Big Bang (انفجار بزرگ)

مِهبانگ یا انفجار بزرگ یک نظریه علمی است، و لحظه آغازین هستی را گویند که کل هستی (شامل زمان و هر سه بعد) از آن هنگام، بر طبق این نظریه، شروع شده‌است.

بر طبق این نظریه، جهان فعلی ما از ذره بسیار کوچک تر از کوچک‌ترین ذرات بنیادی بوجود آمد. البته علم فیزیک در آن لحظه وجود نداشت، و به این حالت تکینگی گویند. در واقع بر طبق این نظریه، از این تکینگی جهان منفجر شد و از این ذره همهٔ ذرات بنیادی به وجود آمدند و شروع کردند از مرکز آن دور شدن، که میلیاردها کهکشان و از جمله همین کهکشان راه شیری خودمان به وجود آمدند.

این انفجار باعث انبساط جهان به صورت بادکنکی می‌شود. البته نیروی دیگری که در این انبساط و کند شدن سرعت انبساط ان تأثیر دارد نیروی جاذبه‌است و خمیدگی‌های فضا زمان نسبیتی و در این صورت سه حالت متصور است

‍‌مقدمه پژوهش های انجام شده در سالهای پیش نشان می‌دهد که جهان افزون بر آنکه در حال بزرگ شدن است، این انبساط دارای شتاب نیز می‌باشد. یعنی همچنان که کهکشانها در حال دور شدن از یکدیگر هستند، افزون بر تندی (سرعت( دارای شتاب نیز می‌باشد . هنگامی که بحث انبساط جهان مطرح شد، برای توجیه آن باید یک نظریه منطقی و نو ارائه می‌شد تا بتواند بزرگ شدن جهان را توجیه کند. این نظریه باید توضیح می‌داد که بزرگ شدن جهان از کجا و چه زمانی آغاز شده است؟ برای توجیه بزرگ شدن جهان نظریه "مهبانگ" -(انفجار بزرگ-(( Big Bang) مطرح شد که بر پایهٔ آن جهان از انفجار یک تودهٔ فوق العاده متراکم و با حجم ناچیز آغاز شده است . پس از آنکه شتاب جهان مطرح شد، باید یک دلیل منطقی برای توجیه آن ارائه می‌شد. همچنانکه می دانید طبق قوانین فیزیک شتاب ناشی از اعمال نیرو یا انتقال انرژی صورت می‌گیرد. بنابراین باید نیرویی به جهان اعمال شود یا انرژی وجود داشته باشد تا بتواند شتاب جهان را توجیه کند. براین پایه بحث انرژی تاریک یا Dark Energy مطرح شد که هنوز سرچشمه و چرایی آن ناشناخته است. البته در این زمینه نظریه‌های گوناگونی مطرح شده است، اما هیچ کدام نتوانسته پاسخی پذیرفتنی به آن بدهد .

همه چیز در حال گردش است. زمین به گرد خورشید می چرخد و ماه به گرد زمین. زمین و همهٔ سیاره‌ها ی منظومه خورشیدی نیز به دور ستاره بزرگ خورشید می چرخند. منظومه خورشیدی ما که در یکی از بازوهای کهکشان راه شیری قرار دارد به گرد هسته مرکزی راه شیری می چرخد. کهکشان راه شیری در خوشه‌ای به نام گروه محلی قرار دارد. همگی کهکشان های گروه محلی نیز به دور مرکز گروه محلی می چرخند

از گرد هم آمدن گروه‌ها و خوشه‌های بسیاری همچون گروه محلی، مجموعه بسیار بزرگ تری به نام �ابر خوشه� تشکیل می‌شود. جهانی که ما در آن زندگی می کنیم از میلیون ها ابر خوشه تشکیل شده است. اکنون می خواهیم از زمین کوچکمان که در این جهان بزرگ، حتی به اندازه یک نقطه کوچک هم نیست بیرون رویم و به سوی نخستین لحظه‌های تشکیل کیهان برویم . بیش از 13 میلیارد سال پیش همهٔ انرژی های دنیا، یعنی همهٔ آن چیزی که هم اکنون وجود دارد به صورت اصلی ترین ماده تشکیل دهندهٔ انرژی در یک نقطه وجود داشت. (در طول مقاله واژه‌های کیهان و عالم به کار برده شده است که هر دو به یک معنا است. ) این نقطه با انفجاری بزرگ گسست و انرژی خود را به هر سو پخش کرد.

نظریهٔ مهبانگ (انفجار بزرگ)

شرح گام به گام تاریخ کیهان از دید نظریهٔ �مهبانگ�: آشکار است برای آگاهی از چگونگی نخستین ثانیه‌ها و یا بهتر بگوییم نخستین اجزای ثانیه‌های پس از انفجار آغازین نباید از ستاره شناسان پرسید بلکه در این مورد باید به فیزیکدان‌های متخصص در امر فیزیک ذره‌ای مراجعه کرد که در مورد تشعشعات و ماده در شرایط کاملا سخت و غیر عادی جستجو و تجربه می‌کنند. تاریخ کیهان معمولا به ۸ مقطع کاملا متفاوت و نا مساوی بخش می‌شود:

مرحله نخست (صفر تا۱۰ به توان ۴۳- ثانیه) این مساله هنوز برایمان کاملا روشن نیست که در این نخستین اجزای ثانیه‌ها چه چیزی تبدیل به گلوله آتشینی شد که کیهان باید بعدا از آن ایجاد گردد. هیچ معادله اندازه گیری برای دمای بسیار بالا و تصورناپذیری که در این زمان حاکم بود در دست نمی‌باشد.

مرحله دوم (از۱۰ به توان ۴۳- تا ۱۰ به توان ۳۲- ثانیه ( نخستین سنگ بناهای ماده مثلا کوارک‌ها و الکترون‌ها و پاد ذره‌های آنها از برخورد پرتوها با یکدیگر به وجود می‌آیند. بخشی از این سنگ بناها دوباره با یکدیگر برخورد می‌کنند و به صورت تشعشع فرو می‌پاشند. در لحظه‌های بسیار بسیار اولیه ذره‌های فرا سنگین - x نیز می‌توانسته‌اند به وجود آمده باشند. این ذره‌ها دارای این ویژگی هستند که هنگام فروپاشی ماده بیشتری نسبت به پاد ماده و مثلا کوارک‌های بیشتری نسبت به آنتی کوارک‌ها ایجاد می‌کنند. ذره‌های x که تنها در همان نخستین اجزای بسیار کوچک ثانیه‌ها وجود داشتند برای ما میراث مهمی به جا گذاردند که عبارت بود از : �افزونی ماده در برابر پاد ماده�

مرحله سوم (از۱۰ به توان ۳۲- ثانیه تا ۱۰ به توان ۶- ثانیه ( کیهان از مخلوطی از کوارک‌ها - لپتون‌ها - فوتون‌ها و ذره‌های دیگر تشکیل شده که متقابلا به ایجاد و نابودی یکدیگر مشغول بوده و همچنین خیلی سریع در حال از دست دادن دما هستند.

