رفتن به نوشته‌ها

برچسب: مه‌بانگ

تورم کیهانی، تلاشی برای رفع مشکلات نظریه مه‌بانگ

«در ۱۹۸۱ میلادی، مدل تورم توسط آلن گوت، برای پاسخ به چند مشکل اساسی در نظریه مهبانگ داغ، ارایه شد.»

 

نظریه مهبانگ داغ از جهات زیادی، یک نظریه‌ی موفقیت‌آمیز بوده و هم‌خوانی زیادی با مشاهدات رصدی داشته است که به‌طور خلاصه می‌توان به موارد زیر اشاره کرد:

  • گسترش کیهان
  • وجود تابش زمینه کیهانی و توصیف طیف آن
  • فراوانی عناصر سبک در کیهان(دوران هسته سازی)
  • اینکه سن پیش بینی شده‌ی کیهان، قابل مقایسه با اندازه‌گیری‌های مستقیم انجام شده روی سن اجرام درون آن است
  • و اینکه با وجود داشتن بی‌نظمی‌های موجود در تابش زمینه‌ی کیهانی، میتوان توصیف قابل قبولی برای رشد ساختار در کیهان به وسیله‌ی رمبش گرانشی داشت.

مسأله‌ افق

اما با وجود این موفقیت‌ها، نظریه‌‌‌‌ی مهبانگ داغ نمی تواند به چند پرسش اساسی پاسخ دهد؛ اول آن‌که چرا کیهان در مقیاس‌های بزرگ تا این اندازه همگن و همسانگرد است؟ با نگاه کردن به طیف تابش زمینه‌ی کیهانی می‌توان دریافت که نقاط مختلف آسمان، با دقت زیاد(از مرتبه‌ی یک در صد هزار)، در همه‌ی جهات دارای ویژگی‌های کاملا یکسان هستند. به طور معمول برای آنکه دو جسم شبیه به هم باشند، باید زمانی با یکدیگر در تماس بوده باشند تا اصطلاحا به تعادل گرمایی برسند. به عنوان مثال وقتی یک لیوان چای داغ را در محیط اتاق قرار دهید، پس از مدتی با محیط هم‌دما شده و به تعادل گرمایی می‌رسند. اما دو نقطه‌ در جهت مقابل یک‌دیگر در آسمان که نورشان از دوران واجفتیدگیِ نور و ماده به ما می‌رسد، نمی‌توانند روزی در تماس با هم بوده باشند؛ چرا که نور هر یک، از آن زمان تا به حال در راه بوده تا تنها به نقطه‌ای که ما قرار داریم برسد.

مسأله‌ی افق. فوتون‌هایی که از دو لبه‌ی کیهان به ما می‌رسند، زمان کافی برای این‌که در گذشته به تعادل ترمودیناکی برسند را نداشته‌اند. نگاره از ویکی‌پدیا

حال آن‌که حداقل به همان اندازه زمان نیاز بوده است تا بتواند با نقطه‌ی دیگر برهم‌کنش داشته باشد. البته با انجام محاسبات، می‌توان نشان داد که حتی دو نقطه‌ در فاصله‌ی زاویه‌ای حدود دو درجه در آسمان نیز زمان کافی برای رسیدن به تعادل گرمایی را نداشته‌اند؛ زیرا دو نقطه، باید پیش از دوران واجفتیدگی به تعادل گرمایی رسیده باشند. دوره‌ی واجفتیدگی به دوره‌ای گفته می‌شود که به علت گسترش فضا و در نتیجه کاهش دمای کیهان، انرژی فوتون‌ها به اندازه‌ای کاهش یافته است که از آن پس، فوتون‌ها دیگر با هسته‌های اتم برهم‌کنش نداشته و آزادانه در فضا منتشر شده اند. تا پیش از آن، فوتون‌ها به علت پراکندگی زیاد از هسته‌ها، قادر به طی کردن مسافت‌های طولانی نبودند. بنابراین از آن‌‌جایی که برای برهم‌کنش دو نقطه با یک‌دیگر، نور باید مسافت بین‌شان را بپیماید، نسبت به حالت عادی بعد از این دوره، زمان بیشتری نیاز است تا به تعادل گرمایی برسند. این پرسش که چرا طیف تابش زمینه‌ی کیهانی در همه‌ی جهات تقریبا یکسان است، معروف به مسأله‌ی افق می‌باشد.

