توی این پست میخوام مقداری درمورد مفهوم «انتقال به سرخ» و انواعش توضیح بدم. انتقال به سرخ یا «Redshift» مفهومیه که به کمک اون تونستیم دریچهای از کهکشان راه شیری خودمون به باغ وحشی از کهکشانها و ساختارهای بزرگ مقیاس کیهانی باز کنیم. به کمک این پدیده، از حدود صد سال پیش، متوجه شدیم که کیهان، فقط محدود به کهکشان راه شیری نیست و بیش از پیش بهاصل کوپرنیکی معتقد شدیم.
حتما دقت کردید وقتی یه ماشین یا موتوری با سرعت از جلوتون رد میشه، صداش تغییر میکنه؛ همینطور که نزدیکتر میشه صداش زیرتر و وقتی عبور میکنه و دور میشه صداش کمی بمتر میشه. کمی اگر دقیقتر صحبت کنیم این اتفاق، به ترتیب، به معنی طول موجهای کوتاهتر و بلندتر هست. به این پدیده،اثر داپلر میگن. خب حالا چرا این اتفاق میفته؟(دقت کنید که راننده اتومبیل تغییری توی صدا احساس نمیکنه!) احتمالا این وسط یا اتفاقی برای صوتی که به ما میرسه میفته یا اینکه برای خود ما! خداروشکر مشکل از ما و سیستم شنواییمون نیست که بگیم دچار کجشنوایی شدیم! داستان به اینجا برمیگرده که منبع تولید موج صوتی نسبت به ما در حال حرکت هست؛ بنابراین همینطور که اتومبیل از ما دورتر میشه، هر قله(دره) متوالی، از جایی دورتر از ما، نسبت به موج قبلی منتشر میشه و یه خرده زمان بیشتری میبره تا به ما برسه. با فرض اینکهسرعت موج صوتی ثابت هست، پس فاصله بین قلهها (درهها) هم باید بیشتر باشه؛ یعنی طول موج بیشتر میشه (معادل فرکانس کمتر). وقتی که منبع صوت درحال نزدیک شدن هست، دقیقا عکس این اتفاق میفته و طول موج برای «ما» که ناظر هستیم تغییر میکنه و کوتاهتر میشه.
توجه کنید که اینجا مسأله، انتخابچارچوب مرجع هست. یعنی اگه ما که وایستادیم هم مثلا درحال شیپور زدن باشیم(به دلایلی نامعلوم! ؛)) اتومبیل در حال عبور، همین تغییر در فرکانس رو حس میکنه. بنابراین اثر داپلر بهدلیل حرکت نسبی بین منبع صوت و ناظر اتفاق میفته.
اثر داپلر
در ۱۸۴۲ میلادی، جناب آقایداپلر برای اولین بار این توجیه فیزیکی رو برای این پدیده ارائه داد و ادعا کرد که این پدیده برای هر نوع موجی درسته و مشخصا پیشنهاد داد که رنگهای مختلف ستارهها، بهخاطر حرکتی هستش که نسبت به ما دارن (البته خیلی زود معلوم شد کهرنگ ستارهها، فقط به دمای سطحی اونها بستگی داره و نه حرکتشون نسبت به زمین). شش سال بعد، جنابفیزو به این نکته اشاره کرد که جابهجایی که در خطوط طیفی ستارهها مشاهده میشه، بهدلیل اثر داپلر هست. به همین خاطر بعضی مواقع به این اثر، «اثر داپلر-فیزو» هم میگن. برای اینکه بحث رو ادامه بدیم، اجازه بدید اول توی یه قسمت پرانتزطوری، مختصرا درمورد طیفها صحبت کنیم تا موضوع روشن بشه.