مرحله چهارم (از ۱۰ به توان ۶- ثانیه تا ۱۰ به توان ۳- ثانیه ( کمابیش همگی کوارک‌ها و پاد کوارک‌ها به صورت پرتو ذره‌ها به انرژی تبدیل می‌شوند. کوارک‌های جدید دیگر نمی‌توانند در دماهای رو به کاهش به وجود آیند ولی از آن جایی که کوارک‌های بیشتری نسبت به پاد کوارک‌ها وجود دارند برخی از کوارک‌ها برای خود جفتی پیدا نکرده و به صورت اضافه باقی می‌مانند. هر ۳ کوارک با یکدیگر یک پروتون با یک نوترون می‌سازند. سنگ بناهای هسته اتم‌های آینده اکنون ایجاد شده‌اند.

مرحله پنجم(از ۱۰ به توان ۳- ثانیه تا ۱۰۰ ثانیه ( الکترون‌ها و پاد الکترون‌ها در برخورد با یکدیگر به اشعه تبدیل می‌شوند. شماری از الکترون‌ها باقی می‌ماند زیرا که ماده بیشتری نسبت به پاد ماده وجود دارد. این الکترون‌ها بعدا مدارهای اتمی را می‌سازند.

مرحله ششم (از ۱۰۰ ثانیه تا ۳۰ دقیقه ( در دماهایی که امروزه می‌توان در مرکز ستارگان یافت نخستین هسته‌های اتم‌های سبک و به ویژه هسته‌های بسیار پایدار هلیم در اثر همجوشی هسته‌ای ساخته می‌شوند. هسته اتم‌های سنگین از قبیل اتم آهن یا کربن در این مرحله هنوز ایجاد نمی‌شوند. در آغاز آفرینش عملا تنها دو عنصر بنیادی که از همه سبکتر بودند وجود داشتند : هلیم و هیدروژن

مرحله هفتم (از ۳۰ دقیقه تا ۱ میلیون سال پس از آفرینش) پس از گذشت حدود ۳۰۰۰۰۰ سال گوی آتشین آنقدر دما از دست داده که هسته اتم‌ها و الکترون‌ها می‌توانند در دمایی در حدود ۳۰۰۰ درجه سانتی گراد به یکدیگر بپیوندند و بدون اینکه دوباره بی درنگ از هم بپاشند اتم‌ها را تشکیل دهند. در نتیجه آن مخلوط ذره‌ای که قبلا نا مرئی بود اکنون قابل دیدن می‌شود.

مرحله هشتم (از یک میلیون سال پس از آفرینش تا امروز ( از ابرهای هیدروژنی دستگاههای راه شیری، ستارگان و سیاره‌ها به وجود می‌آیند. در درون ستارگان هسته اتم‌های سنگین از قبیل اکسیژن و آهن تولید می‌شوند. که بعدها در انفجارهای ستاره‌ای آزاد می‌گردند و برای ساخت ستارگان و سیاره‌ها و زندگی جدید به کار می‌آیند.