مسأله تخت بودن

پرسش دیگر موسوم به مسأله‌ی تخت بودن، در مورد هندسه‌ی کیهان است. طبق مشاهدات رصدی به خصوص تابش زمینه‌ی کیهانی، جهان تقریبا تخت است. در واقع هندسه‌ی فضا ـ زمان با همان هندسه‌ی آشنای اقلیدسی یا به بیان دیگر متریک مینکوفسکی توصیف می‌شود؛ طبق نظریه‌ی نسبیت عام انیشتین، فضا ـ‌ زمان میتواند بسته به توزیع چگالی ماده‌ي (یا انرژی) درون آن، دارای انحنا باشد.

هندسه محلی جهان با توجه به اینکه چگالی نسبی Ω کوچکتر،بزرگتر یا برابر با یک باشد، تعیین می گردد. از بالا به پایین: یک جهان کروی با چگالی بیشتر از چگالی بحرانی (Ω>1, k>0)؛ جهان هایپربولیک با چگالی کمتر از چگالی بحرانی (Ω<1, k<0)؛ و یک جهان تخت با چگالی دقیقا برابر با چگالی بحرانی (Ω=1, k=0). جهان ما برخلاف این نمودار ها، سه بعدی است. نگاره از ویکی‌پدیا

اگر چگالی ماده در جهان کمتر از مقدار معینی موسوم به چگالی بحرانی باشد، انحنا منفی بوده و جهان باز است؛ در واقع کیهان تا ابد به گسترش خود ادامه خواهد داد. اگر چگالی کل ماده از چگالی بحرانی بیشتر باشد، انحنا مثبت بوده و اصطلاحا جهان بسته است؛ به عبارت دیگر، گسترش کیهان پس از مدتی متوقف شده و شروع به رمبش می‌کند تا به نقطه‌ی تکینگی یا مه‌رُمب برسد. در حالتی که چگالی ماده در کیهان با چگالی بحرانی برابر است، با جهانی تخت رو به رو هستیم که انحنای آن صفر می‌باشد. همچنین به نسبتِ چگالی کل کیهان به مقدار چگالی بحرانی آن در هر زمان، پارامتر چگالی گفته می‌شود. طبق تعریف های بالا می‌توان به سادگی دریافت، در صورتی که این پارامتر برابر یک باشد، جهان تخت است و اگر بزرگ‌تر یا کوچک‌تر از یک باشد، به ترتیب انحنای فضا ـ زمان، مثبت و منفی خواهد بود. طبق آخرین داده‌های رصدی، مقدار پارامتر چگالی در حال حاضر بسیار به یک نزدیک بوده و جهان با دقت نیم درصد تخت است. با حل معادلات می‌توان نشان داد که با گذشت زمان، انحراف از تخت بودن افزایش می‌یابد، به‌طوری‌که کوچک‌ترین انحراف از تختی در دوران اولیه‌ی کیهان، خیلی زود به جهانی با انحنای غیر صفر می‌انجامد. بنابراین با توجه به مقدار کنونیِ پارامتر چگالی، هر چه به زمان‌های عقب‌تر برویم، مقدار این پارامتر به یک نزدیک‌تر شده و جهان به تخت بودن، نزدیک و نزدیک‌تر می‌شود.

مثلا در دوران واجفتیدگی (سیصد و هشتاد هزار سال بعد از مهبانگ)، اختلاف پارامتر چگالی از عدد یک، از مرتبه‌ي یک در صد هزار است. در دوران هسته سازی (یک ثانیه پس از مهبانگ)، این مقدار از مرتبه‌ی یک در یک میلیارد میلیارد بوده و در مقیاس‌های انرژی الکتروضعیف (یک هزار میلیاردم ثانیه بعد از مهبانگ)، کیهان با دقتِ یک در هزار میلیارد میلیارد میلیارد، تخت بوده است!

مسأله تخت بودن و تنظیم ظریف.

پرسشی که در اینجا مطرح می‌شود این است که چرا کیهان باید با مقدار اولیه‌ای تا این اندازه نزدیک به تخت بودن، آغاز شده باشد. گویی که کیهان دارای تنظیمی ظریف است. هر اختلاف ناچیزی از این مقدار اولیه، می‌توانسته به تفاوتی فاحش منجر شده و کیهان را به شکلی دیگر درآورد.

