یک رژیم به اصطلاح خطی توصیف کرد، اما بعداً با غیرخطی شدن ظاهر می شود. به همین دلیل است که برای درک ظاهر و تکامل ساختارهای بزرگ از شبیه‌سازی‌های عددی استفاده می‌شود ( برای آشنایی عالی با نظریه نسبیت و کیهان‌شناسی که این امکان را فراهم می‌آورد، می‌توان به دو اثر جایانت نارلیکار مراجعه کرد که تاریخ کمی دارند. جنبه های معین، اما به طور قابل ملاحظه ای شهودی، ساده و موثر در حالی که به مرزهای دانش فعلی منتهی می شود).
کنفرانسی که در 10 مارس 2020 توسط آلن بلانچارد، محقق موسسه تحقیقات اخترفیزیک و سیاره شناسی به عنوان بخشی از سمینارهای اصلی رصدخانه پیرنه میانه برگزار شد. © رصدخانه میدی پیرنه
بنابراین، در تئوری، می‌توانیم ساختارهای فعلی را از ساختارهای موجود در محل کمتر از یک میلیون سال پس از انفجار بزرگ پیش‌بینی کنیم. با این حال، به نظر می رسد یک مشکل – درست همانطور که آلن بلانچارد در مقاله قبلی زیر برای ما توضیح داد – بین پیش بینی های انجام شده توسط پلانک در مورد جمعیت خوشه های کهکشانی و آنچه ما در مورد موضوع آنها در جهان اخیر مشاهده می کنیم وجود دارد. تعداد خوشه ها بین دو تا چهار برابر کمتر از حد پیش بینی شده است، که طبق بیانیه مطبوعاتی دانشگاه تولوز می توان توضیح داد، اگر دامنه تغییرات در چگالی ماده حدود 10 درصد متفاوت بود. باز هم اختلاف نظر از 5 سیگما.
امروز، آلن بلانچارد، هنوز در همراهی با همکارش استفان ایلیچ، که اکنون در لرما (آزمایشگاه مطالعات تشعشع و ماده در اخترفیزیک و جو ) مستقر است، در مورد این "تنش ها" بین اندازه گیری های مربوط به مدل استاندارد ، به طور دقیق تر با خوشه هایی بحث می کند. کهکشان ها و دامنه نوسانات چگالی ماده در مقاله ای با دسترسی آزاد در arXiv و اکنون در مجله مشهور Astronomy & Astrophysics منتشر شده است، همانطور که در بیانیه مطبوعاتی دانشگاه تولوز توضیح داده شده است .
این دو اخترفیزیکدان از روش جدیدی برای تجزیه و تحلیل آخرین داده های ارائه شده توسط مطالعه نوسانات صوتی باریون ها به عنوان بخشی از کمپین تحقیقاتی بررسی طیف سنجی نوسانات باریون گسترده (eBOSS) با ترکیب آنها با داده های پلانک استفاده کردند، اما در ابتدا دامنه باریون ها را ثابت نکردند. نوسانات ماده و بدون استفاده از عدسی های گرانشی. این برای کاهش تعداد مفروضات و سوگیری های احتمالی ناشی از آن فرضیات برای تصمیم گیری بود.
نتیجه نهایی تنش‌های بین تعیین‌های مختلف این دامنه را از بین برده است و از این ایده پشتیبانی می‌کند که خوشه‌های کهکشانی واقعاً عظیم‌تر از یک تصور هستند، همانطور که قبلاً آلن بلانچارد و همکارانش توضیح دادند.
ما باید در مورد تعیین این جرم ها با تلسکوپ های اقلیدس و ورا سی. رابین، میراث مکان و زمان ( OHSA ) بیشتر بیاموزیم. در این میان، مدل استاندارد کیهان‌شناسی از آن به شدت تقویت شده است، زیرا به نظر می‌رسد تنشی مربوط به مشاهدات ویژگی‌های کیهان قابل مشاهده با قدمت چند میلیارد سال پیش از بین رفته و تنشی دیگر در راه است.
