moaminsharifi/fa-wiki-spell-checker huggingface dataset:
یکی از واژگان رایج برای جهان در میان یونانیان باستان، از زمان فیثاغورث به بعد، واژهٔ ("توپان" به معنی «همه») بود که به عنوان کل ماده و فضا تعریف می‌شد و همچنین ("تو هولون" به معنی «همه چیزها») که الزاماً شامل فضاهای خالی نمی‌شد.
واژه مترادف دیگر نیز ("هو کوسموس" به معنی «دنیا» یا «کیهان») بود.
مترادف‌هایی برای آن در زبان لاتین نیز وجود دارد (totum, mundus, natura)
و به زبان‌های امروزی نیز راه یافته‌اند، به عنوان مثال واژگان آلمانی Das All ,Weltal و Natur برای جهان استفاده می‌شوند. همان مترادف‌ها را در زبان انگلیسی نیز می‌توان یافت: واژه (مثلاً everything), (مثلاً cosmology), (مثلاً many-worlds interpretation) و (مثلاً natural law یا natural philosophy).
مدل علمیِ پذیرفته‌شده برای توصیف تکامل جهان، نظریه مه‌بانگ نام دارد. بر اساس مدل مه‌بانگ، در نخستین لحظات، جهان در حالت بسیار "داغ" و "فشرده"ای بود و سپس منبسط و سرد 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، رابطه میان فاصله و میزان انتقال به سرخ کهکشان‌ها و فراوانی اتم‌های هیدروژن نسبت به هلیم، توضیح ارائه دهد.
وضعیت داغ و فشرده اولیه جهان، دوره پلانک نامیده می‌شود؛ دوره کوتاهی از زمان ۰ تا یک واحد زمان پلانک که تقریباً معادل ۴۳-۱۰ ثانیه است. در طی دوره پلانک همه انواع ماده و انرژی در فضایی بسیار کوچک فشرده شده بودند و قدرت نیروی گرانش -که اکنون با اختلاف زیادی ضعیف‌ترین نیرو از بین نیروهای چهارگانه است- به اندازه نیروهای بنیادی دیگر بود و احتمالاً نیروهای بنیادی به صورت یک نیروی واحد به هم‌پیوسته بوده‌اند. از دوره پلانک به بعد، جهان پیوسته در حال انبساط بوده‌است تا به مقیاس کنونی خود رسیده و احتمالاً دوره بسیار کوتاهی از انبساط بسیار سریع (تورم کیهانی) را نیز پشت‌سر گذاشته‌است که در ۳۲-۱۰ ثانیه نخست رخ داده‌است. انبساط جهان از انبساط‌هایی که در اطراف خود مشاهده می‌کنیم کاملاً متفاوت است. اشیا در فضا جابجایی فیزیکی نداشتند بلکه خود متریکی که فضا را تعریف می‌کند، در حال تغییر است. اگرچه اشیایی که در این فضازمان قرار دارند نمی‌توانند با سرعتی بیشتر از سرعت نور حرکت کنند، اما متریکی که بر فضازمان حکمرانی می‌کند، خود از این محدودیت مستثنی است. دوره تورمی نخستین توضیح می‌دهد که چرا فضا تخت است و بسیار بزرگتر از آن است که نور بتواند از آغاز جهان تا کنون، کل آن را طی کند.
در نخستین لحظات وجود جهان، چهار نیروی بنیادی از هم جدا شدند. با ادامه سرد شدن جهان، در دوره‌های کوتاهی به نامهای دوره کوارک و دوره هادرون و دوره لپتون چند نوع از ذرات زیراتمی امکان تشکیل شدن پیدا کردند. پشت سر گذاشتن تمام این مراحل روی‌هم‌رفته کمتر از ۱۰ ثانیه پس از پیدایش جهان طول کشید. این عناصر بنیادی ترکیبهای پایداری با یکدیگر تشکیل دادند و پروتون‌ها و نوترون‌های پایداری به‌وجود آمدند و بعدها در واکنش‌های هسته‌ای، هسته‌های اتمهای بزرگتر هم به‌وجود آمدند. این فرایند، هسته‌زایی مه‌بانگ نام دارد که در حدود ۱۷ دقیقه طول کشید و تقریباً ۲۰ دقیقه پس از مه‌بانگ خاتمه یافت؛ بنابراین تنها سریع‌ترین و ساده‌ترین واکنش‌ها رخ دادند. تقریباً ۲۵٪ پروتون‌ها و همه نوترون‌های جهان به هلیم همراه با اندکی دوتریم (شکلی از هیدروژن) و لیتیم تبدیل شدند. تمام عناصر دیگر در مقادیر بسیار کوچکی به‌وجود آمدند. بقیه ۷۵٪ پروتون‌ها دست نخورده به شکل هسته هیدروژن باقی ماندند.
پس از پایان هسته‌زایی جهان وارد دوره فوتون شد. ر این دوره جهان برای تشکیل اتمهای خنثی بیش از حد داغ بود و ماده موجود در جهان عمدتاً یک پلاسمای داغ چگال متشکل از الکترون‌های با بار منفی، نوترینوهای خنثی و هسته‌های با بار مثبت بود. پس از ۳۷۷ هزار سال، جهان به اندازه کافی سرد شد تا الکترون‌ها و هسته‌ها نخستین اتم‌های پایدار را تشکیل دهند. این دوره به دلایل تاریخی به نام دوره بازترکیبی شناخته می‌شود اما در حقیقت الکترونها و هسته‌ها برای نخستین بار ترکیب می‌شدند. برخلاف پلاسما، اتمهای خنثی نسبت به بسیاری از طول موجهای نور شفاف هستند، و به همین دلیل برای نخستین بار جهان شفاف شد. فوتونهایی که در هنگام تشکیل اتمها آزاد (واجفتیده) شدند را هنوز می‌توان در تابش زمینه کیهانی (CMB) دید.
با انبساط جهان چگالی انرژی تابش الکترومغناطیسی سریع تر از چگالی ماده کاهش می‌یابد زیرا انرژی یک فوتون با افزایش طول موج کاهش می‌یابد. پس از حدود ۴۷ هزار سال چگالی انرژی ماده بیشتر از فوتون‌ها و نوترینوها شد و نقش بیشتری در رفتار جهان در مقیاس‌های بزرگتر پیدا کرد. بدین ترتیب دوران برتری تابش به پابان رسید و دوران برتری ماده آغاز شد.