مسأله ذرات یادگاره

این دو پرسش یعنی مسأله‌ی افق و مسأله‌ی تخت بودن، توسط یاکوف بوریسوویچ زلدوویچ، در اوایل دهه‌ی ۱۹۷۰ میلادی مطرح شد. وی چند سال بعد، در ۱۹۷۸ میلادی، مسأله‌ی دیگری با عنوان مسأله‌ی تک‌قطبی مغناطیسی را مطرح کرد که در واقع نوع دیگری از همان مسأله‌ی افق است که در فیزیکِ ذراتِ بنیادین مطرح می‌شود. طبق پیش‌بینی نظریه‌های مدرنِ ذرات، یک سری از ذرات یادگاره‌ که در دوران آغازین کیهان تولید شده‌اند، باید در کیهان امروزی نیز وجود داشته باشند. این یادگاره‌ها شامل موارد زیر هستند:

هر چند که در ابتدا، مسأله‌ی تک‌قطبی‌های مغناطیسی که از نتایج نظریه‌ی وحدت بزرگ هستند مطرح شد، اما این بحث برای بقیه‌ی یادگاره‌ها نیز برقرار است. تک‌قطبی‌ مغناطیسی نسبت به ذراتی مانند پروتون‌ بسیار سنگین‌تر بوده و به‌همین‌خاطر باید در زمان‌های نزدیک به ما به صورت غالب در کیهان ما حضور داشته باشند. این در حالی است که تا به امروز هیچ تک‌قطبی مغناطیسی در جهان مشاهده نشده است!

مدل تورم

نگازه از edge.org
آلن گوث، نگازه از edge.org

سه سال بعد، آلن گوت، مدل تورم را برای پاسخ به مسأله‌ی تک‌قطبی مغناطیسی پیشنهاد داد. اما خیلی زود مشخص شد که این مدل می‌تواند پاسخ‌گوی بقیه‌ی پرسش‌ها نیز باشد. ایده‌ی مدل تورم بسیار ساده است؛ جهانِ خیلی آغازین، دست‌خوش گسترشی بسیار بزرگ شده است. در واقع در بازه‌ی زمانی ۱۰−۳۶ تا حدود ۱۰−۳۲ ثانیه پس از مهبانگ، کیهان به صورت نمایی گسترش یافته، به‌طوری که در این بازه‌ی زمانی بسیار کوتاه، از چیزی بسیار کوچک‌تر از یک اتم تا حدود اندازه‌ی یک توپ بسکتبال، افزایش حجم پیدا کرده است! گسترش بسیار سریع کیهان در دوره‌ی تورم، موجب شد تا ذرات یادگاره رقیق شوند؛ بدین ترتیب، مقدار آن‌ها در کیهان امروزی قابل اغماض خواهد بود. هم‌چنین دو نقطه‌ای که در حال حاضر در فاصله‌ي زیاد از یک‌دیگر قرار دارند، در زمان پیش از تورم، قادر بوده‌اند در تماس با یک‌دیگر باشند؛ چرا که تورم باعث دور افتادن آنها از یک‌دیگر با سرعتی بسیار بیشتر از سرعت نور شده است. بنابراین دو نقطه‌‌ی به ظاهر غیر مرتبط با یک‌دیگر در زمان کنونی، پیش از تورم در تعادل گرمایی بوده‌اند. در مورد مسأله‌ی تخت بودن نیز این‌طور می‌توان بیان کرد که به علت کش‌آمدگی زیادِ کیهان در این دوره، هر گونه انحنای اولیه‌ی فضا ـ زمان، به جهانی بسیار نزدیک به جهانِ تخت منجر شده تا آن‌جا که امروز نیز کیهان تقریبا تخت است. تنها در آینده‌ای دور است که بار دیگر پارامتر چگالی از مقدار یک فاصله خواهد گرفت.