مشاهده های اختر شناسی نشان می دهد که جهان ما از یک وضعیت
نخستین آغاز به انبساط نموده که در این و ضعیت نخستین همه ی ماده و
انرژی جهان در چگالی و دمای بسیار زیادی بوده است.
به طور کلی فیزیکدانان چیزی درباره ی آن چه پیش از مهبانگ رخ داده است نمی دانند هرچند که نسبیت
عمومی گونه ای از انحصار گرانشی را پیش بینی می کند. یک پی آمد منطقی "مهبانگ" آن است که شرایط جهان
در سال 1948 میلادی توانست George Gamow ، کنونی متفاوت از گذشته و آینده ی آن باشد. با این مدل
دست کم از نظر کیفی وجود ریز موج های زمینه ی کیهانی را پیشگویی کند . ریز موج های زمینه ی کیهانی (
در دهه ی 1960 کشف شد و نظریه ی مهبانگ را نسبت به رقی ب اصلی آن که نظریه ی "حالت پایا " ( CMB
است اعتبار بیشتری بخشید.
روند تاریخی نظریه ی "مهبانگ"
به طور مشاهداتی، تعیین شده بود که بیشتر سحابی های مارپیچی در حال دور شدن از زمین بودند ولی کسانی
که مشاهده ها را انجام می دادند از مفاهیم انتظام گیتی آگاهی نداشتند و نیز این که سحابی های فرض شده در
حقیقت کهکشان هایی بیرون از راه شیری خودمان هستند.
به طور مستقل معادله های George Lema�tre در سال 1927 میلادی، کشیککاتولیک بلژیکی
استنتاج کرد Albert Einstein را از معادله های نسبیت Friedmann-Lema�tre-Robertson-Walker
و بر پایه ی دور شدن سحابی های مارپیچی پیشنهاد کرد که جهان با انفجار یک ذره (اتم ) نخستین که بعد ها
"مهبانگ" نامیده شد آغاز شده است.
در سال 1929 ادوین هابل پایه های مشاهداتی را برای نظریه ی لماایترِه بنا نهاد. او کشف کرد که کهکشان ها
در هر سو نسبت به زمین با سرعت هایی که متناسب با فاصله یشان از زمین است در حال دور شدن هستند که امروزه
این واقعیت مشهور به قانون هابل است. هنگامی که اصل انتظام گیتی از دیدگاه فاصله های بس یار بزرگ بررسی
شود هیچ سو یا مکان ترجیحی یا مقدم برای گیتی ندارد. قانون هابل پیشنهاد کرد که جهان بر خلاف سناریوی
جهان ایستا و بی کرانی که انیشتین بنا نهاد در حال انبساط و بزرگ شدن است.
این نظر اجازه ی مطرح شدن دو امکان متضاد را داد . یکی نظریه ی "مهبانگ " لماایترِه بود که توسط
بود. در این Fred Hoyle پشتیبانی شد و گسترش یافت. امکان دیگر مدل "حالت پایا" ی George Gamow
مدل به طور کلی جهان همان است که در هر نقطه از زمان بوده است. گفتنی است که این هویل بود که نام نظریه ی
لماایترِه را به استناد ارجاع کنایه وار "این نظریه ی مهبانگ" در هنگام پخش خبر در 28 مارس 1949 توسط برنامه
پرآوازه کرد. هویل این اصطلاح کنایی را دوباره در برنامه های پخش خبر در BBC Third Programme ی
نام داشتند "The Nature of Things" اوایل سال 1950 میلادی به عنوان بخشی از پنج سخنرانی پیاپی که
چاپ می شد و این نخستین باری The Listener تکرار کرد. نوشتار هر سخنرانی یک هفته پس از پخش خبر در
بود که اصطلاح "مهبانگ" در یک رسانه ی نوشتاری ظاهر شد.
تا چندین سال، پشتیبانی از هر یک از این دو نظریه به گونه ای برابر تقسیم شده بود . پس از آن مدارك
مشاهداتی آغاز به پشتیبانی از نظریه ی "جهان ایجاد شده از وضعیت چگال و گرم " (= مهبانگ ) کردند . پس از
کشف تابش ریز موج های زمینه ی کیهانی در سال 1965 میلادی به این نظریه به عنوان بهترین نظریه ی اصل و سیر
تکامل کیهان نگریسته شد.
پیشرفت های بزرگ در کیهان شناسی مهبانگدر سال های پایانی دهه ی 1990 و سال های آغازین سده ی
بیست و یکم به عنوان پی آمدی از پیشرفت های عمده در فن آوری تلسکوپی و افزایش داده های دریافتی از
ایجاد شد . چنین داده هایی به کیهان WMAP تلسکوپ فضایی هابل و ،COBE ماهواره های بسیار زیاد مانند
شناسان اجازه داد تا بسیاری از مشخصه های مهبانگ را در سطح بالاتری از دقت محاسبه کنند، همچنین آنان را در
کشف غیرمنتظره ای که "انبساط شتاب دار کیهان" بود یاری نمود.
سرگذشت کلی کیهان
اندازه گیری توده های ریز موج ، I بر پایه ی اندازه گیری انبساط جهان با به کار گیری ابرنواختر های گونه ی
13.7 میلیارد سال برآورد � های زمینه ی کیهانی و اندازه گیری چگونگی ارتباط میان کهکشان ها، عمر جهان 0.2
لاندا سی دی ام) است ) ΛCDM شده است. همخوانی این سه اندازه گیری مستقل دلیل قوی مطرح شده برای مدل
که جزئیات درونمایه ی طبیعت کیهان را توضیح می دهد.
جهان آغازین پر بود از چگالی انرژی بسیار زیاد و باور نکردنی و نیز فشار و دمای بسیار بالا و پیوسته که
همسانگرد و یکجور بود. این گوی بسیار داغ، منبسط و سرد شد و به سوی گذارهای فاز پیش رفت که شبیه به میعان
گاز و یا یخ بستن آب هنگام سرد شدن بود ولی مرتبط با ذرات بنیادین.
10 ثانیه پس از آغاز، یک گذار فاز موجب شد که جهان رشدی بالا را در طی دوره ای با نام - کمابیش 35
"تورم کیهانی" تجربه کند. پس از آن که تورم از ادامه باز ایستاد، اجزای ماده ی سازنده ی جهان به شکل یک
همچنین شامل همه ی ذرات دیگر ) بود و ذرات سازنده به طور نسبی حرکت می کردند. هنگامی که جهان رشد تا این اندازه را ادامه داد دما افت کرد. در یک دمای معین، به وسیله ی یک گذار تا
کوارك ها و گلواُن ها ترکیب شدند و تبدیل به ذرات سنگین (باریون هایی ،baryogenesis کنون ناشناخته با نام
) مانند پروتون ها و نوترون ها، به گونه ای که بی تقارنی میان ماده و پادماده را در پی داشت، شدند . باز هم در
دماهای پایین تر گذارهای فاز، بی تقارنی بیشتری را در پی داشتند و قانون های فیزیکی و ذرات بنیادین را به شکل
کنونی آن ها درآوردند. پس از آن برخی از پروتون ها و نوترون ها ترکیب شدند تا دوتریوم ها و هلیوم نوکلئی
نامیده می شود ایجاد کنند . هنگامی که Big Bang nucleosynthesis های این جهان را در فرآیندی که
جهان سرد شد، رفته رفته ماده از حرکت نسبی باز ایستاد و چگالی انرژی جرم سکون آن از حالت پرتویی تبدیل به
چیرگی گرانشی شد. پس از حدود 300.000 سال، الکترون ها و پروتون ها در اتم ها (اغلب هیدروژن ) ترکیب
شدند؛ از این رو پرتو (تابش) از ماده جدا شد و بی هیچ ممانعتی در فضا به راهش ادامه داد. این پرتوی باستانی همان
"ریز موج زمینه ی کیهانی" است.
در زمان های بعد ناحیه های چگال تر، ماده های نزدیک را به شیوه ی گرانشی جذب کردند و بدین گونه حتی
چگال تر شدند و ابرهای گازی، کهکشان ها و ساختار های دیده شدنی جهان امروزی شکل گرفتند . جزئیات این
فرآیند به مقدار و گونه ی ماده ی جهان وابسته است. سه گونه ی ممکن با نام های "ماده ی تاریک سرد"، "ماده ی
(WMAP تاریک داغ" و "ماده ی باریونی" شناخته شده هستند. بهترین اندازه گیری های انجام شده ( توسط
نشان می دهد که شکل غالب ماده در جهان "ماده ی تاریک سرد" است. دو گونه ی دیگر کم تر از 20 % از ماده ی
جهان را تشکیل می دهند.
به نظر می رسد که جهان امروز به تسلط یک شکل رازآلود از انرژی با نام "انرژی تاریک " درآمده است .