نوسانات آکوستیک باریونی (به انگلیسی BAO به نوسانات صوتی باریون) در جهان اولیه امواج صوتی هستند که سپس در کیهان اولیه به صورت امواج در یک حوض منتشر می شوند. آنها آثاری در نوسانات دمایی تابش بر جای گذاشتند که نوسانات چگالی را منعکس می کرد. این نوسانات تکامل یافته اند تا دیوارها و حفره هایی را که امروزه در توزیع کهکشان ها مشاهده می شود، تشکیل دهند. تصویر هنرمند، در بالا، ردپای BAO ها را در تشعشعات فسیلی و توزیع کهکشان ها در خوشه ها نشان می دهد. © کریس بلیک و سام مورفیلد
برخی توضیحات در مورد نوسانات صوتی باریون ها (BAO برای نوسانات صوتی باریون، به زبان انگلیسی).
همه چیز در جهان اولیه قبل از ترکیب مجدد آغاز می شود، یعنی قبل از انتشار تشعشعات فسیلی حدود 380000 سال پس از "تولد" جهان قابل مشاهده. قبل از این نوترکیبی که منجر به تشکیل اتم‌های خنثی می‌شود ، جهان پلاسمای داغی از پروتون‌ها ، الکترون‌ها، فوتون‌ها و نوترینوها است که مناطق متراکم‌تری حاوی ماده تاریک را احاطه کرده است. این مناطق به صورت گرانشی باریون ها را جذب می کنند، اما جفت شدن بین ماده معمولی و نور باعث ایجاد فشاری می شود که با فروپاشی باریون ها مخالفت می کند. بنابراین، پلاسمای ماده معمولی راضی به نوسان با امواج کروی چگالی در اطراف مناطق دارای چگالی بیش از حد ماده تاریک است. بنابراین ماده معمولی تمایل دارد روی پوسته های کروی متمرکز شود. اگر تصویر سنگ‌های کوچک پرتاب شده در حوض را بگیریم، امواج سطحی هم‌مرکز همپوشانی، نمایش خوبی از امواج کروی موجود در کیهان قابل مشاهده آن زمان را به دست می‌دهند، اگرچه در این حوض امواج در حال حرکت هستند و نه امواج ایستاده.
در زمان بازترکیب، فشار فوتون ها و در نتیجه نوسانات صوتی باریون ها نیز از بین می رود. سپس یک طول مشخصه در اندازه پوسته های کروی مواد در این زمان وجود دارد. ردپای این پدیده بعداً در گروه‌بندی کهکشان‌های کیهان یافت می‌شود. با تجزیه و تحلیل این گروه‌بندی‌ها در تاریخ معینی در تاریخ کیهان، هم می‌توانیم مقیاس فاصله فسیلی مشخصه نوسانات صوتی باریون‌ها را اندازه‌گیری کنیم و هم اندازه ظاهری آن را اندازه‌گیری کنیم.
از دهه 2000، اعضای همکاری Sloan Digital Sky Survey (SDSS) از یک تلسکوپ نوری با قطر 2.5 متر در رصدخانه آپاچی پوینت در ایالات متحده برای نقشه برداری کهکشان های توزیع در اطراف کهکشان راه شیری و اندازه گیری تغییرات طیفی مرتبط استفاده کرده اند. . در سال 2008، چهار کمپین مشاهده جدید با SDSS-III راه اندازی شد. یکی از آنها بررسی طیف‌سنجی نوسان باریون (Boss) نامیده می‌شود و برای اندازه‌گیری و مشخص کردن دقیق استاندارد طول موجود در نوسانات صوتی باریون‌ها و همچنین مرتبط کردن اندازه ظاهری آن به طیف‌های جبرانی در نظر گرفته شده است.