علاوه بر موارد یاد شده، امروزه می‌دانیم مدل تورمی، نقش مهمی در توصیف منشأ ساختارها در کیهان و وجود ناهمسانگردی‌های موجود در طیف تابش زمینه‌ی کیهانی دارد؛ همانطور که پیشتر اشاره شد، طیف تابش زمینه‌ی کیهانی کاملا همگن نیست، بلکه افت و خیزهای دمایی ناچیزی از مرتبه‌ی یک در صد هزار، در آن مشاهده می‌شود. احتمالا این افت و خیزها توسط نیروی گرانش تقویت شده‌ و بنابراین مناطقی با چگالی بیشتر و بیشتر به وجود آمده‌اند که هسته‌های اولیه برای اولین ستارگان را تشکیل داده و بعدها منجر به ساختِ ساختارهای بزرگ‌تر مانند کهکشان‌ها، خوشه‌های کهکشانی و نهایتاً ابرخوشه‌ها در کیهان شده‌اند.

نمایش تعمیم نظریه مه‌بانگ توسط مدل تورم

طبق مدل تورم، طی این دوره، افت و خیزهای کوانتومی اولیه در خلأ، با کش‌ آمدن کیهان، تبدیل به افت و خیزهای کلاسیک شدند و ناهمسانگردی‌های موجود در طیف تابش زمینه‌ی کیهانی را به وجود آوردند.

در پایان، باید به این نکته توجه داشت که مدل تورم به عنوان رقیبی برای نظریه‌ی مه‌بانگ داغ نیست، بلکه در دوران خیلی آغازینِ کیهان اتفاق افتاده و نظریه‌ی مهبانگ داغ، برای زمان‌های بعد از این دوره، با تمام موفقیت هایش در توصیف کیهان، صادق است.

 

کیهان‌شناسی نوین

در این مقاله سعی شده است تا با مروری کوتاه بر سیر تاریخی کیهان‌شناسی نوین، گوشه‌ای از تلاش‌های کیهان شناسان و فیزیکدانان، برای ارایه‌ی توصیفی از تحول کیهان، نمایش داده شود.

به یاد آنان که راه را هموار ساختند…

آلبرت آینشتین – نگاره از ویکی‌پدیا

در سال ۱۹۱۵ میلادی، آلبرت انیشتین با ارایه نظریه‌ی نسبیت عام، فصلی تازه در علم کیهان‌شناسی رقم زد و در واقع کیهان‌شناسی مدرن را پایه‌ریزی نمود. در آن زمان انیشتین بر این باور بود که عمر کیهان بی‌نهایت است و جهان در طول زمان تغییری نمی‌کند. این درحالی است که جواب‌های معادلات نسبیت عام، جهانی را توصیف می‌کردند که در حال تحول بود. بدین ترتیب انیشتین در مقاله‌‌اش در سال ۱۹۱۷ میلادی، برای توصیف جهان ایستای خود، با فرض برقراری اصل کیهان‌شناسی، عددی ثابت به نام «ثابت کیهان‌شناسی» را در معادلات خود وارد کرد تا این اثر را خنثی کند. طبق اصل کیهان‌شناسی، جهان در مقیاس‌های به‌اندازه کافی بزرگ، همگن و همسانگرد (در همه جهات یکسان) است. البته بعدها با کشف انبساط کیهان، انیشتین اضافه کردن این ثابت در معادلاتش را بزرگترین اشتباهش خواند.

در همان سال، ویلیام دو سیتر جواب دیگری از معادلات را برای جهانی با فضای غیر تخت و خالی از ماده اما شامل ثابت کیهان‌شناسی، ارایه داد. اگرچه ممکن است این مدل غیر واقعی و بی‌اهمیت به‌نظر بیاید، اما جالب است بدانید که امروزه این مدل در نظریه تورم که مربوط به کیهان آغازین است، نقشی اساسی ایفا می‌کند. در مدل دوسیتر جهان به‌صورت نمایی منبسط می شود.