کمابیش 70 % از انرژی جهان امروزی از این گونه ی انرژی است . این بخش از ساختمان جهان با ویژگی های
آشکار شده ی انبساط جهان شناسایی شده است. انرژی تاریک در این ساده ترین ساختارش، جایگاه یک عبارت
ثابت کیهان شناختی را در معادله های میدان نسبیت عمومی انیشتین برای خود می گیرد. گفتنی است نسبت اجزای
سازنده ی آن ناشناخته است و در حالت کلی تر جزئیات معادله ی حالت و ارتباط آن با مدل استاندارد فیزیک
ذرات، هم از نظر تئوری و هم مشاهداتی مورد بررسی قرار خواهد گرفت.
گنجانده شده اند که یک مدل ریاضی از مهبانگ با شش مشخصه ΛCDM همه ی این مشاهده ها در مدل
است. رازها هنگامی بسته تر به نظر می آیند که به آغاز نزدیک می شویم، یعنی زمانی که انرژی های ذره از آن چه
10 ثانیه - امروزه با آزمایش به دست می آید بسیار بیشتر بوده است. هم اکنون هیچ مدل فیزیکی قابل توجهی برای 33
ایجاب شد ( grade unification ) " ی آغازین جهان یعنی پیش از گذار فاز که توسط نظریه ی "وحدت کامل
نداریم. برای حل این مشکل به یک نظریه ی گرانش کوانتومی نیاز است . فهم این دوره از تاریخ جهان یکی از
بزرگ ترین مساله های حل نشده ی فیزیک است.
مهبانگ(بخش دوم)
در شماره ی پیشین به بررسی روند تار یخی نظریه ی مهبانگ و سرگذشت کلی ک یهان از دید این نظریه
پرداختیم. در این شماره به گونه ای گسترده تر به این معتبرترین نظریه ی چگونگی آفرینش می پردازیم.
زیربناهای نظری
موقعیتی که امروزه نظریه ی مهبانگ در آن جای دارد حاکی از وابستگی آن به سه فرض زیر است:
1. جهان شمولی قانون های فیزیکی
2. اصل انتظام گیتی
3. اصل کوپرنیک
هنگامی که فرض نخست گسترش یافت این نظرها به آسانی به عنوان بدیهیات گرفته شدند ولی امروزه تلاش
هایی برای آزمایش هر یک از آن ها انجام می شود. آزمون های جهان شمولی قانون های فیزیکی بیشترین انحراف
10 جهان تعیین کردند. همسانگردی جهان که اصل انتظام گ یتی را - ممکن ثابت ساختار ظریف را در هنگامه ی 5
10 آزموده شده است و جهانی که همگن بودن آن در بزرگ ترین مقیاس در سطح - تعریف می کند به سطحی از 5
%10 اندازه گیری شده است. تلاش هایی برای آزمودن قانون کوپرنیک با مشاهده ی بر هم کنش گروه های
تا دقت Sunyaev-Zel'dovich به واسطه ی اثر (CMB) کهکشانی و خوشه ها با ریز موج های زمینه ی کیهانی
%1 انجام می شود.
برای به طور بی ابهام اندازه گرفتن زمان در هر نقطه ای با عنوان Weyl نظریه ی مهبانگ از اصل موضوع
"زمان از هنگام مبدا تاریخ پلانک" استفاده می کند. اندازه گیری ها در این سامانه به دستگاه مختصات درخوری
نامیده می شوند و به زمان های درخوری که درآیه ی گسترش جهان را comoving که به اصطلاح فاصله های
حذف می کنند و پارامتری شده با مقیاس گذاری انتظام گیتی با توجه به اندازه گیری های فضا زمان هستند تکیه
و زمان های درخور به گونه ای تعریف شده اند که اشیای در حال جنبش با جریان comoving دارند. فاصله های
برقرار هستند و افق ذره یا محدودیت مشاهداتی جهان محلی با comoving انتظام گیتی همواره با همان فاصله ی
زمان درخور تنظیم می شود.
تا زمانی که بتوان جهان را با چنان دستگاه های مختصاتی توضیح داد، مهبانگ یک انفجار ماده به سوی بیرون
برای پر کردن یک جهان نخواهد بود؛ بلکه انبساط خودش فضا زمان است. این انبساط است که موجب می شود
فاصله ی میان هر دو نقطه ی ثابت در جهان ما افزایش یابد. شی هایی که مقید به هم هستند (برای نمونه با نیروی
گرانشی) با انبساط فضا زمان گسترش نمی یابند زیرا قانون های فیزیکی که آن ها را کنترل می کنند یکنواخت و
مستقل از انبساط متری فرض شده اند. افزون بر این، انبساط جهان با ابزاره ای سنجش محدود امروزی چنان
کوچک و ناچیز است که استقلال قانون های فیزیکی در انبساط جهان را نمی توان با روش های کنونی سنجید.
گواه مشاهداتی
در کل گفته می شود که نظریه ی مهبانگ کیهان شناسی را سه ستون مشاهداتی استوار ساخته اند:
که دامنه ی مشاهده ی آن گرایش به سرخ کهکشان هاست؛ Hubble-type expansion .1
2. اندازه گیری های موشکافانه ی ریز موج زمینه ی کیهانی
3. فراوانی عنصرهای سبک
افزون بر این ها، نقش همبستگی ساختار کیهان مشاهده شده در مقیاس بزرگ با نظریه ی مهبانگ استاندارد به
خوبی هماهنگ است.
قانون انبساط هابل
مشاهده ی کهکشان ها و اختروش ها (کوازار ها) ی دور نشان می دهد که این اشیا گرایش به سرخ دارند یعنی
نور گسیل شده از آن ها به طول موج های بلندتر منتقل شده است. این موضوع با گرفتن طیف بسامد آن اشیا و
سنجش آن ها با الگوی طیف سنجی خط های گسیلی یا خط های طیف جذبی مطابق با اتم های عنصرهای شیمیایی
که با آن نور اثر متقابل دارند اثبات شده است. بر پایه ی این موشکافی ها، یک گرایش به سرخ همانند انتقال دوپلر
برای پرتویی که اندازه گیری شده و با یک سرعت ذاتی تشریح شده باشد است . هنگامی که تندی های ذاتی
متقارن با فاصله ها برای اشیا مطرح شدند یک رابطه ی خطی شناخته شده با عنوان قانون هابل دیده می شود :
V = H0 d
که در آن
سرعت ذاتی کهکشان یا یک شی دور دیگر است، V
فاصله تا شی و d
71�4 اندازه گیری شده است. km/s/Mpc برابر با WMAP ثابت هابل است که توسط ردیاب H0
مشاهده ی قانون هابل دو تفسیر ممکن دارد. یکی از آن دو می گوید که ما در کانون گسترش کهکشان ها
هستیم، موقعیتی که ناهماهنگ با اصل کوپرنیک پذیرفته شده و مسلم است. تفسیر دوم می گوید که جهان در همه
جا یکنواخت گونه و به عنوان یک مشخصه ی یگانه از فضا زمان گسترش می یابد. این گونه ی انبساط جهانی به
خوبی در زمینه ی نسبیت عمومی با زبان ریاضی گسترش یافت پیش از آن که هابل مشاهده ها و موشکافی هایش راFriedmann-Lema�tre-Robertson- انجام دهد و آن چه ماند بنیاد نظریه ی مهبانگ بود که از سوی
گسترش یافت. Walker
تابش ریز موج های زمینه ی کیهانی
را که آمیخته ای از فوتون های گسیل (CMB) نظریه ی مهبانگ وجود تابش ریز موج های زمینه ی کیهانی
است پیش بینی کرد. از آن جایی که جهان آغازین در تعادل گرمایی بود، دمای baryogenesis شده در طول
تابش و پلاسما هم اندازه بودند تا این که پلاسما آمیخته شد. پیش از شکل گیری اتم ها، تابش در یک فرایند که
نام دارد، به طور پیوسته جذب و گسیل می شد: جهان آغازین برای آشکار کردن بسیار تیره Compton پراکندگی
بوده است. به هر روی، خنک شدن به دلیل گسترش جهان به دما اجازه داد تا زیر 3000 کلوین کاهش یابد، دمایی
که در آن الکترون ها و نوکلئی ها در هم آمیختند تا اتم ها را شکل دهند و پلاسمای بسیار کهن به یک گاز خنثی
دگرش یافت. این همان است که تجزیه ی فوتون نامیده می شود. یک جهان با تنها اتم های خنثی به تابش اجازه ی
سفری بی مزاحمت و گسترده می دهد.
از آن جا که جهان آغازین در تعادل گرمایی بود، تابش از این زمان گستره ی تابش یک جسم سیاه را داشت و
تا به امروز آزادانه در طول فضا در جنبش است و نیز در حال گرایش به سرخ به دلیل انبساط هابل. ا ین عامل، دمای