در نخستین لحظات جهان، نوسانات بسیار کوچک در چگالی جهان باعث تمرکز ماده تاریک شد که به تدریج شکل می‌گرفت. ماده معمولی بر اثر گرانش به آن نزدیک شد و در نهایت ابرهای غول‌پیکر گازی و ستاره‌ها و کهکشانها در مکانهایی که ماده تاریک در آنجا چگال‌تر بود به‌وجود آمدند؛ و فضاهای پوچ هم در نقاطی که چگالی ماده تاریک کمتر بود به‌وجود آمدند. پس از ۱۰۰ تا ۳۰۰ میلیون سال نخستین ستاره‌ها که با نام ستارگان جمعیت سوم شناخته می‌شوندِ به‌وجود آمدند. این ستاره‌ها احتمالاً بسیار بزرگ، نورانی، غیر فلزی بودند و عمر کوتاهی داشتند. این ستاره‌ها سبب بازیونیده‌شدن تدریجی جهان در طی ۲۰۰–۵۰۰ میلیون تا ۱ میلیارد سال شدند و از طریق هسته‌زایی ستاره‌ای منبع پیدایش عناصر سنگین‌تر از هلیم شدند. در جهان نوعی انرژی اسرارآمیز - احتمالاً یک میدان نرده‌ای به نام انرژی تاریک نیز وجود داردکه چگالی آن در گذر زمان تغییر نمی‌کند. پس از ۹٫۸ میالیارد سال جهان به اندازه‌ای منبسط شده‌بود که چگالی ماده از چگالی انرژی تاریک کمتر شد و شروع دوران برتری انرژی تاریک بود که هنوز ادامه دارد.Ryden, Barbara, "Introduction to Cosmology", 2006, eqn. 6.33 در این دوران انبساط جهان به دلیل انرژی تاریک شتابدار است.
از بین چهار نیروی بنیادی، گرانش است که در فواصل در مقیاس‌های نجومی غالب است، زیرا تأثیر گرانش تجمعی است؛ بر عکس بارهای مثبت و منفی که یکدیگر را خنثی می‌کنند و باعث می‌شوند که تأثیر الکترومغناطیس در فواصل نجومی ناچیز باشد. دو نیروی دیگر یعنی هسته‌ای قوی و هسته‌ای ضعیف، تاثیرشان با افزایش مسافت به شدت کاهش می‌یابد و تأثیرات آنها محدود به فواصل با 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. این عدم تعادل بین ماده و ضدماده، مسبب وجود کل ماده‌ای است که امروز در جهان وجود است؛ زیرا اگر ذرات ماده و ضدماده به تعداد مساوی در مه‌بانگ تولید می‌شدند، می‌بایست یکدیگر را به‌طور کامل نابود می‌کردند و در نتیجه برهم‌کنش آنها تنها فوتون باقی می‌ماند. همچنین به نظر می‌رسد که اندازه تکانه و تکانه زاویه‌ای خالص جهان صفر است که اگر جهان را متناهی بدانیم، این با قوانین پذیرفته شده فیزیک سازگار است. این قوانین، قانون گاوس و ناواگرایی شبه‌تانسور ضربه-انرژی-تکانه هستند.: "It is interesting to note that in a closed space the total electric charge must be zero. Namely, every closed surface in a finite space encloses on each side of itself a finite region of space. Therefore the flux of the electric field through this surface is equal, on the one hand, to the total charge located in the interior of the surface, and on the other hand to the total charge outside of it, with opposite sign. Consequently, the sum of the charges on the two sides of the surface is zero."
طبق نظریه نسبیت عام، از آنجا که جهان در حال انبساط است و سرعت نور نیز محدود است؛ نواحی دوردست فضا ممکن است در طول عمر جهان هرگز برهم‌کنشی با ما نداشته باشند؛ مثلاً امواج رادیویی که از زمین فرستاده می‌شوند ممکن است هرگز به برخی نواحی در فضا نرسند، حتی اگر جهان همیشه وجود داشته باشد: فضا ممکن است با سرعتی بیشتر از سرعت پیمایش نور، منبسط شود.
ناحیه فضایی که قابل رویت با تلسکوپ باشد، جهان قابل مشاهده نامیده می‌شود که به مکان ناظر بستگی دارد. 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 حدود ۹۳ میلیارد سال نوری است. مسافت پیموده‌شده توسط که نوری که از لبه جهان قابل مشاهده می‌آید، تقریباً برابر است با سن جهان ضرب در سرعت نور؛ . البته این عدد را نمی‌توان به عنوان فاصله در هر زمانی شمار آورد، زیرا لبه‌های جهان قابل مشاهده و زمین از آن زمان تا کنون دورتر شده‌اند.برای درک میزان بزرگی جهان قابل مشاهده، در نظر بگیرید که قطر یک کهکشان معمولی در حدود ۳۰٬۰۰۰ سال نوری (۹/۱۹۸ کیلو پارسک) است و فاصلهٔ دو کهکشان همسایه به‌طور معمول در حدود ۳ میلیون سال نوری (۹۱۹/۸ کیلو پارسک) است.Rindler, p. 196. به عنوان مثال، قطر کهکشان راه شیری تقریباً بین ۱۰۰٬۰۰۰ تا ۱۸۰٬۰۰۰سال نوری است،و نزدیکترین کهکشان خواهر آن، کهکشان زن برزنجیر است، که تقریباً ۲٫۵ میلیون سال نوری از آن فاصله دارد
از آنجا که شانس دیدن فضای فراتر از جهان قابل مشاهده را نداریم، نمی‌توان مشخص نمود که اندازه جهان متناهی یا نامتناهی است. تخمین‌ها پیشنهاد می‌دهند که که اگر کل جهان نیز متناهی باشد باید اندازه آن در حدود ۲۵۰ برابر جهان قابل مشاهده باشد. برخی دیگر این تخمین را زیر سؤال برده و اندازه کل جهان به فرض متناهی بودن آن را در حد formula_1 مگاپارسک می‌دانند.
اخترشناسان با تکیه بر این فرض که مدل لامبدا-سی‌دی‌ام توصیف دقیقی از تکامل جهان از حالت داغ و چگال اولیه تا وضعیت کنونی آن است، سن جهان را با اندازه‌گیری پارامترهای کیهان‌شناسی مدل، محاسبه کنند. 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 به‌طور عمومی با این مدل سازگار هستند 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.