مطالعه BAO اطلاعات و محدودیت هایی را در مورد انرژی تاریک و هندسه کیهان قابل مشاهده ارائه می دهد.
آسمان شب ما که با چشم غیرمسلح نامرئی است، پر از صدها میلیارد کهکشان است که کیهان شناخته شده را پر کرده است. مانند ستارگان، این کهکشان‌ها صورت‌های فلکی را تشکیل می‌دهند – الگوهای پنهانی که طنین‌های ماده و نور را از زمانی بسیار قبل از شکل‌گیری کهکشان‌ها بازتاب می‌دهند. اینها نوسانات صوتی باریونها هستند که شاید کلید درک ماهیت انرژی تاریک را در درون خود نگه دارند. برای به دست آوردن ترجمه فرانسوی نسبتاً دقیق، روی مستطیل سفید در پایین سمت راست کلیک کنید. سپس باید زیرنویس انگلیسی ظاهر شود. سپس روی مهره سمت راست مستطیل، سپس روی «Subtitles» و در نهایت روی «Translate automatically» کلیک کنید. "فرانسوی" را انتخاب کنید. © PBS Space Time
مقاله توسط Laurent Sacco منتشر شده در 10/28/2015
فهرست خوشه های کهکشانی که به لطف مشاهدات پلانک تهیه شده است نشان می دهد که تعداد خوشه های کمتری در جهان قابل مشاهده نسبت به مدل استاندارد کیهان شناسی وجود دارد. برای توضیح این مشاهدات بدون زیر سوال بردن فراوانی ماده تاریک و انرژی، به نظر می رسد که لازم است فرض کنیم که خوشه ها پرجرم تر از یک تصور هستند. اما منشا این توده اضافی مبهم است …
دو سال پیش، در حالی که Futura-Sciences از آلن بلانچارد (Irap) در مورد مدل جدیدی از انرژی تاریک که او به تازگی با همکارانش Arnaud Dupays (LCAR) و Brahim Lamine (LKB) معرفی کرده بود، سؤال می کرد، کیهان شناس به کار قبلی خود بازگشته بود. در مورد فراوانی ماده تاریک در خوشه های کهکشانی. برای مدتی، قبل از اینکه نظرش را تغییر دهد، این باعث شده بود که او در مورد وجود انرژی تاریک شک کند. آلن بلانچارد به ما گفت: "من هنوز معتقدم که مشکلی در مورد خوشه های کهکشانی وجود دارد. علاوه بر این، اگر آخرین مشاهدات پلانک در مورد خوشه ها با استفاده از اثر Sunyaev-Zel'dovich واقعاً با وجود انرژی تاریک سازگار باشد، آنها همچنین تأیید می کنند که چیزی وجود دارد که ما به خوبی درک نمی کنیم .
این محقق با همکارانش استفان ایلیچ، از مرکز فیزیکی تئوریک، CPT (CNRS، دانشگاه ایکس مارسی، دانشگاه تولون) و ماریان دوسپیس، IAS (CNRS، دانشگاه پاریس-سود، Cnes)، اخیراً به این سؤال بازگشته است. مقاله ای که در arxiv سپرده شده است. برای درک کار کیهان شناسان، یکی باید یک اثر معروف کشف شده توسط دو کیهان شناسان بزرگ روسی، اولین بار می دانم به لحاظ نظری است: در پایان از 1960s، پس از آن در سال 1983 مشاهده Sunyaev-Zel'dovich (SZ) اثر.
یاکوف بوریسوویچ زلدویچ یکی از بزرگ‌ترین نام‌های فیزیک و کیهان‌شناسی قرن بیستم بود. مشارکت های او در زمینه های متنوعی مانند جذب و کاتالیز ، امواج ضربه ای، فیزیک هسته ای، فیزیک ذرات، اخترفیزیک، کیهان شناسی و نسبیت عام بی شمار است. استیون هاوکینگ در اولین سفرش به اتحاد جماهیر شوروی سابق به او اعتراف کرده بود: « قبل از ملاقات با تو، فکر می‌کردم که شما یک نویسنده جمعی هستید، مانند بورباکی ». در مورد رشید آلیویچ سونایف، که یکی از همکاران زلدوویچ بود، چند سال پیش جایزه معروف کرافورد به او تعلق گرفت.