منظور از طیف یه ستاره چیه؟
چگونگی شکلگیری انواع طیفها (طیف پیوسته، جذبی و گسیلی)
اگه یه منشور رو جلوی نور خورشید بگیرید، رنگین کمانی در طول موجهای مرئی تشکیل میشه که بهشطیف پیوسته میگن. حالا فرض کنید که گاز سردی از ماده خاصی رو بر سر راه این نور قرار بدید. وقتی نور به اتمهای گاز سرد برخورد میکنه، توی بعضی از طول موجهای خاص که تابعی از اختلاف انرژی بین ترازهای الکترونهای برانگیخته شده هست، جذب میشه. بنابراین توی طیف جدید، چند خط تیره در طول موجهای مختلف وجود داره. به این طیف، «طیف جذبی» میگن. اینبار فرض کنید که این گاز رو داغش بکنیم. دقیقا توی طول موجهایی که توی حالت قبل جذب اتفاق افتاده بود، اینبار گسیل نور داریم؛ توی این حالت، وقتی الکترونهای برانگیخته از ترازهای انرژی بالاتر به ترازهای انرژی پایینتر گذار میکنن، نوری گسیل میشه که طول موجش، متناسب با اختلاف انرژی تراز ابتدایی و انتهایی هست. این بار طیف، فقط شامل چند خط روشن در طول موجهای مختلف هست و بهش «طیف گسیلی» میگن. نکتهای که وجود داره اینه که عناصر مختلف دقیقا توی طول موجهای مشخصی جذب یا گسیل دارن. بهعبارت دیگه هر عنصر، طیف منحصر به فرد خودش رو داره. بنابراین با دیدن طیف یه ستاره، میشه فهمید که چه عناصری در جوّش وجود دارن.
همونطور که اشاره شد، طیف عناصر مختلف دارای خطوط طیفی در طول موجهای مشخصی هستن. وقتی که ستارهای نسبت به ما در حال حرکت باشه، خطوط طیفی که مربوط به عناصر مختلف شناخته شده هست کمی جابجا میشن؛ اگه ستاره در حال دور شدن از ما باشه، خطوط طیفی به سمت طول موجهای بلندتر (انتقال به سرخ) و اگه در حال نزدیک شدن باشه، به سمت طول موجهای کوتاهتر جابجا میشن(انتقال به آبی).
جدول تناوبی طیفها
انواع انتقال به سرخ
ما سه نوع انتقال به سرخ برای نور داریم:داپلر نسبیتی، کیهانی وگرانشی. اساس همهشون همون انتخاب چارچوب مرجع و تأخیر (تسریع) زمانی بین قلههای متوالی موج هست که منجر به انتقال به سرخ(آبی) خطوط طیفی میشه. اما منشأ اون میتونه علتهای مختلفی داشته باشه.
داپلر نسبیتی
تا اینجا توضیحاتی که در مورد انتقال به سرخ دادیم مربوط به این نوع هست. یعنی سرعت نسبی منبع نور و ناظر باعث این اثر میشه. هر چی این سرعت نسبت به ناظر بیشتر باشه، مقدار انتقال به سرخ و جابجایی در طیف بیشتره. از روی مقدار جابهجایی خطوط طیفی میشه سرعت منبع نور رو بدست آورد.وستو اسلیفر در ۱۹۱۲ میلادی، سرعت چندتا از سحابیها رو با این روش اندازه گرفت و دید که سرعتشون خیلی بیشتر از اجرام معمولی دیگه هستش که قبلا رصد کرده بودن. هرچند تا اون زمان، فرضیاتی مطرح شده بودن که احتمالا کهکشانهای دیگه ای بیرون از کهکشان راه شیری وجود دارن، اما شاهدی برای این موضوع وجود نداشت. چند سال بعدادوین هابل، فاصله این سحابیها رو اندازه گرفت و متوجه شد که اینها در واقع کهکشانهایی بیرون از کهکشان راه شیری هستن. (الآن میدونیم که حدود ۱۰۰ میلیارد کهکشان دیگه توی کیهانمون وجود داره، تقریبا اندازه تعداد ستارههای داخل کهکشان خودمون!) بنابراین این اثر، ابزار قدرتمندی رو در اختیارمون قرار میده که ما باهاش میتونیم سرعت اجرام سماوی رو اندازه بگیریم.