جهان و محتویات آن در گذر زمان تکامل یافته‌اند؛ مثلاً جمعیت نسبی اختروش‌ها و کهکشان‌ها تغییر کرده 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.
هر چه میزان ماده در جهان بیشتر باشد، میزان جاذبه گرانشی دوطرفه 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، خود-گرانشی آنقدر ضعیف می‌شد که امکان شکل‌گیری ساختارهای نجومی مانند کهکشانها و سیارات و سامانه‌های سیاره‌ای به‌وجود نمی‌آمد. از زمان مه‌بانگ جهان به شکل یکنوایی منبسط شده‌است. شاید عجیب نباشد که چگالی جرم-انرژی 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.
نیروهای پویایی روی ذرات جهان تأثیر می‌گذارند که می‌توانند روی نرخ انبساط جهان نیز تأثیر بگذارند. قبل از ۱۹۹۸، انتظار می‌رفت که نرخ انبساط به دلیل تأثیر نیروهای گرانشی در جهان، در حال کاهش باشد. در نتیجه یک کمیت قابل مشاهده دیگر به نام پارامتر کاهش سرعت در جهان وجود دارد که بیشتر کیهان‌شناسان انتظار داشتند مقدار آن مثبت باشد و با چگالی ماده در جهان مرتبط باشد. در سال ۱۹۹۸ دو گروه مختلف مقداری منفی برای این پارامتر (در حدود ۰/۵۵-) اندازه‌گیری نمودند که به این معناست که فاکتور مقیاس کیهانی در ۵–۶ میلیارد سال اخیر همیشه مثبت بوده‌است.این شتاب البته به این معنی نیست که حتماً پارامتر هابل درحال حاضر در حال افزایش باشد.
فضازمان ظرفی‌است که همه رویدادهای فیزیکی در آن رخ می‌دهند. رویدادها عناصر پایه‌ای فضازمان هستند. در هر فضازمانی یک رویداد عبارت است از یک موقعیت مکانی منحصربه‌فرد در یک موقعیت زمانی منحصربه‌فرد. فضازمان مجموع همه رویدادهای آن است، (همان‌طور که یک خط مجموع همه نقاط تشکیل‌دهنده آن است) و می‌توان آن را به شکل یک خمینه نمایش داد.
رویدادهایی همچون ماده وانرژی فضازمان را خم می‌کنند. از آن سو فضازمان خمیده نیز سبب می‌شود که ماده و انرژی به شکل خاصی رفتار کنند؛ بنابراین تمرکز روی یکی بدون در نظرگرفتن دیگری، سودی ندارد.
به نظر می‌رسد که جهان یک فضازمان پیوسته و هموار است که سه بعد فضایی و یک بعد زمانی دارد (بنابراین هر رویداد در فضازمان جهان فیزیکی را می‌توان با مجموعه‌ای از ۴ مختصات ("x", "y", "z", "t") مشخص نمود). 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. همچنین به نظر می‌رسد که توپولوژی جهان، حداقل در مقیاس جهان قابل مشاهده، یک توپولوژی همبند ساده قابل مقایسه با کره است. هرچند که مشاهدات کنونی نمی‌تواند این احتمال را نیز رد کند که جهان ممکن است ابعاد بیشتری داشته باشد (چنان‌که در نظریه ریسمان نیز پیشنهاد شده) و توپولوژی سراسری فضازمان آن نیز ممکن است همبند چندگانه باشد؛ مانند توپولوژی‌های استوانه‌ای و چنبره‌ای در فضاهای دوبعدی. معمولاً فضازمان جهان با دیدگاه اقلیدسی تفسیر می‌شود که فضا شامل سه بعد و زمان شامل بعد دیگری است به بعد چهارم از آن یاد می‌شود. با ترکیب فضا و زمان در یک خمینه به نام فضای مینکوفسکی، فیزیکدانان بسیاری از نظریه‌های فیزیکی را ساده‌تر کرده و همچنین توصیف یکنواخت‌تری برای پدیده‌ها در هر دو مقیاس فراکهکشانی و زیراتمی را ارائه داده‌اند.
رویدادهای فضازمان را نمی‌توان به صورت مطلق از نظر فضایی و زمانی تعریف نمود، بلکه به حرکت ناظر بستگی دارند. فضای مینکوفسکی تقریبی از جهان بدون گرانش است و خمینه‌های شبه‌ریمانی نسبیت عام فضازمان با ماده و گرانش را توصیف می‌کنند.
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 با نامهای "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. وجود، ویژگی‌ها و اهمیت افق کیهان‌شناسی به مدل کیهان‌شناسی 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.
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.Will the Universe expand forever?, WMAP website at NASA.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 می‌کنند، همخوانی دارند.
ممکن است جهان ما یک جهان تنظیم‌شده باشد. فرضیه جهان تنظیم‌شده پیشنهاد می‌دهد که شرایطی که مقدمات پیدایش حیات قابل مشاهده در جهان را فراهم می‌سازد، تنها برای بازه بسیار کوچکی از مقادیر ممکن ثابتهای بنیادی فیزیک امکانپذیر است؛ یعنی اگر مقادیر ثابتهای فیزیکی حتی اندکی از مقادیر کنونی آن متفاوت بودند، احتمالاً اصلاً ماده و متعاقب آن ساختارهای نجومی و حیات به‌وجود نمی‌آمد. این فرضیه موضوع بحث فلاسفه، دانشمندان، خداشناسان و پیروان آفرینش‌گرایی است.
جهان 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.
نسبت مقادیر مختلف همه اشکال ماده و انرژی موجود در جهان در طول زمان تغییر کرده‌است. در دو میلیارد سال گذشته مقدار کل تابش الکترومغناطیسی تولید شده در گیتی به نصف کاهش یافته‌است. امروزه ماده معمولی که سازنده اتم‌ها ستارگان، کهکشان‌ها و زندگی است، تنها ۴٫۹٪ از محتوای گیتی را تشکیل داده‌است. در حال حاضر چگالی کل این شکل 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. 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 جهان را تشکیل می‌دهد. انرژی تاریک که انرژی فضای خالی است و باعث شتاب‌دار شدن انبساط گیتی شده‌است، ۶۸٫۳٪ از محتوای جهان را تشکیل می‌دهد.
توزیع ماده، ماده تاریک و انرژی تاریک در سراسر گیتی در فواصل بزرگتر از ۳۰۰ میلیون سال نوری، یکنواخت و همگن است.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:. doi:. 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. جهان قابل مشاهده شامل حدود ۲۰۰ میلیارد کهکشان
و (۱) ستاره است (بیشتر از تعداد تمام دانه‌های شن روی زمین).