چگونگی انتقال به سرخ و آبی بسته به (به‌ترتیب) دور یا نزدیک شدن منبع. نگاره از ویکی‌پدیا

الکساندر فریدمان (۱۸۸۸-۱۹۲۵)، ریاضیدان و فیزیکدان روسی، در سال ۱۹۲۲ میلادی، مدل دیگری ارایه داد که در واقع می‌توان آن را حد وسطی از مدل انیشتین و مدل دوسیتر دانست. اگرچه این مدل در آن زمان چندان مورد اقبال واقع نشد، اما پنج سال بعد در حالی‌ که فریدمان از دنیا رفته بود، این جواب ها توسط ژرژ لومتر، کشیش و فیزیکدان بلژیکی، بطور مستقل به‌دست آمدند. وی تلاش کرد تا پیش‌بینی‌های این مدل مبنی بر انبساط کیهان را با نتایج رصدی که به تازگی انجام گرفته بود، مرتبط سازد. این مشاهدات حاکی از آن بود که در طیف کهکشان‌های دوردست، اثری موسوم به «انتقال به سرخ» دیده می‌شود که می‌توان آن‌ را در نتیجه‌ی دور شدن کهکشان‌ها و در واقع انبساط کیهان دانست. البته فردی به نام فریتس تسوئیکی نظر دیگری داشت. وی مدلی موسوم به «نور خسته» را پیشنهاد داد که در آن ادعا می‌شد که نور به دلیل برهم‌کنش با موادی که بر سر راهش هستند، مقداری از انرژی خود را از دست می‌دهد و طول موجش افزایش می‌یابد. بنابراین طیف کهکشان‌های دور دست به سمت طول موج‌های بلندتر منتقل می‌شود. امروزه می‌دانیم که این مدل با داده های رصدی مغایرت داشته و فاقد اعتبار است.

در سال ۱۹۳۱ لومتر مقاله‌ای منتشر کرد که در آن ادعا شده بود که در مدل فریدمان، کیهان باید از یک حالت اولیه تکامل پیدا کرده باشد که شامل مقدار بسیار زیادی از پروتون‌ها، الکترون‌ها و ذرات آلفا بوده است که همگی با چگالی از مرتبه‌ی هسته‌ی اتم در کنار یکدیگر قرار داشته‌اند. وی این حالت را «اتم قدیم: Primaeval Atom» نامید. لومتر را می‌توان در واقع پدر نظریه مه‌بانگ دانست. عبارت «مه‌بانگ» را اولین بار فرد هویل در سال ۱۹۴۹ میلادی، هنگامی‌که در یک برنامه‌ی رادیویی بی‌بی‌سی در مورد این مدل صحبت می‌کرد، به حالت طعنه آمیزی بکار برد. اما این تعبیر خیلی زود رایج شده و مورد استفاده قرار گرفت.

گیرنده‌ای که پنزیاس و ویلسون با آن تابش زمینه کیهانی را کشف کردند. نگاره از ویکی‌پدیا

یکی از مباحث داغی که در سال های ۱۹۴۰ میلادی وجود داشت، موضوع منشأ عناصر شیمیایی بود. در سال ۱۹۴۶ جرج گاموف، فیزیکدان هسته‌ای، با الگوگیری از نظرات لومتر مقاله‌ای منتشر کرد مبنی بر این‌که فازهای اولیه‌ی مدل فریدمان می‌توانند محتمل‌ترین مکان برای هسته‌سازی عناصر شیمیایی باشند. گاموف ادعا کرد که اگر در مدل فریدمان به عقب برگردیم می‌توانیم به نقطه‌ای به اندازه‌ی کافی چگال و پر انرژی برسیم که در آن فرآیندهایی غیر تعادلی مربوط به هسته سازی امکان‌پذیر باشند. در همان سال رالف آلفر،‌ دانشجوی گاموف، نیز به او پیوست تا روی محصولات ناشی از این هسته‌سازی کار کند. دو سال بعد گاموف و آلفر به همراه هانس بیته، مقاله‌ای منتشر کردند و در آن به جزییات موضوع پرداختند. اهمیت این مقاله بر این بود که نشان داد اگر عناصر طبیعی منشأیی کیهانی داشته باشند، نیاز به فازی بسیار داغ و چگال در کیهان اولیه ضروری خواهد بود. در همان سال آلفر و رابرت هرمان محاسبات را دقیق‌تر کرده و این بار تحولات کیهان اولیه‌‌ای که در حال انبساط بود هم در نظر گرفتند و به نتیجه‌ای جالب و مهم رسیدند؛ بقایای سرد شده‌ی فازهای داغ اولیه‌، هنوز هم باید در کیهان امروزی وجود داشته باشند. آنها دمای این بقایا را در حدود پنج کلوین پیش‌بینی کردند. امروزه این بقایا با عنوان «تابش پس زمینه کیهانی» شناخته می‌شوند.