انتقال به سرخ کیهانی
انبساط عالم باعث دورشدن کهکشانها از همدیگه و درنتیجه انتقال بهسرخ در مقیاسهای مکانی بزرگ میشن
سال ۱۹۲۹، هابل نمودار سرعت بر حسب فاصله رو برای تعدادی از کهکشانها رسم کرد و نتیجه گرفت که هرچقدر اونا دورتر هستن با سرعت بیشتری درحال دور شدن از ما هستن (قانون هابل) و این یعنی جهان در حال انبساطه. این کشف، تأییدی بود برای حلی که چند سال قبلتر، از معادلات میدان انیشتین بهدست اومده بود که الآن معروف بهمعادلات فریدمان هست. پس بنابراین چون جهان درحال انبساطه یا به بیان بهتر، فضا-زمان داره منبسط میشه، کهکشانها نسبت به ما در حال حرکتند و چون همهشون دارن از ما دور میشن بنابراین در خطوط طیفیشون انتقال به سرخ مشاهده میشه. منشأ این انتقال به سرخ انبساط کیهانه. بههمینخاطر به اون انتقال به سرخ کیهانی گفته میشه.
اما از کجا تشخیص بدیم که جابجایی طیفی بهخاطر انبساط کیهان هست یاحرکت مشخصه خود منبع نور؟ خب نکتهای که وجود داره اینه که انبساط کیهانی رو توی فواصل نزدیک نمیشه دید. عملا انتقال به سرخ از حدود فاصله چندین هزار سال نوری به بعد قابل ملاحظه هست. برای ستارهای که داخل کهکشانی با این فاصله قرار داره، قسمتی از انتقال به سرخش مربوط به حرکت موضعی خودش هست (اثر داپلر نسبیتی) و قسمتیش هم مربوط به انبساط فضا-زمان (انتقال به سرخ کیهانی). اما از اونجایی که سازوکار این دو تا با هم متفاوت هست، میشه انتقال به سرخ کیهانی رو از مدل کیهانشناسی که درنظر گرفتیم بدست بیاریم و از قسمت مربوط به حرکت مشخصه ستاره تفکیک کنیم.
از اونجایی که کیهانشناسها با فواصل خیلی زیاد سروکار دارن، کهکشانها رو عملا یک نقطه در نظر میگیرن (بدون اعتنا به اتفاقاتی که داخل کهکشانها داره میفته و ستارهها و سیارات و احتمالا موجوداتی که دارن اونجا زندگی میکنن!) و بهجای استفاده از واحدهایی مثل سال نوری یاپارسک برای گفتن فاصلهها، معمولا از انتقال به سرخ(رِد شیفت) استفاده میکنن. انتقال به سرخهای بزرگتر، یعنی فواصل دورتر از نظر مکانی و هم از نظر زمانی! چون نور اجرام دورتر، بیشتر طول میکشه تا به ما برسه. پس هر چی فواصل دورتری رو توی عالم رصد بکنیم، درواقع داریم خاطرات قدیمیتری از عالم رو مرور میکنیم؛ قدیمیترین تصویر عالم، مربوط بهتابش زمینه کیهانی، با رِدشیفت ۱۰۸۹ هست.
انتقال به سرخ گرانشی
گرانش میتونه باعث تأخیر زمانی و درنتیجه اثر انتقال به سرخ گرانشی بشه
طبق نظریه نسبیت عام انیشتین، ماده یا انرژی میتونه فضا-زمان اطرافش رو خمیده کنه و از این طریق گرانش کنه. نوری که از داخل یه چاه پتانسیل گرانشی، مثلا از سطح یه ستاره، بهسمت بیرون در حال حرکته، با تأخیر زمانی همراهه. درنتیجه توی طیفش انتقال به سرخ دیده میشه. هرچقدر گرانش اون جسم بیشتر باشه، این انتقال بیشتر هست. مثلا در اطراف ستارههای نوترونی و سیاهچالهها که بسیار پرجرم هستن، این اثر رو میشه دید.