بالای گستره ی تابش جسم سیاه را کم می کند. این تابش باید در هر نقطه از جهان و از هر سو دیده شدنی باشد.
هنگام انجام شماری مشاهده های خطا یاب با Robert Wilson و Arno Penzias ، در سال 1964 میلادی
بود) تابش زمینه ی کیهانی را یافتند. یافته Bell به کار گیری یک گیرنده ی نوین ریز موج ها (که برای آزمایشگاه
به ارمغان آورد. � تابش دارای ویژگی های یکسان در هر سو CMB ی آن ها تاییدی استوار برای پیشگویی های
(همسانگرد) و سازگار با گستره ی تابش جسم سیاه 3 کلوین شناخته شد. � بنابراین، کفه ی ترازو به سود مهبانگ
جایزه ی نوبل را برای یافته شان به دست Wilson و Penzias . سنگین تر شد و نظریه ی مهبانگ استوارتر گردید
آوردند.
را پرتاب کرد و نخستین یافته های (COBE) ناسا، در سال 1989 میلادی، ماهواره ی کاوشگر زمینه ی کیهانی
یک COBE . بودند ، CMB آن در سال 1990 میلادی منتشر شد که سازگار با پیشگویی های مهبانگ، با توجه به
در حدود یک بخش در 105 داد. در دهه ی CMB دمای پسماند 2.726 کلوین را یافت و حکم به همسانگرد بودن
بیش از پیش CMB 90 میلادی، با کمک شمار بسیاری از آزمایش های انجام شده در زمین، ناهمسانگردی های
بررسی شد و با کمک اندازه گیری مقدار زاویه ای نوعی ناهمسانگردی ها، جهان از نظر هندسی به گونه ای
کمابیش تخت نشان داده شد.
در آغاز سال 2003 میلادی، دست آورد های ماهواره ی ریز موج ویلکینسون
در آن زمان بیشترین مقدارهای دقیق برای برخی از مشخصه های انتظام گیتی بودند به انجام رسید . همچنین، این
ماهواره چندین مدل تورم کیهانی معین را رد کرد، ولی در کل دست آورد ها سازگار با نظریه ی تورم بودند.
فراوانی عنصرهای نخستین
با به کار گیری نظریه ی مهبانگ، امکان محاسبه ی فراوانی هلیوم 4، هلیوم 3، دوتریوم و لیتیوم 7 در جهان
نسبت به مقدار هیدروژن معمولی وجود دارد. همه ی فراوانی ها به یک مشخصه تکی بستگی دارند: نسبت فوتون ها
به باریون ها (ذرات سنگین). نسبت های پیش بینی شده، بر حسب جرم و نه تعداد، از این قرارند:
10- ت . 9 H 3 به He 10 برای - پ . 4 H 2 به H 10 برای - ب . 3 H 4 نسبت به He آ. 0.25 برای
H 7 به Li برای
فراوانی های اندازه گیری شده، همگی با آن هایی که از یک مقدار تکی از نسبت باریون به فوتون پیش بینی
4 یعنی عنصرهایی که برای عدم قطعیت های روش مند کم He 7 و Li شدند سازگارند. به نسبت، این سازش برای
تر دانسته شده اند، ناچیز است. این که نظریه ی مهبانگ تنها توضیح شناخته شده برای فراوانی های نسبی عنصرهای
سبک است، گواهی استوار بر درستی این نظریه است. به راستی، هیچ گواه روشنی بیرون از نظریه ی مهبانگ وجود
ندارد که، برای نمونه، جهان نورسته و جوان (یعنی پیش از شکل گیری ستاره ها، به گونه ای که با کمک مطالعه ی
تعیین شده است) باید هلیوم بیشتری از دوتریوم یا nucleosynthesis ماده ی به طور ذاتی تهی از فرآورده های
3 ، و در نسبت های ثابت داشته باشد. He دوتریوم بیشتری از
پراکندگی و فرضیه ی تکامل کهکشانی
گواهی استوار (Quasars) مشاهده های موشکافانه از ریخت شناسی و پراکندگی کهکشان ها و اختروش ها
برای مهبانگ به ارمغان آورده اند. آمیزه ای از مشاهده ها و نظریه پیشنهاد می کنند که در آغاز اختروش ها و
کهکشان ها در حدود یک میلیارد سال پس از مهبانگ شکل گرفتند و پس از آن زمان ساختارهای بزرگ تر
همچون خوشه ها و ابر خوشه های کهکشانی شکل می- گیرند. گروه های ستارگان پیر و بالیده می شوند، به گونه
ای که کهکشان های دور (آن هایی که مشاهده ی آن ها زمانی که در جهان آغازین بودند انجام شده است )
ناهمسان با کهکشان های نزدیک هستند (که در حالتی متاخرتر دیده می شوند). افزون بر این، کهکشان هایی که به
نسبت به تازگی شکل گرفتند به طور برجسته و آشکار متفاوت از کهکشان هایی هستند که در همان فاصله ها ولی
کمی پس از مهبانگ شکل گرفتند. این مشاهده ها شناسه هایی استوار در برابر مدل "حالت پایا " هستند . مشاهده
های پراکندگی (توزیع) شکل گیری ستاره ها، کهکشان ها، اختروش ها و نیز ساختارهای بزرگ تر با همانندسازی
های شکل گیری ساختار مهبانگ در جهان سازگارند و به بالانیدن بخش های جزئی تر این نظریه کمک می کنند.
ویژگی ها، پی آمدها و دشواری ها
چندین دشواری در سرتاسر تاریخ نظریه ی مهبانگ رخ می نمایند. امروزه، برخی از آن ها نکته های جالب
تاریخی هستند و در پی بهتر و کامل تر شدن نظریه یا به عنوان پی آمدی از مشاهده های بهتر برطرف شده اند . پی
و مساله ی "کهکشان کوتوله ی ماده ی تاریک سرد" هنگامی که "cuspy آمدهای دیگری، مانند "هاله ی نورانی
در پالایش نظریه از آنان نامی برده می شود خطری کشنده به شمار نمی آیند.
شمار کمی از هواداران کیهان شناسی های غیر استاندارد هستند که در این که در اصل مهبانگی بوده است یا نه
گمان مند هستند. آنان می گویند که چاره سازی های مساله های استاندارد در نظریه ی مهبانگ گرفتار بهسازی ها و
پیوست های موردی و نه دارای کاربرد عمومی می شوند. بیشتر خرده گیری ها از بخش هایی از کیهان شناسی
استاندارد که دربرگیرنده ی "ماده ی تاریک" ، "انرژی تاریک" و "تورم کیهانی" هستند انجام می شود . به هر
روی، تا هنگامی که توضیح ها برای این ترکیب ها در مرزهای پژوهش در فیزیک هستند همگی با کمک مشاهده
Ia مهبانگ، ریز موج زمینه ی کیهانی، ساختار مقیاس بزرگ و ابرنواخترهای گونه ی nucleosynthesis های
بررسی می شوند. (a (اول
نشانه های گرانشی این ترکیب ها به گونه ی نظری و مشاهداتی دانسته شده اند ولی هنوز با موفقیت با مدل
استاندارد فیزیک ذرات نیامیخته اند. گرچه برخی از نمودهای نظریه به طور ناکافی به کمک فیزیک ب نیادی شرح
داده شدند، کمابیش همه ی اخترشناسان و فیزیکدانان می پذیرند که سازشی نزدیک میان نظریه ی مهبانگ و
مشاهده ها، به گونه ای ناگسستنی بخش های بنیادین نظریه را استوار می سازند.
در زیر فهرست کوتاهی از چیستان ها و مساله های مهبانگ آورده شده است:
مساله ی کران (خط افق)
مساله ی خط افق پی آمدی است از این قضیه که "هیچ چیز و داده ای نمی تواند تندتر از نور پیش برود "، و از
این رو، دو ناحیه از فضا که دوری آن ها بزرگ تر است از "حاصل ضرب تندی نور و عمر جهان" نمی توانند در
مشاهده شده در این مورد گیج کننده است، (CMB) تماس علی (علتی) باشند. تکروندی ریز موج زمینه ی کیهانی
زیرا اندازه ی کران (افق) در این زمان برابر با حدود 2 درجه در آسمان است. اگر جهان همان تاریخ انبساط پس از
مبدا تاریخ پلانک را داشته باشد، هیچ سازوکاری نیست که موجب شود این ناحیه ها دمای یکسانی داشته باشند.
تجزیه و تحلیلی با کمک نظریه ی تورم برای این ناسازگاری ظاهری پیشنهاد شده است: یک میدان انرژی نرده
10 ثانیه پس از مبدا تاریخ پلانک بر جهان چیره می شود. در هنگام تورم، - ای (اسکالر) همسانگرد و همگن در 35