طبق محاسباتی که توسط آلفر و هرمان انجام شد، در دوران هسته‌سازی حدود ۲۵٪ از اتم‌های هیدروژن اولیه به اتم هلیوم تبدیل شده و تنها مقدار بسیار ناچیزی (حدود ۰/۰۰۰۰۱٪ )، تبدیل به اتم‌های عناصر سنگین‌تر شدند. این درحالی بود که مشاهدات نشان می‌دادند که مقدار عناصر سنگین در جهان، خیلی بیشتر از مقدار پیش بینی شده است. بدین ترتیب نظریه مهبانگ با مشکل بزرگی برای توجیه میزان اتم‌های سنگین روبرو بود. (البته چند سال بعد معلوم شد که عناصر سنگینی مانند کربن، اکسیژن و آهن، در دل ستارگان پرجرم و انفجارهای ابرنواختری تولید می‌شوند.) این موضوع موجب شد تا در سال ۱۹۴۸ میلادی، فرد هویل، توماس گلد و هرمان بوندی، «نظریه حالت پایدار» را به‌عنوان جایگزینی برای مدل مهبانگ ارائه دهند. در این نظریه ادعا شده است که جهان، هم در فضا و هم در زمان، همگن و همسانگرد است.(اصل کیهان‌شناسی کامل) در واقع جهان، همواره به همین شکل و شمایل امروزی وجود داشته است.

«به یک معنا، شاید به‌توان گفت که نظریه حالت پایدار در شبی شروع شد که بوندی، گلد و من، مشتری یکی از سینماها در کمبریج شدیم. اگر درست خاطرم باشد، اسم فیلم «مرگ تاریکی» بود؛ فیلم دنباله‌ای از چهار داستان از ارواح بود که همان‌طور که چند تن از شخصیت‌ها در فیلم می‌گفتند، به نظر می‌رسید که ربطی میانشان نباشد اما با یک ویژگی جالب که انتهای داستان چهارم به طرز غیرمنتظره‌ای به ابتدای داستان اول مربوط بود. در نتیجه به‌موجب آن، پتانسیل برای یک چرخه‌ی بی پایان وجود داشت. وقتی آن شب سه نفرمان به اتاق‌های بوندی در دانشگاه ترینیتی برگشتیم، ناگهان گلد گفت: چه می‌شود اگر عالم نیز شبیه این باشد!؟ شاید این‌طور تصور شود که حالت‌های بدون تغییر، لزوما ساکن و راکد هستند. کاری که فیلم داستان ارواح برای ما انجام داد این بود که خیلی سریع این تصور اشتباه را از هر سه نفرمان برطرف کرد. می‌توان حالت‌های بدون تغییری داشت که پویا باشند. مانند یک رودخانه‌ی آرام در حال جریان. عالم باید پویا باشد؛ چرا که قانون انتقال به سرخ هابل این را اثبات می‌کند… از این‌جا می‌توان به سادگی دریافت که نیاز است که خلق پیوسته‌ی ماده وجود داشته باشد.»

هویل نرخ خلق ماده را یک ذره در سانتی متر مکعب در هر ۳۰۰۰۰۰ سال، به‌دست آورد. برخلاف بوندی و گلد که رهیافتی فلسفی به نظریه حالت پایدار داشتند، هویل فرضیه خود را از دیدگاه نظریه‌ی میدان بنا نهاد و میدانی به نام «میدان سی: C-Field» را برای خلق ماده در نظر گرفت. این نظریه در همان سال نخست توانست نظر بسیاری از ستاره‌شناسان و حتی مردم عامه را به خود جلب کند. نظریه حالت پایدار از آنجایی برای ستاره شناسان دارای اهمیت بود که می‌توانست توضیح جایگزینی از منشأ عناصر ارایه دهد.