اندازه کهکشان‌ها به‌طور معمول در طیفی از کهکشانهای کوتوله با کمتر از ده میلیون (۱۰۷) ستاره، تا کهکشان‌های غول‌پیکر با یک تریلیون (۱۰۱۲) ستاره، متغیر است. در بین این ساختارها فضاهای پوچ هستند که قطری بین با ۱۰–۱۵۰ مگاپارسک (۳۳–۴۹۰ میلیون سال نوری) دارند. کهکشان راه شیری در گروه محلی کهکشان‌ها قرار دارد که خود درون ابرخوشه لانیاکیا قرار دارد. طول این ابرخوشه در حدود ۵۰۰ میلیون سال نوری است در حالی که اندازه گروه محلی در حدود ۱۰ میلیون سال نوری است. در جهان نواحی بسیار گسترده‌ای از فضاهای نسبتاً خالی نیز وجود دارند؛ بزرگترین ناحیه پوچ شناخته شده پهنایی برابر با ۱٫۸ میلیارد سال نوری (۵۵۰ مگاپارسک) دارد.
جهان قابل مشاهده در مقیاس‌های بسیار بزرگتر از ابرخوشه‌ها همسانگرد است؛ یعنی از روی زمین، ویژگی‌های آماری جهان در همه جهات یکسان هستند. جهان 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 جهان در مقیاس‌های بزرگ همگن و همسانگرد است، اصل کیهان‌شناختی نام دارد.Rindler, p. 202 جهانی که همگن و همسانگرد باشد از تمام زوایای دید یکسان به نظر می‌رسد. p. 2. و مرکزی ندارد.
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. 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.Paul J. Steinhardt, Neil Turok (2006). "Why the cosmological constant is small and positive". "Science". 312 (5777): 1180–1183. arXiv:astro-ph/0605173. Bibcode:. doi:.
دو شکل پیشنهاد شده برای انرژی تاریک عبارتند از ثابت کیهانی، یک چگالی انرژی ثابت که به شکل همگن فضا را پرکرده‌است 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 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.Sean Carroll, Ph.D. , Caltech, 2007, The Teaching Company, "Dark Matter, Dark Energy: The Dark Side of the Universe", Guidebook Part 2 p. 46, Accessed October 7, 2013, "...dark matter: An invisible, essentially collisionless component of matter that makes up about 25 percent of the energy density of the universe... it's a different kind of particle... something not yet observed in the laboratory..."
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. 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.
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 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.
ماده معمولی و نیروهایی که برآن اثر می‌کنند را می‌توان با توجه به ذرات بنیادی توصیف نمود.Veltman, Martinus (2003). "Facts and Mysteries in Elementary Particle Physics". World Scientific. ISBN . این ذرات را بنیادی می‌نامند زیرا ساختار آن‌ها ناشناخته‌است و هنوز مشخص نیست که آیا آن‌ها از ذرات کوچکتر و بنیادی‌تری ساخته‌شده‌اند یا خیر. در این میان مدل استاندارد اهمیت کلیدی دارد. مدل استاندارد نظریه‌ای است که با برهمکنش‌های الکترومغناطیسی یا هسته‌ای قوی و ضعیف سروکار دارد. 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. مدل استاندارد وجود بوزون هیگز که به تازگی کشف شد را پیش‌بینی کرده‌بود، ذره‌ای که تجلی میدانی در جهان است که به ذرات جرم می‌بخشد. به خاطر موفقیت در توضیح طیف وسیعی از نتایج تجربی، گاهی مدل استاندارد را با نام "نظریه تقریباً همه‌چیز" می‌شناسند. هرچند که مدل استاندارد گرانش را توصیف نمی‌کند و یک نظریه همه‌چیز واقعی نیرو-ذره هنوز مطرح نشده‌است.
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.
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.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.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. 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."Experiment confirms famous physics model" (Press release). MIT News Office. 18 April 2007.
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."Thermal history of the Universe and early growth of density fluctuations" (PDF). "Guinevere Kauffmann". Max Planck Institute for Astrophysics. Retrieved 2016-01-06. 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.
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.
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.
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 تانسور 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. 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. مقدار R به عنوان تابعی از زمان به k و ثابت کیهانی بستگی "Λ" دارد. ثابت کیهانی نماینده چگالی انرژی خلاء فضاست و ممکن است با انرژی تاریک مرتبط باشد. معادله‌ای که تغییرات R در زمان را توصیف می‌کند معادلات فریدمان نام دارد که از روی نام مبتکر آن الکساندر فریدمان گرفته شده‌است.Friedmann A. (1922). "Über die Krümmung des Raumes" (PDF). "Zeitschrift für Physik". 10 (1): 377–386. Bibcode:. doi:.
پاسخ‌های R به k و "Λ" بستگی دارد اما برخی ویژگی‌های کیفی این پاسخ‌ها عمومی هستند. نخست و مهم‌تر از همه، 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. 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"Cosmic Detectives". The European Space Agency (ESA). 2013-04-02. Retrieved 2013-04-15. 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.
سوم اینکه شاخص خمش k علامت مقدار متوسط خمش فضایی فضازمان را مشخص می‌کند 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. 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. 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 ممکن است طی یک مه‌جهش 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.
بنا بر برخی گمانه‌زنی‌های نظری، 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. مدل‌های علمی نظریه چندجهانی را باید از مفاهیمی همچون واقعیت شبیه‌سازی‌شده متمایز کرد.
مکس تگمارک یک طرح طبقه‌بندی چهاربخشی برای انواع مختلف نظریه‌های چندجهانی که دانشمندان مختلف در پاسخ به مسائل مختلف فیزیکی ارائه داده‌اند؛ پیشنهاد داد. نمونه‌ای از این نظریه‌ها مدل انبساط آشوبناک برای جهان اولیه است.
مثال دیگر تفسیر دنیاهای چندگانه در مکانیک کوانتومی است. جهان‌های موازی به شیوه‌ای شبیه به برهم‌نهی کوانتومی و ناهمدوسی کوانتومی ایجاد می‌شوند، هر یک از حالات تابع موج در دنیاهای جداگانه‌ای به واقعیت می‌پیوندد. در تعبیر دنیاهای چندگانه، چند جهانی به شکل یک تابع موج جهانی تکامل می‌یابد.