خلاصه اینکه انتقال به سرخ مفهوم بسیار مهم و کاربردی برای فهم ما از عالم پیرامونمون هست. راستی انتقال به سرخ یه کاربرد دیگهای هم داره. از اون تویدوربینای کنترل سرعت هم استفاده میشه که احتمالا خاطرات خوبی باهاش دارید! :)) جا داره این پست رو با یادی از همه گذشتگان راه علم به پایان ببریم. روحشان شاد!
در سال ۱۹۲۹ ادوین هابل، با کشف جنجالی که انجام داد، درک بشر از جهان پیرامونش را دستخوش تغییراتی اساسی کرد. در قرن نوزدهم میلادی، اخترشناسان اجرام سماوی را بسته به اینکه به نظر، شبیه نقطه میرسند یا لکهای محو و یا در حال حرکت هستند یا ساکن، به چهار دسته تقسیم و نامگذاری میکردند:
متحرک
ساکن
لکهی محو
دنبالهدار
سحابی
نقطهای
سیاره
ستاره
در آن زمان تصوری از کهکشانهای دیگر نبود و همهی جهان قابل مشاهده، محدود به کهکشان راه شیری میشد. در این دستهبندی، کهکشانهای امروزی نیز جزو سحابیها بهشمار آمدهاند.
در سال ۱۹۱۲ میلادی، وِستو اسلیفرکه در پی کشف مواد تشکیل دهندهی چندی از درخشانترین سحابیهای مارپیچیبهوسیلهی طیفسنجیبود، متوجه انتقال در طیف این اجرام شد. این انتقال مربوط به اثر دوپلربوده و بدین معنی است که جسم مورد نظر نسبت به ناظر در حال حرکت است. اگر این انتقال به سمت طول موجهای بلندتر باشد، به آن «انتقال به سرخ»گفته میشود و جسم در حال دور شدن است. بالعکس، اگر انتقال طیف به سمت طول موجهای کوتاهتر باشد، «انتقال به آبی»گفته میشود و جسم در حال نزدیک شدن به ناظر است. از میزان این جابجایی میتوان به سرعت جسم پی برد. اسلیفر با محاسبهی سرعت این سحابیهای مارپیچی دریافت که آنها با سرعتی بسیار بیشتر از سرعت ستارگانی که قبلا اندازهگیری شده بود در حال حرکت بوده و اغلب آنها، در حال دور شدن از ما هستند.
در سال ۱۹۲۳ میلادی، ادوین هابل، ستارهشناس آمریکایی، با استفاده از تلسکوپ ۲٫۵ متری هوکر در رصدخانهی ویلسن، متغیرهای قیفاووسی واقع در چندین سحابی مارپیچی که از آن جمله سحابی آندرومدا بود را مورد بررسی قرار داد. (متغیرهای قیفاووسی نوعی از ستارگان متغیر هستند که میتوان با دانستن دوره تناوب درخشندگیشان، فاصلهی آنها تا زمین را محاسبه کرد.) هابل دریافت که این فواصل خیلی بیشتر از آنست که بتوانند درون کهکشان راه شیری باشند. درواقع این کشف، اثباتی بود برای این موضوع که کهکشان ما با تمام شکوهش تنها یکی از کهکشانهای سرگردان در هستی است.
نمودار سرعت برحسب فاصله. Copyright 1929, The Huntington Library, Art Collections and Botanical Gardens
دو سال بعد، وی با کمک داده های اسلیفر، نمودار سرعت بر حسب فاصلهی کهکشانها را رسم کرد و به نتیجهای شگفتانگیز رسید: سرعت با فاصله، رابطهای خطی و مستقیم دارد(قانون هابل)؛ درواقع کهکشانها هرچه دورتر باشند با سرعت بیشتری از ما دور میشوند و این یعنی جهان در حال انبساط است!