این نگاره، نمایشی هنری از انبساط متریک فضاست که در آن فضا (که شامل قسمت‌های فرضی غیرقابل مشاهده جهان هم هست) را در هر لحظه از زمان را می‌توان با برشی قرصی از نمودار نمایش داد. توجه کنید که در سمت چپ شکل می‌توانید انبساط دراماتیک فضا در دوره تورمی را ببینید. نگاره از ویکی‌پدیا

تا مدتی، کیهان‌شناسان به دو گروه که هریک طرف‌دار یکی از نظریه‌های حالت پایدار یا مه‌بانگ بودند، تقسیم شده بودند. تا آنکه شواهد رصدی‌ای مانند «شمارش منابع رادیویی: the Counts of Radio Sources»، بر اعتبار نظریه مهبانگ افزود و سرانجام در سال ۱۹۶۵ میلادی هنگامی‌که آرنو پنزیاس و رابرت ویلسون بر روی امواج رادیویی کار می‌کردند، توانستند به طور کاملا اتفاقی، تابش زمینه کیهانی که از پیش بینی‌های مهم نظریه مه‌بانگ بود را کشف کنند. در واقع این کشف، مهر تأییدی بود بر نظریه مه‌بانگ که موجب شد تا این نظریه به عنوان نظریه‌ای مورد توافق همگان در بیاد.

البته نظریه مهبانگ قادر نبود تا به بعضی از سوالات اساسی مانند مسئله‌ی افق یا مسئله‌ی تخت بودن جهان و یا مسئله تک‌قطبی‌های مغناطیسی پاسخ بدهد. به همین خاطر در سال ۱۹۸۱ میلادی، آلن گوت، با معرفی مدلی موسوم به «مدل تورم» توانست پاسخگوی این سوالات باشد. مدل تورم ادعا میکند که کیهان در بازه‌ی زمانی بین۱۰−۳۶ تا حدود ۱۰−۳۲ثانیه بعد از نقطه‌ی تکینگی اولیه، دستخوش انبساطی با نرخ نمایی شده است! امروزه با استفاده از ابزارهای دقیق رصدی می‌توانیم شواهدی دال بر وجود دوران تورم را به ویژه در تابش زمینه‌ی کیهانی مشاهده کنیم.

پیشرفت های رصدی و همچنین پیشرفت‌هایی که از لحاظ نظری در زمینه رشد ساختارهای بزرگ مقیاس در اواخر قرن بیستم میلادی صورت گرفت، منجر به نتایج زیر شد:

  • اولا احتمالا به‌مقدار نسبتا قابل توجهی ماده‌ی تاریک غیر نسبیتی (ماده‌ی تاریک سرد) وجود دارد.
  • ثانیا باید یک ثابت کیهان‌شناسی غیر صفر (لامبدا) وجود داشته باشد.

سرانجام این نتایج موجب شد تا مدل لامبدا سی‌دی‌ام: ΛCDM Model، در سال ۱۹۹۵، توسط جرمی اوستریکر و پائول استینهاردت پیشنهاد شود. چهار سال بعد، با کشف این‌که جهان به صورت شتاب‌دار در حال انبساط است، این مدل به عنوان مدل پیشرو مورد توجه قرار گرفته و خیلی زود توسط مشاهدات دیگر نیز تأیید شد.

کلاس جدید در کورس‌ارا، «از مه‌بانگ تا انرژی تاریک»

امروزه من تقریبا انتظار دارم که همه coursera رو بشناسند. نهادی که با تلاش چند نفر از اساتید دانشگاه استنفورد، مثل Daphne Koller ایجاد شد، تا به همه‌ی افراد جهان فرصت یادگیری بهتر رو ارائه کنه. مطمئنا آینده‌ی نوع بشر به این حرکت افتخار خواهد کرد. (این سخنرانی Daphne Koller توی تد رو از دست ندید.)

بهونه‌ای که باعث شد اینجا در موردش بنویسم، این کلاس جدید بود: «از مه‌بانگ، تا انرژی تاریک». البته به نظر می‌رسه که این کلاس بیشتر جنبه‌ی اطلاعات عمومی سطح بالا داشته باشه، تا یه کار آکادمیک. اما برای کسانی که فیزیک رو حرفه‌ای دنبال نمی‌کنن گزینه‌ی بی‌نظیر و جذابیه.

کورس ارا

از یادگیری لذت ببرید. 🙂

آیا جهان ما واقعا در حال انبساطه؟

صرف‌نظر از این که چقدر فیزیکی (اهل فیزیک) باشیم، تقریبا همه‌ی ما اسم مه‌بانگ رو شنیدیم، انصافا هم ایده‌ی جذاب و سینمایی‌ای هست. ایده‌ای که توی تقریبا یک قرن اخیر نظریه‌ی غالب بین عوام، و شاید فیزیک‌دان‌ها بوده.