در طبقه‌بندی تگمارک، نظریه‌هایی که اختلاف نظر کمتری بر سر آنهاست اما همچنان بحث‌انگیز هستند، نظریه‌های سطح یک هستند. چندجهانی‌های این سطح از رویدادهای دوردست فضازمان در جهان خودمان ساخته شده‌اند. تگمارک و سایرین چنین گفته‌اند که اگر فضا بی‌نهایت باشد یا به اندازه کافی بزرگ و یکنواخت باشد، نمونه‌های یکسانی از تاریخ حجم هابل زمین، مکرراً اتفاق خواهد افتاد. طبق محاسبات تگمارک نزدیک‌ترین جهان همزاد 1010115 متر از ما فاصله دارد (یک تابع نمایی دوبل که از گوگول‌پلکس بزرگتر است). اما این نظریات ماهیت بسیار بحث‌انگیزی دارند؛ و علاوه براین، غیرممکن است که بتوان از نظر علمی وجود یک حجم هابل یکسان پیشنهاد شده را راستی‌آزمایی کرد.
می‌توان فضازمانهای گسسته‌ای را در نظرگرفت که همه وجود دارند اما قادر به برهمکنش با یکدیگر نیستند. برای تصور کردن آن می‌توان گروهی از حباب‌های صابون مختلفی را درنظر گرفت که ناظر در یکی از آنها قرار دارد اما نمی‌تواند با آنهایی که در حبابهای دیگر هستند تعاملی داشته باشد.در زبان انگلیسی عموماً هر حباب صابون به شکل نکره جهان (universe) و فضازمانی که در آن هستیم به شکل معرفه the universe نامیده می‌شود. دقیقاً همان‌طور که قمر (moon) زمین the moon نامیده می‌شود. مجموعه کل این فضازمان‌های مجزا چندجهانی (multiverse) نامیده می‌شود.
جهان‌های مختلف در این مدل از نظر علی به هم متصل نیستند در اصل سایر جهانهای غیر متصل ممکن است ابعاد، توپولوژی فضازمان، اشکال ماده و انرژی و قوانین و ثوابت فیزیکی متفادتی داشته باشند، اگر چه این امکانات صرفاً در حد گمانه‌زنی هستند. سایرین هریک از این حبابها را به عنوان بخشی از تورم بی‌نظم می‌دانند که در اینصورت جهانها همه از یک ریشه علی به‌وجود می‌آیند.
در طول تاریخ، مدل‌های بسیاری برای کیهان (کیهان‌شناسی) و چگونگی پیدایش آن (کیهان‌زایی) ارائه شده‌اند. نظریه‌های برپایه یک جهان غیرشخصی که قوانین فیزیکی بر آن حکمفرماست، نخستین بار توسط یونانی‌ها و هندی‌ها ارائه شدند. در فلسفه باستانی چین نیز مفهوم جهان به معنی کل فضا و زمان وجود داشت.
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.
رقص اوچ نومره. دورد نومره. بش نومره. آلتی نومره از جمله رقص‌های فولکلوریک قدیمی اهالی آذربایجان است.
همه اینها ملودیهای رقص هستند که در نیمه دوم سالهای 1920 در باکو پا به عرصه ظهور نهاده است. این رقصها بخصوص "بش نومره" و "آلتی نومره" هنوز هم مشهورند. رقصهای "اوچ نومره" و "بش نومره" را که تمپو آهسته و ملودی حزین دارند خانمها اجرا می‌کنند. "دورد نومره" و "آلتی نومره" نیز تمپو نسبتا سریعی دارند و رقصهای سلیسی است که هم توسط مردان و هم توسط زنان رقصیده می‌شود.
رقص یوز بیر از جمله رقص‌های فولکلوریک قدیمی اهالی آذربایجان است.
این رقص بسیار متداول بوده و همراه تصنیف مشایعت می‌شود. سرعت رقص کمی سریع است، با یک سری حرکات متنوع، به صورت پرشور اجرا می‌شود. هم توسط آقایان و هم توسط خانم‌ها اجرا می‌شود. با اینکه در عصر خود بسیار مشهور بود اکنون به ندرت اجرا می‌شود.
تله‌پاپ‌موزیک تأسیس ۱۹۹۸ گروه موسیقی پاپ-الکترونیکی فرانسوی است.
خواننده این گروه یک آمریکایی بنام آنجلا مک کلاسکی است. اما گروه توسط استفان حائری و فابریس دومونت تأسیس گردیده.
این گروه در سال ۲۰۰۴ نامزد دریافت یک جایزه گرمی گردید.
افرایم (عبری:אֶפְרַיִם/אֶפְרָיִם، استاندارد:Efráyim) بنا به کتاب پیدایش،
فرزند دوم یوسف و آسنات و برپاکننده سبط اسرائیلی افراییم بود. آسنات زنی مصری بود که فرعون به عنوان همسر به یوسف داده بود. افرایم در مصر و قبل از آمدن فرزندان یعقوب (بنی اسرائیل) از کنعان به مصر متولد شد. افرایم دارای پسرانی بود: شوتلاه، بکر، تاهان؛ ولیکن در کرونیکلز به دو پسر دیگر نیز اشاره شده‌است :ازر و الیاد که توسط دزدان کشته شدند. او سپس پسری دیگر به نام بریا داشت که نام او را ادامه داد. یوشع بن نون که رهبر بنی‌اسرائیل گردید از نسل افرایم بود. بر اساس کتاب مقدس جروبوام که اولین پادشاه پادشاهی شمالی اسرائیل شد نیز از نسل افرایم بود.
باد ستاره‌ای به جریانی از گاز که از بخش بالای جوّ ستاره خارج می‌شود می‌گویند. این باد با جریان فوران دوقطبی که آن را ستارگان جوان به عنوان علامت مشخصهٔ خود تولید می‌کنند متفاوت است، زیرا بادهای ستاره‌ای معمولاً کروی متقارن نیستند. شدت باد ستاره‌ای در ستارگان گوناگون شدیداً متفاوت است و در هر زمانی با اوقات دیگر تفاوت دارد. ستارگان داغ، درخشان، بزرگ و پرجرم مانند فراغول‌ها و ابرغول‌ها بادهای ستاره‌ای نیرومندی دارند که سرعتشان گاه به هزاران کیلومتر بر ثانیه می‌رسد.Castor, J. ; Abbott, D. C. ; Klein, R. I. (1975). "Radiation-driven winds in Of stars". Astrophys. J. 195: 157–174. Bibcode:1975ApJ...195..157C. doi:10.1086/153315.1. "Dust Envelopes". Stellar Physics. Astrophysical Institute Potsdam. Retrieved 7 April 2014.