سونایف و زلدوویچ دریافتند که یک گاز الکترونی داغ ، مانند بسیاری از موقعیت‌های اخترفیزیکی، باید فوتون‌های تشعشعات فسیلی را در معرض اثر کامپتون معکوس قرار دهد. این تابش دارای یک طیف جسم سیاه است که با یک رابطه دقیق بین فرکانس و شدت تابش مشخص می شود.
اثر Sunyaev-Zel'dovich بر تابش تابش پس‌زمینه منتشر در این نمودار نشان داده شده است که شدت آن ( شدت ) را به عنوان تابعی از فرکانس ( فرکانس ) و طول موج آن ( طول موج ) روی آبسیسا نشان می‌دهد. منحنی اولیه جسم سیاه تشعشعات فسیلی (خط چین) تحریف شده و به سمت فرکانس‌های بالا منتقل می‌شود تا شدت تابش پس‌زمینه منتشر در خطوط جامد را نشان دهد. © Annu. کشیش اختر. اخترفیزیک.
با انجام برخورد (اثر کامپتون) با الکترون‌های پرانرژی پلاسمای داغ، فوتون‌ها به انرژی‌های بالاتر منتقل می‌شوند که منجر به کمبود فوتون‌های کم انرژی در طیف تابش فسیلی و به‌طور همبسته، با بیش از حد فوتون می‌شود. انرژی های بالاتر بنابراین به نظر می رسد منحنی طیف جسم سیاه تابش پس زمینه پراکنده تحریف شده و به سمت فرکانس های بالا منتقل شده است، همانطور که در نمودار بالا نشان داده شده است.
در خوشه های کهکشانی گازی از الکترون های داغ وجود دارد که به دمای چند میلیون کلوین رسیده است . این گاز به وفور در میدان پرتو ایکس تابش می‌کند و تشخیص خوشه‌های کهکشانی را در مقیاس کیهانی، به ویژه توسط ماهواره‌هایی مانند Rosat، Chandra و XMM Newton ممکن می‌سازد. وجود آن امکان یافتن و حتی اندازه گیری یک جزء قوی از ماده تاریک را در یک خوشه ممکن می کند. بدون آن و گرانشی که ایجاد می کند، گاز ماده معمولی که خیلی داغ است، فرار می کرد.
ویدئویی در مورد ماموریت پلانک و تشعشعات فسیلی. © Planck HFI
اثر SZ در سطح خوشه های کهکشانی مشاهده شده است. می توان از آن برای مشاهده توزیع آنها در فواصل زیاد و ارزیابی پارامترهای کیهانی مختلف مانند ثابت هابل ، چگالی ماده در جهان قابل مشاهده و غیره استفاده کرد. ماهواره پلانک با توانایی خارق‌العاده‌اش در مشاهده و اندازه‌گیری تشعشعات فسیلی ، ابزاری ایده‌آل برای شناسایی خوشه‌های کهکشانی با تشخیص اثر SZ در این تابش است. این کاری است که او انجامش را ممکن ساخت. اعضای همکاری پلانک سرانجام در فوریه 2015 یک کاتالوگ چشمگیر حاوی 1653 نامزد برای عنوان خوشه های کهکشانی منتشر کردند که با اثر SZ برجسته شده بودند (به سایت Planck HFI مراجعه کنید ). این بزرگترین فهرست خوشه‌هایی است که تا به امروز توسط اثر سونایف-زلدوویچ شناسایی شده است و 1093 منبع قبلاً توسط مشاهدات مستقل دیگر تأیید شده‌اند.