جهان دستخوش انبساط نمایی می شود و ناحیه ها، برای آن که در افق های دورتری از هم باشند، در تماس علی
گسترش می یابند. اصل عدم قطعیت هایزنبرگ پیش گویی می کند که در هنگام فاز تورم، افت و خیز های دمایی
که خواستار بزرگ کردن مقیاس کیهانی بوده اند می توانسته اند وجود داشته باشند. این افت و خیز ها دانه های همه
ی ساختار کنونی جهان را می پاشند. پس از تورم، جهان با توجه به قانون هابل گسترش می یابد، و ناحیه هایی که
را توضیح می CMB بیرون از تماس علی بودند به درون خط افق باز می گردند. این، تکروندی مشاهده شده ی
دهد. تورم پیش گویی می کند که آن افت و خیز های بسیار کهن کمابیش در مقیاس ثابت و گاوسی هستند که به
تایید شده اند. CMB طور دقیق با کمک اندازه گیری های
مساله ی تختی (همواری)
مساله ی تختی یک دشواری مشاهداتی است و پی آمدی است از بررسی دانش هندسه همراه با معیارهای
روی هم رفته، جهان می تواند سه گونه ی متفاوت . Friedmann-Lema�tre-Robertson-Walker سنجش
از هندسه را داشته باشد:
1. هندسه ی هذلولوی (هیپربولیک) 2. هندسه ی اقلیدسی 3. هندسه ی بیضوی
هندسه به کمک چگالی انرژی کل جهان تعیین شده است (هم چنانکه به کمک تانسور فشار - انرژی اندازه
گیری شد): هذلولوی پی آمدی است از چگالی کم تر از چگالی بحرانی، بیضوی پی آمدی از یک چگالی بزرگ
تر از چگالی بحرانی و اقلیدسی پی آمدی از به طور دقیق چگالی بحرانی. جهان نیاز دارد به این که چگالیش در گام
های آغازین آفرینش یک بخش از 105 چگالی بحرانی باشد. هر انحراف بزرگ تری مایه ی یک مرگ گرمایی یا
یک خرد شدن شگرف می شد و جهانی همچون جهان امروز هستی نمی یافت.
یک تجزیه و تحلیل ممکن برای این دشواری، این بار هم از سوی نظریه ی تورم، پیشنهاد شده است. در هنگام
دوره ی تورم، فضا زمان به چنان اندازه ای گسترش یافت که هر خمیدگی بازمانده ای که وابسته به آن بوده با درجه
ی دقت بالایی صاف شده است. از این رو، این که تورم جهان را به سوی تختی فضایی بیشتر پیش می برد، باور
بیشتر فیزیکدانان شده است.
تک قطبی های مغناطیسی
مساله ی تک قطبی مغناطیسی در سال های پایانی دهه ی 1970 میلادی پیش کشیده شد . نظریه های یگانگی
کامل، کاستی های نقطه ای را در فضا پیش گویی کردند که به عنوان تک قطبی های مغناطیسی با چگالی بسیار
بیشتر از آنچه با مشاهده ها سازگار بود باز می نمود . روشن است که جستجوها هرگز به یافتن تک قطبی ها
نیانجامید. این دشواری نیز به کمک تورم کیهانی از میان برداشته می شود؛ تورم همه ی کاستی های نقطه ای را به
همان روشی که هندسه را به تختی رهنمون شد حذف می کند.
بی تقارنی باریونی
هنوز آشکار نشده است که چرا جهان ماده ی بیشتری نسبت به پادماده دارد. روی هم رفته، این گونه پنداشته
می شود که آن هنگام که جهان بسیار داغ و جوان بود، از نظر آماری بیشترین تعادل را داشت و نیز شمار باریون ها
و پادباریون ها هم اندازه بود. به هر روی، مشاهده ها پیشنهاد می کنند که جهان، همچنین بخش های دورتر آن،
مایه ی بی تقارنی شد. برای baryogenesis اغلب به طور کامل از ماده ساخته شده اند. یک فرایند ناشناخته با نام
پیش کشیده شد باید Andrei Sakharov که از سوی ، Sakharov شرایط ، baryogenesis رخ دادن
شکسته شود و آن CP و تقارن C درست باشند. آن ها نیاز دارند که شمار باریون ها کنسرو شده نباشد، که تقارن
دور شود. همه ی این شرایط در مدل استا ندارد رخ می دهند، (thermodynamic) که جهان از تعادل دماپویا
CERN ولی پایان کار به اندازه ی کافی استوار نیست که بی تقارنی کنونی باریون را توضیح دهد. آزمایش ها در
در سوئیس برای به دام انداختن پاد هیدروژن کافی برای مقایسه ی گستره ی تابش (طیف ) Geneva در نزدیکی
و بنابراین یک خطای CPT آن با گستره ی تابش هیدروژن انجام می شود. هر تفاوتی گواهی از یک خطای تقارن
است. Lorentz
عمر خوشه ی کروی
در میانه ی دهه ی 1990 میلادی، مشاهده های خوشه های کروی هماهنگ با مهبانگ ظاهر نشدند. شبیه سازی
های رایانه ای که مشاهده های گروه های ستاره ای خوشه های کروی را مطابقت می دادند پیشنهاد کردند که آن ها
در حدود 15 میلیارد سال عمر دارند که با 13.7 میلیارد سال عمر جهان ناسازگار بود. این پی آمد به طور کلی در
سال های پایانی دهه ی 1990 میلادی، هنگامی که شبیه سازی های رایانه ای نوین تر، که تاثیر جرم های گم شده با
توجه به بارهای ستاره ای را در بر داشتند و یک عمر بسیار جوان تر را برای خوشه های کروی نشان دادند، حل شد.
هنوز هم برخی پرسش ها درباره ی درستی عمر خوشه های کروی مانده است، ولی این روشن است که آن ها از
کهن سال ترین اشیای جهان هستند.
ماده ی تاریک
در هنگام دهه های 70 و 80 میلادی، مشاهده های گوناگون (به طور برجسته خمیدگی چرخش کهکشانی )
نشان دادند که ماده ی مرئی در جهان به اندازه ی بسنده برای ارائه ی چرایی شدت ظاهری نیروهای گرانشی درونی
و میان کهکشانی وجود ندارد. این نشان می دهد که بالای 90 درصد از ماده در جهان غیر عادی (یا ماده ی غیر
باریونی) است و نیز ترجیحا ماده ی تاریک است. افزون بر این، با این پندار که بیشتر جهان از ماده ی معمولی بوده
است، پیشگویی ها به شدت با مشاهده ها ناهماهنگ می شد. به ویژه جهان آن چنان صاف و نیز آن چنان تهی از
دوتریوم است که نمی تواند بدون ماده ی تاریک پنداشته شود. اگر چه ماده ی تاریک در آغاز بسیار ستیز برانگیز
بود ولی هم اکنون به طور گسترده به عنوان بخشی از کیهان شناسی استاندارد، با توجه به مشاهده های ناهمسانگردی
پراکندگی های سرعت خوشه ی کهکشانی، توزیع های ساختار بزرگ مقیاس، آموخته های لنزینگ ، CMB در
از خوشه های کهکشانی پذیرفته شده است. ماده ی تاریک تنها با جا پای X گرانشی، و اندازه گیری های اشعه ی
گرانشیش یافته شد؛ هیچ ذره ای که شاید آن را دیده شدنی کند وجود ندارد. به هر روی، نامزدهای فیزیک ذرات
بسیاری برای ماده ی تاریک هستند و پروژه های گوناگونی برای یافتن آن ها در دست است.
انرژی تاریک
در دهه ی 90 میلادی، اندازه گیری های موشکافانه ی چگالی جرم جهان، مقداری را که 30 درصد چگالی
بحرانی بود آشکار کرد. از آن جایی که جهان از نظر فضایی بسیار تخت است، با توجه به اندازه گیری های ریز
موج های زمینه ی کیهانی، در حدود 70 درصد از چگالی انرژی جهان بی وجود هیچ گواهی جدا شده است . این
Ia راز، هم اکنون برای متصل بودن با یک راز دیگر ظاهر می شود: اندازه گیری های مستقل ابرنواختران گونه ی
چنین آشکار کرده اند که گسترش جهان دستخوش یک شتاب غیرخطی به جای پیروی اکید از قانون هابل است .
نسبیت عمومی برای توضیح این شتاب به مقدار بسیاری از ترکیبی از یک درآیه ی انرژی با فشار منفی بسیار بزرگ
نیاز دارد. چنین به نظر می رسد که این انرژی تاریک 70 درصد گم شده را بازیابد. سرشت آن یکی از بزرگ ترین
رازهای مهبانگ است. نامزدهای ممکن دربردارنده ی یک ثابت و اصل کیهان شناختی نرده ای (اسکالر ) هستند .