دشمن سومین تک‌آهنگ آلبوم آی وی از گروه هوی متال گادسمک می‌باشد که در اواخر سال ۲۰۰۶ انتشار یافت. شعر این ترانه را سالی ارنا سروده‌است. دشمنی در بازی پرطرفدار دبلیو دبلیو ای اسمکداون وی اس راو ۲۰۰۷ مورد استفاده قرار گرفت.
یوبی۴۰ نام یک گروه بریتانیایی پاپ رگی است.
این گروه در ۱۹۷۸ تأسیس گردید و بخاطر آهنگهای
شهرت دارند.
هنگام کار با فضاها و ساختارهای ریاضی در اختیار داشتن زیرمجموعه‌ای که به کمک آن بتوان کلیه خواص فضا را، بدون نیازی به بررسی همه عناصر فضا، مورد مطالعه قرار داد بسیار سودمند است. مفهوم پایه در ریاضیات به چنین زیرمجموعه‌هایی از فضاها و ساختارهای ریاضی اشاره داد و تعریف آن برحسب نوع ساختارها و فضاهای ریاضی مورد بحث متفاوت است.
در توپولوژی پایه یک فضای توپولوژیک مجموعه از مجموعه باز فضای است که به کمک آن می‌توان کلیه مجموعه‌های باز فضا را به کمک اجتماعات اعضای آن ساخت و به این ترتیب نیازی به بررسی کلیه مجموعه‌های باز فضا نخواهد بود.
فرض کنید formula_1 یک توپولوژی باشد. [خانواده] formula_2 از مجموعه‌های باز را یک پایه برای توپولوژی formula_3 روی "X" می‌گوییم هرگاه هر مجموعه باز از formula_1 به صورت اجتماعی از اعضای formula_2 قابل نمایش باشد. به عبارت دیگر برای هر formula_6 و هر formula_7، formula_8 موجود باشد که formula_9.
به عنوان مثال مجموعه اعداد حقیقی را با توپولوژی اقلیدسی در نظر بگیرید. مجموعه همه بازه‌های باز مجموعه اعداد حقیقی، پایه‌ای برای توپولوژی اقلیدسی روی اعداد حقیقی است.
حال مجموعه {"B"={[a,b):a,b∈R,a\tau =\bigcup{\mathcal{B}}</math>. به‌سادگی می‌توان بررسی نمود که یک توپولوژی روی اعداد حقیقی است، که آن را توپولوژی حد پایین می‌نامیم، و فضای توپولوژیک formula_10 را با formula_11 نمایش می‌دهیم. به این ترتیب formula_2 یک پایه برای توپولوژی حد پایین است.
آنچه در مثال فوق مشاهد می‌شود حالتی است که با در دست داشتن مجموعه formula_2 از زیرمجموعه‌های اعداد حقیقی یک توپولوژی روی آن تعریف می‌کنیم که formula_2 یک پایه برای آن است. حال پرسشی که پیش می‌آید این است که چه هنگام مجموعه‌ای از زیرمجموعه‌های یک مجموعه می‌تواند تشکیل یک پایه برای یک توپولوژی روی آن فضا را بدهد؟ قضیه زیر پاسخ دهنده این پرسش است.
قضیه: مجموعه formula_2 از زیرمجموعه‌های مجموعه ناتهی "X" پایه‌ای برای یک توپولوژی روی "X" است هرگاه:
فرض کنید formula_1 یک فضای توپولوژیک باشد و "x"∈"X". در این صورت مجموعه "B" از مجموعه‌های باز شامل "x" را یک پایه موضعی برای عنصر "x" می‌گوییم هرگاه هر مجموعه باز در "X" و شامل "x" شامل عضوی از "B" باشد. به عبارت دیگر برای هر مجموعه باز "G" در "X" که "x"∈G، مجموعه "U" در "B" موجود باشد که formula_22
به عنوان مثال اگر formula_1 فضای توپولوژیک گسسته باشد،
پروژه فهرست آزاد، که دی‌موز (برگرفته از "دایرکتوری موزیلا") نیز خوانده می‌شد، یک فهرست چندزبانه با محتوای باز از پیوندهای وب است که متعلق به نت‌اسکیپ بوده و توسط جامعه‌ای از ویراستاران داوطلب نگهداری و پشتیبانی می‌شد.
دی‌موز از تمهید طبقه‌بندی برای سازمان دادن سیاههٔ وبگاه‌ها استفاده می‌کند. سیاهه‌های یک موضوع در شاخه‌ها گروه‌بندی می‌شوند که می‌توانند دارای زیرشاخه‌های کوچکتری هم باشند. عملکرد وب گاه DMOZ سرانجام بعد ۱۹ سال در تاریخ بیست و هشتم فروردین ۹۶ (۱۷ مارس ۲۰۱۷) متوقف شد.
مجید جلالی بازیکن پیشین، مربی و کارشناس کنونی فوتبال اهل ایران است. جلالی در حال حاضر دبیرکل کانون مربیان فوتبال ایران و مدرس بین‌المللی فیفا است.
وی به جهت اعتقاد به ارائه بازی فوتبال بر پایه کارهای گروهی و اصولی به "کامپیوتر و" "معلم" و "تئوریسینِ" فوتبال ایران مشهور است. فدراسیون فوتبال ایران در سال ۱۳۸۸ به خاطر آنچه "بازی پاک و جوانمردانه" نامید، از او تقدیر کرد.
مجید جلالی در ۱۵ شهریور ۱۳۳۵ در محله عارف تهران به دنیا آمد.
مجید جلالی فوتبال خود را از تیم البرز در سن ۱۷ سالگی و در سال ۱۳۵۲ آغاز کرد. وی بعد از ۴ سال به تیم وحدت پیوست. سال ۱۳۶۲ برای یک فصل به شاهین رفت و سال ۱۳۶۳ مجدداً به وحدت بازگشت و دو فصل بعد با پیراهن این تیم زردپوش تهرانی از فوتبال خداحافظی کرد.
جلالی در سال ۱۳۶۱، به تیم ملی فوتبال ایران دعوت شد؛ اما موفق به حضور در ترکیب این تیم نشد.