ضریب تناسبی که در قانون هابل وجود دارد، معروف به ثابت هابل یا به بیانی بهتر، پارامتر هابل است. این کمیت جزو مهمترین پارامترهای کیهانشناسی است که برای تعیین نرخ انبساط جهان و ویژگیهای اساسی تحول کیهان نقش ایفا میکند. امروزه نیز دانشمندان به دنبال افزایش دقت آزمایشها برای اندازهگیری پارامتر هابل هستند تا بتوانند مدلهای کیهانشناسی را بهتر ارزیابی کنند. به عنوان مثال، در ماه ژانویهی امسال، دانشمندان ناسا و اسا(ESA) اعلام کردند که طبق مشاهدات تلسکوپ فضایی هابل، کیهان با سرعتی ٪۵ تا ۹٪ بیشتر از چیزی که انتظار میرفت در حال انبساط است.
در سال ۱۶۸۷ میلادی، آیزاک نیوتن، در کتاب معروف خود موسوم به “اصول ریاضی فلسفه طبیعی” برای اولین بار بطور مشخص اصل کیهانشناسی را مطرح کرد. طبق این اصل، جهان همگنو همسانگرداست؛ به این معنی که اولا جهان در همهی جهات یکسان است(همسانگرد). ثانیا برای هر نقطهای در جهان این ویژگی صدق میکند(همگن). در واقع این اصل مبین دیدگاه جهانبینی کوپرنیکی است که ما در عالم، حداقل بطور متوسط، هیچ جایگاه خاصی نداریم. امروزه با استفاده از مشاهدات رصدی، علیالخصوص تابش زمینه کیهانی، میدانیم که این اصل برای مقیاسهای به اندازه کافی بزرگ، کاملا صادق است.
توصیف انبساط. نگاره از goo.gl/kPQJSA
شاید قانون هابل به نظر با اصل کیهانشناسی در تضاد باشد؛ چرا که همه کهکشانها در حال دور شدن از ما هستند و گویی که ما در مرکز جهان قرار داریم. در پاسخ باید گفت که انبساط کیهان نه تنها برای ما، بلکه برای هر نقطه دیگری در جهان اتفاق میافتد. برای روشن شدن موضوع، بادکنکی را در نظر بگیرید که مورچه هایی روی آن در حال حرکت هستند. اگر این بادکنک را باد کنیم، هر کدام از مورچه ها اینطور احساس میکند که مابقی مورچهها در حال دور شدن از آن هستند. با بیشتر شدن فاصلهی مورچهها از یکدیگر، اثر انبساط بادکنک بیشتر شده و با سرعت بیشتری از یکدیگر دور میشوند.
در سال ۱۹۸۸ میلادی، دو تیم تحقیقاتی که بهطور همزمان در حال مطالعه بر روی انتقال به سرخِ ابرنواخترهای نوع Ia بودند، به کشفی بزرگ دست یافتند. (ابرنواخترهای نوع Ia نوع خاصی از ابرنواخترها هستند که برای تعیین فواصل کیهانی تا چند صد مگا پارسک مورد استفاده قرار میگیرند). آنها هر یک بطور مستقل دریافتند که کیهان، در حال انبساط شتابداراست. درواقع نهتنها عالم در حال منبسط شدن است، بلکه سرعت این انبساط نیز در حال افزایش است. به خاطر این کشف بزرگ، جایزه نوبل فیزیک سال ۲۰۱۱ بهصورت مشترک به سه نفر از نمایندگان این پروژه، به نامهای آدام ریس، سل پرلموتر و برایان اشمیت، داده شد.
مدل لامبدا-سی دی ام. نگاره از ویکیپدیا
تا قبل از کشف این موضوع، کیهانشناسان تصور میکردند که انبساط جهان کند شونده بوده و رفته رفته از سرعت انبساط کاسته میشود تا سرانجام به سمت صفر میل کند. برای جهانی با انبساط تندشونده در چارچوب نظریه نسبیت عام، میتوان به وسیله یک مقدار مثبت از ثابت کیهانشناسی که معادل با انرژی خلا مثبت یا همان انرژی تاریک است، آن را توصیف کرد. این مدل موسوم به «مدل لاندا سی دی ام» میباشد. البته مدلهای دیگری نیز میتوان در نظر گرفت. با این وجود، این مدل بهدلیل همخوانی با دادهها، تاکنون با اقبال بیشتری روبرو بوده است.
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.