مدل استاندارد کیهان شناسی که شامل نسبت های مشخصی از ماده تاریک و انرژی تاریک است، نمای کلی از شکل گیری خوشه های کهکشانی را ارائه می دهد. آنها از نوسانات چگالی اولیه قابل خواندن ناشی می شوند، به عنوان مثال، در تغییرات دمایی تشعشعات فسیلی. پس دانستن این نوسانات، ارزیابی نظری فراوانی خوشه های کهکشانی در جهان قابل مشاهده را به لطف مشاهدات پلانک ممکن می سازد. اندازه‌گیری‌های پلانک از طریق اثر SZ همچنین اندازه‌گیری این فراوانی و بررسی اینکه آیا مشاهدات به پیش‌بینی‌های مدل استاندارد پایبند هستند یا خیر، ممکن می‌سازد.
با کمال تعجب، تعداد خوشه ها در واقع 3 تا 4 برابر کمتر از آن چیزی است که نظریه پیش بینی می کند. برای حفظ مدل استاندارد و فراوانی ماده تاریک و انرژی تاریک آن، باید تشخیص داد که خوشه‌ها که در ساختارهای بزرگ‌تری گرد هم می‌آیند و رشته‌هایی را تشکیل می‌دهند، حدود 70 درصد جرم بیشتری دارند. با این حال، برای اکثر کیهان شناسان متخصص در مشاهده خوشه ها، این خیلی معتبر نیست (باز هم به سایت Planck HFI مراجعه کنید ).
آلن بلانچارد، ماریان دوسپیس و استفان ایلیچ با بررسی مجدد تخمین‌های توده‌های خوشه‌ها از تابش X که ساطع می‌کنند، با این مشکل مقابله کرده‌اند. مجدداً، مدل استاندارد می تواند با مشاهدات موافق باشد اگر فرض شود که خوشه ها 70٪ جرم بیشتری دارند. اما ممکن است این توافق در واقع فقط یک نما باشد. ایده‌های جدید و شاید حتی فیزیک جدید باید برای توضیح منسجم این مشاهدات، برای مثال با فرض وجود نوترینوهای عظیم، وارد شوند .
قبل از رسیدن به آنجا، ممکن است باید منتظر تخمین جدیدی از جرم خوشه ها باشیم که بسیار دقیق تر و قوی تر است. انتظار می رود که ماهواره آینده یسا، اقلیدس ، با استفاده از جنبه دیگری از میراث نسبیت عام انیشتین، امکان انجام چنین اندازه گیری هایی را فراهم کند: اثر عدسی گرانشی.
در هر صورت، وضعیت دقیقاً به شرح زیر است، همانطور که به Futura-Sciences آلن بلانچارد توضیح داده شد: "این یکی از نتایج نادر پلانک است که" سوالاتی را ایجاد می کند". یا جرم خوشه ها توسط ناظران به درستی تخمین زده شده است و سپس باید مدل استاندارد بررسی شود، مثلاً با افزودن نوترینوهای عظیم، یا جرم ها بزرگتر هستند و همه چیز خوب است. بنابراین در بین کیهان شناسان دو گرایش وجود دارد: کسانی که به تخمین های قبلی جرم خوشه اعتماد دارند و آماده تجدید نظر در مدل هستند (انتشار XX همکاری پلانک در سال 2013 تا حدودی با این روحیه است) و کسانی که به مدل استاندارد اعتقاد دارند و معتقدند که ما باید تخمین انبوه خوشه ها را مرور کنیم (که روح انتشارات Planck 2013 XVI است ) .
!
از ثبت نام شما سپاسگزاریم.
خوشحالم که شما را در میان خوانندگان ما قرار می دهم!
نظریه نسبیت عام امروز صد سال قدمت دارد

source

دیدگاهتان را بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد. بخش‌های موردنیاز علامت‌گذاری شده‌اند *