مجید جلالی، مربی‌گری را از سن ۲۱ سالگی آغاز کرده و در حالی که هنوز به عنوان بازیکن عضو تیم بزرگسالان وحدت تهران بود، هم‌زمان وظیفه مربی‌گری تیم نوجوانان وحدت را نیز بر عهده گرفت؛ تا این که به صورت رسمی از سال ۱۳۶۵ به عنوان مربی تیم بزرگسالان وحدت به خدمت گرفته شد. در آن سال‌ها تمام ملی‌پوشان فوتبال ایران در دو تیم استقلال و پرسپولیس حضور داشتند و حتی بسیاری از بازیکنان مطرح دیگر در تیم‌های دارایی و شاهین بازی می‌کردند. جلالی در وحدت تهران با بازیکنان جوان و با ارائه فوتبال گروهی، نتایج خوبی را کسب کردند. تنها ستاره آن سال‌های وحدت سید مهدی ابطحی بود. وحدت در بین سال‌های ۱۳۶۵ تا ۱۳۷۲ با هدایت جلالی گربه سیاه تیم‌های استقلال و پرسپولیس شده بود و علی پروین در سال‌های اقتدارش در دهه ۱۳۶۰ بارها از وحدت به عنوان تیمی خطرناک یاد کرده بود و چندین بازی تجربه شکست مقابل این تیم را داشت.
جلالی در دهه ۱۳۷۰ بیشتر در تیم‌های پایه کار کرد. وی در این سال‌ها هدایت تیم‌های ملی نوجوانان، جوانان و تیم نیروهای مسلح ایران را برعهده داشت. مجید جلالی جزو مربیانی است که قهرمانی در لیگ برتر را تجربه کرده‌است. باشگاه پاس تهران در ۱۳۸۳ با مجید جلالی تنها قهرمانی خود را جشن گرفته‌است. جلالی سال ۱۳۸۴ نیز صباباتری را به مقام قهرمانی جام حذفی و سوپرجام ایران رساند. وی با وجود این که پاس و صبا را به رقابت‌های آسیایی رساند؛ اما شانس هدایت این تیم‌ها را در باشگاه‌های آسیا نداشته و جای خود را به دنیزلی و ضیایی سپرد. وی در سال‌های ۱۳۸۶ تا ۱۳۹۱ روی نیمکت تیم‌های اهوازی استقلال و فولاد نشست.
جلالی، دوره‌های مربیگری را از ابتدایی‌ترین سطح تا بالاترین سطح که مدرک حرفه‌ای مربی‌گری می‌باشد، طی کرده‌است. این مربی در سال ۱۳۹۲ با پیشنهادی از سوی باشگاه برایتون در چمپیونشیپ انگلستان مواجه شد؛ اما در نهایت در ۷ خرداد ۱۳۹۲ با امضای قراردادی ۱ ساله، با باشگاه تراکتورسازی تبریز، هدایت این تیم را بر عهده گرفت؛ تا این که در دی ماه ۱۳۹۲ و در هفته ۲۳وم لیگ برتر، در حالی که تیم تراکتورسازی با ۷ امتیاز اختلاف با صدرنشین جدول، در جایگاه ۶ام ایستاده بود، به خاطر اختلافاتی که میان جلالی و هیئت مدیره باشگاه تراکتورسازی به خاطر نتایج ضعیف به وجود آمده بود، از سمت خود در این تیم استعفا داد.
مجید جلالی پس از قبول مربیگری تیم پیکان، بعد از سه فصل حضور در این باشگاه در تاریخ ۲۰ آذر ۱۳۹۷ از این تیم جدا شد. مجید جلالی از ۲۸ دی‌ماه سال ۱۳۹۷ سرمربی نساجی مازندران شد و در خرداد ۱۳۹۸ از این تیم جدا شد
در حال حاضر استاد مجید جلالی با راه اندازی آکادمی فوتبال مجید جلالی (MJ) به آموزش فوتبال پایه و آموزش مربیان فوتبال مشغول است. شعبه مرکزی آکادمی فوتبال مجید جلالی در تهران و در ورزشگاه تختی تهران افتتاح شد. شعبه دوم آن در شهر نیشابور آغاز به کار کرد. و در روز ۱۹ خرداد ۱۴۰۲ با باشگاه مهرآوران شهریار شروع به همکاری نموده و با همکاری این باشگاه شعبه سوم آکادمی مجید جلالی در شهرستان شهریار را افتتاح کردند. مدیریت آموزشی تمام این مجموعه‌ها با استاد جلالی است و مربیان این آکادمی‌ها باید در هر ترم جدیدترین متدهای آموزش فوتبال را زیر نظر ایشان طی کنند.
عالیخانی یک نام خانوادگی است. افراد شاخص با این نام از این قرارند:
این نوشتار فهرست فصل‌های باشگاه فوتبال پاس تهران در فوتبال ایران و آسیا از سال ۱۳۴۸ (که نخستین فصلی بود که پاس در لیگی معتبر شرکت می‌کرد) تا سال ۱۳۸۶ (که پاس به شهر همدان منتقل شد و پاس همدان نام گرفت) است. این فهرست دستاوردهای باشگاه در رقابت‌های مهم، و گلزن برتر در هر فصل را در بر دارد.
باشگاه پاس تهران؛ ۵ بار بالاترین دسته لیگ فوتبال ایران (شامل ۲ جام تخت جمشید، ۲ جام آزادگان و یک جام خلیج فارس) و یک بار جام باشگاه‌های آسیا را برده‌است.
پاس در تمام تاریخ خود، هرگز به دسته پائین‌تر سقوط نکرده و از بالاترین دسته لیگ فوتبال ایران دور نبوده است، با این وجود در سال ۱۳۶۸ که جام قدس برگزار شد حضور نداشت.
باشگاه در سال ۱۳۳۲ با نام شهربانی بنیانگذاری شد. در آن سال‌ها لیگ فوتبال سازمان‌یافته‌ای وجود نداشت و باشگاه در مسابقات قهرمانی نیروهای مسلح شرکت می‌کرد که در همان سال نخست به نایب قهرمانی آن رسید. آمار مشخصی از این بازی‌ها در دست نیست. در سال ۱۳۴۸، که ۶ سال از تغییر نام به پاس می‌گذشت، باشگاه برای نخستین بار وارد جام باشگاه‌های تهران شد، جامی که هیچ‌گاه نتوانست در آن مقامی بهتر از سومی به دست بیاورد. از سالیان پایانی دهه ۱۳۴۰ تا سال ۱۳۵۱، باشگاه تنها در این جام و جام منطقه‌ای شرکت کرد.