مشاهده ها به بازشناخت آنچه در حال پیشرفت است کمک می کنند.
جهان آینده با توجه به نظریه ی مهبانگ
پیش از مشاهده های انرژی تاریک، کیهان شناسان دو نمایش نامه برای آینده ی جهان مطرح می کردند . اگر
چگالی جرم جهان بالای چگالی بحرانی باشد آن گاه بزرگی جهان به یک اندازه ی بیشینه می رسد و سپس آغاز به
کوچک شدن می کند. بنابراین دوباره جهان چگال تر و داغ تر می شود. پایانی همانند آغاز ولی وارون آن ! دیگر
آن که چگالی جهان برابر با یا کم تر از چگالی بحرانی باشد، انبساط کند می شود ولی هرگز از ادامه باز نمی ایستد.
هنگامی که جهان به سوی چگالی کم تر پیش می رود ساخته شدن ستاره ها از ادامه باز می ایستد . دمای میانگین
جهان به طور مجانبی به صفر مطلق نزدیک می شود. سیاه چاله ها تبدیل به بخار می شوند. آنتروپی جهان تا نقطه ای
که هیچ شکل سازمان یافته ای از انرژی نمی تواند از آن بیرون رود افزایش می یابد، نمایش نامه ای که " مرگ
گرمایی" نام دارد. افزون بر این، اگر واپاشی پروتون وجود داشته باشد آنگاه هیدروژن، فرم غالب ماده ی باریونی
در جهان امروز، ناپدید می شود و تنها تابش از خود بر جای می گذارد.
مشاهده های نوین انبساط شتابدار دلالت بر آن دارد که جهان پیدای کنونی هر چه بیشتر و بیشتر به آن سوی افق
ΛCDM رویداد ما می- گذرد و بنابراین به بیرون از دسترسی ما می رود. پی آمد شرطی هنوز ناشناخته است. مدل
(لاندا سی دی ام) جهان، انرژی تاریک را به فرم یک ثابت کیهان شناختی دارد. این نظریه پیشنهاد می کند که تنها،
سامانه های محدود گرانشی همچون کهکشان ها با هم می مانند و آن ها نیز شاید در رابطه با مرگ گرمایی، هنگامی
Phantom ) که جهان سرد و منبسط می شود، باشند. تفسیرهای دیگر انرژی تاریک � که نظریه های انرژی خیالی
نامیده می شوند- پیشنهاد می کنند که خوشه های کهکشانی و سرانجام خود کهکشان ها با انبساطی (energy
شکافت بزرگ � گرداب بزرگ) نامیده می- شود از هم جدا می شوند. ) Big Rip فزاینده و همیشگی کهفیزیک نظری فراتر از مهبانگ
تا هنگامی که مدل مهبانگ در کیهان شناسی برقرار است، احتمال پالوده شدن آن در آینده هست . ما دانش
کمی درباره ی جهان آغازین، در هنگام رخداد تورم، داریم. همچنین شاید بخش هایی از جهان در فرا سوی آن چه
دیده می شود وجود داشته باشند. در مورد تورم چنین نیاز است: "انبساط نمایی، ناحیه هایی بزرگ از فضا را فراتر از
افق دید ما جای داده است." آنگاه که ما فیزیک را در مقیاس های انرژی بالا بفهمیم، شاید این را که چه چیزی رخ
داده است به دست آوریم. اندیشیدن درباره ی این، اغلب دربردارنده ی نظریه هایی از گرانش کوانتومی است.
برخی از پیشنهادها چنین اند:
تورم نا به سامان 
که در آن مهبانگ پی آمدی از یک ekpyrotic دربردارنده ی مدل ، brane مدل های کیهان شناس ی 
هاست. brane برخورد میان
یک جهان نوسانی که در آن جهان آغازین داغ است، وضعیت چگال از در هم فرو رفتن یک جهان همانند 
Big ) جهان ما به دست آمده است. جهان می تواند تا بی نهایت بار مهبانگ ها و فرو ریزش های بزرگ
ویرایشی نوین از چنین نمایش نامه ایست . ekpyrotic را تکرار کند. گسترش چرخه ای مدل (Crunches
دشواری برجسته و مهم این است که در ظاهر، آنتروپی به هر چرخه ی نو منتقل می شود و شرایط مرگ گرمایی
در گذشته ی دور نتیجه می شود!
که در همه ی فضا زمان کراندار هستند. Hartle-Hawking مدل های دربرگیرنده ی شرط کرانی 
برخی از این نمایش نامه ها از نظر کیفی با یکدیگر سازگارند و نیز هر یک از آن ها دارای تفسیرهای نیازموده
ای هستند.
تفسیرهای دینی و فلسفی
ما تفسیرهای فرادانشی بسیاری برای نظریه ی مهبانگ داریم. برخی از این نظرها برای روشن ساختن چرایی
خود مهبانگ به کار می روند (نخستین چرایی)، هرچند که شاید دانش نتواند چرایی نخست را نشان دهد، از این رو
آن ها با عنوان "افسانه ی نوین آفرینش" از سوی برخی فیلسوفان طبیعت گرا نکوهش می شوند.
برخی از مردم باور دارند که مهبانگ کانون توجه خود را بر پشتیبانی از دیدگاه های سنتی آفرینش نهاده است،
چنانکه در تورات گفته شده است.
مهبانگ، به عنوان یک نظریه ی دانشی، بر پایه ی هیچ دینی نیست. همچنان که برخی از تفسیرهای دینی با
داستان مهبانگ جهان می ستیزند، بسیاری تفسیرهای دیگر چنین نمی کنند.
در زیر فهرستی از تفسیرهای گوناگون دینی بر مهبانگ آورده شده است:شماری از کلیساهای مسیحی، به ویژه کلیسای کاتولیک روم، مهبانگ را به عنوان یک توضیح ممکن از اصل 
یک هوادار Pius XII جهان پذیرفته است، با تفسیر آن اجازه برای یک چرایی نخستین فلسفی داده می شود. پاپ
علاقه مند مهبانگ بود! حتی پیش از آن که این نظریه از نظر دانش به خوبی جا بیافتد.
و دیگر آیین های باور به خدایی که همانند آدمی نیست، بر سر deism و Kabbalah برخی از دانشجویان 
است که توسط (tzimtzum) " نظریه ی مهبانگ توافق دارند، برای نمونه هموندی آن با نظریه ی "استغفار خدایی
توضیح داده شده است. Moses Maimonides پژوهشگر یهودی
برخی از پژوهشگران نوین مسلمان باور دارند که قرآن مهبانگ را به طور همراستا در حساب آفرینش آورده 
است. نمونه ای از آن چنین است: "آیا کسانی که کفر ورزیدند ندانستند، که آسمان ها و زمین هر دو به هم پیوسته
بودند، و ما آن دو را از هم جدا ساختیم؟ ..." (سوره ی 21 ، آیه ی 30 ). همچنین گفتگو بر سر این است که قرآن
یک جهان در حال گسترش را توضیح می دهد: "و آسمان را با نیروی خود برافراشتیم، و بی گمان، ما [آسمان ]
گستریم" (سوره ی 51 ، آیه ی 47 ) . سخنان همراستا با فروریزش بزرگ کیهان و یک جهان نوسان کننده نیز در
قرآن آمده است: "روزی که آسمان را همچون به هم پیچیدن صفحه ی نامه ها در می پیچیم همان گونه که نخستین
بار آفرینش را آغاز کردیم دوباره آن را باز می گردانیم. وعده ایست بر عهده ی ما، که ما انجام دهنده ی آنیم "
.( (سوره ی 21 ، آیه ی 104
دربردارنده ی نظریه ای برای آفرینش Vaishnavism شاخه های خداپرستانه ی اصلی آیین هندو، همانند 
Bhagavata Purana همراه با همانندی هایی با مهبانگ هستند. افسانه ی هندو، برای نمونه در کتاب سوم از
(مقدمتا سوره های 10 و 26 ) چنین شرح می دهد: "یک وضعیت بسیار کهن به سوی بیرون منفجر می شود همچنان
.("Prakriti") که ویشنوی بزرگ آن را به یک نظر بیند، تغییر شکل یافتن به یک وضعیت فعال از مجموع ماده
دیگر فرم های آیین هندو از یک جهان بی آغاز و پایان پشتیبانی می کنند.
آیین بودا باور به جهانی که هیچ آفرینشی نداشته است دارد. به هر روی به نظر نمی رسد که مهبانگ ستیزی با 
وجود راه هایی برای درك و ارائه ی یک جهان همیشگی و نابود نشدنی که در آیه های کتاب های آسمانی آمده
است داشته باشد. گفتنی است که شماری از فیلسوفان معتکف و وابسته به توده ی مردم، به ویژه به وسیله ی م فهوم
"جهان نوسان کننده"، به فریفتن پرداخته اند.

