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…

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.

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.

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.

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.