پس از راه‌اندازی جام تخت جمشید در سال ۱۳۵۲، پاس وارد این لیگ شد و توانست ۲ بار در این جام به قهرمانی برسد. پس از انقلاب، به دلیل وقوع جنگ ایران و عراق تا سال ۱۳۶۷ هیچ جام فوتبالی در سطح کشور برگزار نشد. در سال ۱۳۶۷ جام قدس برگزار شد که پاس در این جام حضور نداشت. در تمام تاریخ باشگاه پاس تهران، این جام تنها جام دسته برتری بود که باشگاه در آن شرکت نکرد. در این دوران پاس در جام باشگاه‌های تهران و یک دوره جام شهید اسپندی در سال ۱۳۵۸ شرکت کرد.
در سال ۱۳۷۰، جام آزادگان ایجاد شد و پاس در نخستین دوره و دومین دوره آن به قهرمانی دست یافت. پاس به خاطر قهرمانی در جام آزادگان ۱۳۷۰، به عنوان نماینده ایران در جام باشگاه‌های آسیا شرکت کرد و قهرمان شد. پاس پس از استقلال دومین باشگاه ایرانی بود که این جام را می‌برد.
پس از راه‌اندازی لیگ برتر فوتبال ایران، پاس در ۶ دوره این جام حاضر بود و توانست یک قهرمانی و ۲ نایب قهرمانی کسب کند.
در سال ۱۳۸۶، با انتقال پاس به شهر همدان، دوران باشگاه فوتبال پاس تهران به پایان رسید.
راهنمای آمار لیگ:
راهنمای دسته‌ها:
گلزنان برتری که نام و گل‌شان ضخیم نوشته شده است، در آن لیگ آقای گل شده‌اند.
اتحادیهٔ بین‌المللی مخابرات یا آی تی یو (ITU) یک سازمان بین‌المللی وابسته به سازمان ملل متحد است. این اتحادیه دومین اتحادیهٔ قدیمی پس از کمیسیون راین است. این اتحادیه وظیفهٔ قانون‌گذاری و نیز مدیریت فضای فرکانسی، تدوین استانداردهای تبادل داده و اطلاعات و همچنین کمک به رشد و توسعهٔ ارتباطات در سراسر جهان را بر عهده دارد. مقر این سازمان در ژنو سوئیس است.
در سال ۱۸۶۵ پس از اختراع تلگراف حدود بیست کشور اروپایی نهادی را تحت عنوان اتحادیهٔ بین‌المللی تلگراف تأسیس نمودند که نخستین مقررات بین‌المللی ارتباطات راه دور (مخابرات) در آن به تصویب رسید.
این اتحادیه پس از کنفرانسی جهانی در مادرید اسپانیا به اتحادیهٔ بین‌المللی ارتباطات راه دور (مخابرات) یا همان ITU تغییر نام داد. پس از تأسیس سازمان ملل متحد، در سال ۱۹۴۵، آی‌تی‌یو به نهادی وابسته به این سازمان تبدیل شد.
ITU از سه بخش تشکیل شده‌است:
ریاست بخش ارتباطات رادیویی توسط کنفرانس مجمع عمومی چهارسالانهٔ آی‌تی‌یو انتخاب می‌شود. ریاست این بخش، افزون‌بر مسئولیت هماهنگی بین زیربخش‌های مختلف، به‌طور مستقیم مسئولیت ادارهٔ دفتر ارتباطات رادیویی را نیز بر عهده دارد.
صداقت جباری کلخوران (متولد سال ۱۳۴۰، اردبیل) خوشنویس و طراح گرافیک معاصر اهل ایران است.
دارای درجه دکتری در رشته پژوهش هنر از پردیس هنرهای زیبای دانشگاه تهران، دارای درجه استادی از انجمن خوشنویسان ایران و عضو انجمن صنفی طراحان گرافیک ایران است. صداقت جباری در نمایشگاه‌ها و بی‌ینال‌های بسیاری شرکت داشته‌است و همچنین برنده جایزه بزرگ و مدال طلا با اثر
اسماءالحسنی از دوازدهمین بی‌ینال بین‌المللی بنگلادش (۲۰۰۶)، برنده جایزه ویژه دومین و سومین دوسالانه نقاشی بین‌المللی جهان اسلام شده و همچنین موفق به کسب مقام اول و برنده ۳ جایزه (نستعلیق جلی، چلیپا و کتابت) در چهارمین دوره مسابقه بین‌المللی خوشنویسی جهان اسلام (شیخ حمدالله) استامبول ترکیه (۱۹۹۸) شد.
رقص بریلیانت از جمله رقص‌های فولکلوریک قدیمی اهالی آذربایجان است.
این رقص دو نوع متفاوت دارد. اولی در سالهای ۱۹۲۰ الی ۱۹۲۲ در باکو آفریده شده، تمپو آن سریع بوده و ملودی آن بی‌اندازه پرشور است. توسط مردان اجرا می‌شود.
نوع دیگر آن فقط برای اجرای خانمها است. ملودی آن ظریف و آهنگ دار اجرا می‌شود. سرعت آن آرام است.
مترونوم اوّلین بار در سال ۱۸۱۴ میلادی به دستِ مخترعِ آلمانی یوهان مِلتسِل ساخته و معرّفی شد.
مترونوم یک ابزار تمرینیِ موسیقی ست که ضربات یک‌نواخت و پی‌درپی ایجاد می‌کند تا نوازندگان را در نگه‌داشتن ریتم یک قطعهٔ موسیقی یاری دهد. این ضربه‌ها با یکای ضرب در دقیقه (BPM) سنجیده می‌شوند. اغلب مترونوم‌ها قادرند ضرباتی در گسترهٔ ۳۵ تا ۲۵۰ ض.د. دق (ضرب در دقیقه) تولید کنند. رایج‌ترین مورد استفادهٔ مترونوم، کمک به حفظ سرعت (تمپو) و ضرباهنگ ضمن یادگیری و تمرین قطعات دشوار موسیقی است.
مترونوم نه تنها ریتم صحیح و بدون خطا و نوسانی را به نوازنده ارائه می‌کند بلکه دایرهٔ زمانی و محدودهٔ ضربی هریک از ریتم‌های مختلف از کندترین تا سریع‌ترین مانند لارگو (Largo)، آداجیو (Adagio)، آلِگرو (Allegro)، پرِستو (Presto) و غیره را در اختیار نوازنده می‌گذارد.