نتیجه

در قرن بیستم ما نظاره گر جهش بزرگی در درک و شناخت کیهان بودیم . از زمانی که معتقد به جهانی پایدار بودیم چندی نمی گذرد . کهکشان های دوردست که از ما دور می شوند ما را متوجه ساختند که جهان در حال انبساط است . با سفری به گذشته این جهان منبسط شونده ما به کیهان اولیه ای چگال و داغ می رسیم . در میانه های قرن بیستم به این مطلب پی بردیم که واکنش های هسته ای در کیهان اولیه رخ داده اند دلیلی بر فراوانی نسبی هلیوم و دتریوم می باشند . با حرکت به جلو توانستیم درخش پس از بیگ بنگ را که میلیارد ها سال پیش اتفاق افتاده است ، آشکار سازی کنیم . در نهایت کشف این که جهان با بیگ بنگ آغاز شده است ممکن است مانند سایر اکتشافات انسان ثابت و پا بر جا باقی بماند . اگر چه بیگ بنگ به عنوان تنها تصور جهانی از جهان است . اما امروزه فیزیکدان های ذره ای در حال تدارک تئوری در مورد تاریخ جهان در چند ترلیونیوم ثانیه پس از بیگ بنگ هستند . آنها قادرند که نظری های خود را با استفاده از شتاب دهنده های ذرات امتحان کنند و وقایع را ( حتی با انرژی های بالا ) همانند جهان اولیه شبیه سازی کنند . برای درک اینکه جهان چگونه آغاز شده است تئوری باید تدوین شود که شامل نظریه نسبیت عام (به دلیل جاذبه باور نکردنی جهان اولیه) و مکانیک کوانتومی (به دلیل چگال و فشرده بودن جهان اولیه) باشد . هدف فیزیک امروزه ارتقا بخشیدن نظریه کوانتومی جاذبه است تا جایی که روزی ما به این حقیقت پی ببریم که چه چیزی در لحظهٔ تولد جهان اتفاق افتاده است .