ایده می‌گه که همه چیز از یه انفجار شروع شد. «بووووم!» البته اون موقع احتمالا صدا نداشته! :)بعدش چی؟ بعدش دنیای ما شروع کرد به انبساط. کی گفته؟ شاهد داریم. 🙂

CMB Timeline
CMB Timeline

یکی از مشاهدات ما از جهان اطرافمون، پدیده‌ایه به اسم سرخ‌گرایی(انتقال به سرخ). همون قصه‌ی دوپلر، که می‌گه وقتی منبع موج از ما دور می‌شه، طول موجی که ما دریافت می‌کنیم بیشتر می‌شه، و هر چی سرعت دور شدنش بیشتر باشه، این تفاوت بیشتر می‌شه. ما چی دیدیم؟ هابل متوجه شد این که نورهایی که از خیلی خیلی دور(!) به چشم ما می‌رسن، قرمز‌تر می‌شن، و از اون جالب‌تر، این که اون‌هایی که دورتر هستن، سریع‌تر قرمز می‌شن. خب جالب شد! انگار اون تئوری قشنگه داره جواب می‌ده. خوبه، مشکلی هم نیست.

اما من نمی‌تونم بگم چون نظریم شواهد رو تایید می‌کنه، نظریم درسته، ممکنه توضیح دیگه‌ای هم وجود داشته باشه. چند روز پیش، یه آقایی پیدا شده، که یه تئوری به جای «جهان در حال انبساط» ارائه کرده.

نوری که یه ذره از خودش ساطع می‌کنه، وابسته به جرم اون ذره هم هست. هر چی ذره سنگین‌تر، انرژی ساطع‌شده بیشتر، طول موج کم‌تر، و نور آبی‌تر. تئوری این آقا می‌گه:«جرم ذرات در طول زمان در حال افزایشه». خب چطوری باهاش سرخ‌گرایی رو توضیح بدیم؟ خیلی ساده. از اونجایی که سرعت نور ثابته، ما از کهکشان‌های دورتر، تصویر قدیمی‌تری داریم. یعنی هر چی کهکشان مورد نظر از ما دورتر باشه، باید تصویر قرمز‌تری رو ازش ببینیم. بد به نظر نمی‌رسه، اما فایدش چیه؟

ظاهرا با ریاضیاتی که این آقا ارائه کرده، مه‌بانگ دیگه شامل تکینگی نیست. این خیلی خوبه، چون تکینگی توی هیچ علمی چندان چیز جذابی نیست (حداقل تا جایی که من می‌دونم). اما به چه قیمتی؟ این یکی تئوری که خیلی هم سینمایی از آب در نیومد! 🙂

اما ظاهرا تا اینجا این تئوری با چیز‌هایی که می‌بینیم، و ریاضیاتی که تا امروز برای جهانمون قبول کردیم می‌خونه. البته هنوز برای نتیجه‌گیری زوده، اما کسانی که مقاله رو دیدن بهش فحش ندادن. 🙂 در کل استقبال بد نبوده.

اما چطوری تستش کنیم؟ متاسفانه حداقل هنوز که راهی نداریم. جرم از اون چیزاییه که اصلا نمی‌دونیم چیه و از کجا اومده، نتیجتا باید صبر کرد، تا ببینیم چی می‌شه.

همه‌ی این حرفا رو زدم، این خبر رو نوشتم، که موضع خودم، و خیلی از دوستام رو در مورد یک چیز مشخص کنم:

«این که این نظریه بعد از آزمایش تایید یا رد می‌شه، برای من چندان مهم نیست. این برای من مهمه، که این نظریه‌ به تناقض می‌رسه یا نه؟ این که آیا جهان این‌شکلی تصور‌پذیره؟ یه مثال مشابه می‌زنم، آیا ذهن من می‌تونه هندسه‌ای رو تصور کنه که توش «خط l و نقطه‌ی p داده شده‌اند، حداقل ۲ خط متمایز موازی با l از p می‌گذرند.» درست باشه ؟ در مورد سوال دوم مطمئنم که جواب مثبته، و این برای من ارزشمنده.»

منبع خبر

لینک مقاله‌ی مورد بحث