کیهانشناسی در هزاره نو

ما اكنون در میان انقلابی از دانسته هایمان پیرامون سر منشاء تكامل جهان هستیم. انقلابی كه هم از نظریه های جدید و هم از تكنولوژی پیشرفته تغذیه می كند. تلسكوپ های فضایی ای كه از آن سوی طیف الكترومغناطیسی جهان را زیرنظر دارند، تلسكوپ های عظیم زمینی، ابررایانه ها و شتاب دهنده های ذرات اتمی و حتی تلسكوپ های زیرزمینی، همگی نقش مهمی را در این زمینه ایفا می كنند. به مدد نظریه نسبیت عام اینشتین و فیزیك نوین ذرات می توان با اطمینان بیشتری تاریخ كیهان را از زمان تركیب ذرات بنیادی، كه در یك میكرو ثانیه بعد از پیدایش جهان به وجود آمدند، بررسی كرد.بعد از چند دهه تلاش و كوشش ما نتوانسته ایم ویژگی اساسی جهان خودمان را شناسایی كنیم. در توافق نظر جدید، كه در یك دهه قبل به سختی قابل تصور بود، بیشتر كیهان شناسان عمر جهان را ۷/۱۳ میلیارد سال می دانند و عقیده دارند كه جهان تخت است (یعنی از هندسه اقلیدسی تبعیت می كند، با خطوط موازی كه دربی نهایت هم موازی می مانند و زوایای داخلی مثلث كه مجموعاً ۱۸۰ درجه هستند). نظریه های جدید كیهان شناسی، تعدادی از مشكلاتی را كه به مدت چند دهه مطرح بوده اند حل می كنند. معروف ترین این معضلات این بود كه جهان، جوان تر از ستاره هایی كه در آن قراردارند به نظر می آمد .

برابری اندازه گیری های مستقل با مقادیر كلیدی مانند ثابت هابل نیز از موضوعات مهم كیهان شناسی هستند. بیشتر ماده كهكشان هیچ نوری از خود منتشر نمی كند و برخلاف ماده كه برای ما آشناتر و ملموس تر است، از نوترون و پروتون تشكیل نشده. به نظر می آید این ماده سیاه عجیب كه ۳۰ درصد از كل جرم _ انرژی جهان را تشكیل می دهد، از نوعی ذره بنیادی تشكیل شده كه كمی بعد از انفجار بزرگ به وجود آمده است. حتی شگفت آورتر از این، دوسوم از جرم - انرژی كیهان است كه از انرژی تاریك اسرارآمیز تشكیل شده، كه باعث سرعت یافتن گسترش جهان می شود.

• ساختار انفجار بزرگ

اساس دریافت ذهنی ما از تكامل جهان، مدل انفجار بزرگ است كه بر پایه نظریه نسبیت عام اینشتین و رصدهای ادوین هابل در مورد گسترش جهان مطرح شد. اثر متقابل تئوری و رصد در اینجا اهمیت خاصی دارد. در ساختار نسبیت عام فضا و زمان می توانند بپیچند، خم شوند و كشیده شوند. به وسیله رصد نیز گسترش جهان به خوبی رؤیت شده البته این گسترش به صورت به جلو برده شدن ماده است و نه پرتاب شدن آن در خلأ. علاوه براین، میل به قرمز (redshif) نور ساطع شده از كهكشان های دوردست، با اثر دوپلر، كه در اثر حركت در میان فضا به وجود می آید توجیه نشده، بلكه به عنوان نتیجه گسترش فضا كه باعث كشیدگی طول موج فوتون ها راهی زمین می شود، توضیح داده شده است.

(پدیده میل به قرمز در اثر كشیده شدن فوتون های رسیده به زمین از یك كهكشان دوردست ظاهر می شود كه باعث شكافته شدن خطوط جذبی در طیف كهكشان و تمایل آن به طیف های قرمزتر نورمریی _ در مقایسه با ستارگان كهكشان راه شیری - می شود.) میل به قرمز یك كهكشان دوردست مستقیماً نشان می دهد جهان از زمانی كه نور آن كهكشان را ترك كرده است چقدر بزرگ تر شده. تفاوت اندازه برابر میل به قرمز(Z)+۱ است. به طور مثال دورترین كوازار شناخته شده میل به قرمز zبرابر۴/۶ دارد. یعنی حجمی از فضا كه درزمان ترك نور از كوازار یك میلیون سال نوری پهنا داشته، اكنون ۴/۷ میلیون سال نوری است!

نظام انفجار بزرگ بسیاری از ویژگی های اصلی جهان امروز را در خودجای می د هد - البته همه آنها را توضیح نمی دهد- از جمله: تخت بودن فضا، امواج پس زمینه كیهانی و برآمدگی های موجود در ماده آغازین كه ساختارهای بزرگ آشكار امروزی را پدید آورده اند. در سال ۱۹۸۰ فیزیكدانی به نام آلن اچ - گروت نظریه ای ارائه كرد به نام تورم. بعدها دیگران نیز توضیحاتی به این نظریه افزودند. این تئوری كه نشات گرفته از فیزیك كاربردی ذرات است، مهمترین ویژگی های جهان امروز را توضیح می دهد. در تئوری تورم قسمت های كوچك كیهان اولیه به طور تصاعدی گسترش پیدا كردند و قسمتی از فضا را كه ما امروزه می بینیم، صاف تر كردند. مانند وقتی كه بیشتر بادكردن یك بادكنك باعث می شود قسمت كوچكی روی سطح آن صاف تر به نظر برسد.

گفته می شود دلیل اصلی جریان یافتن این گسترش انرژی پتانسیلی وابسته به انرژی فرضی به نام inflaton است، این انرژی پتانسیل inflatin است كه حرارت چشمگیر انفجار بزرگ را فراهم كرده در حین پدیده inflaton نوسانات كوانتومی در مقیاس های زیراتمی به وسیله گسترشی مهیب به اندازه های نجومی می رسند. این بزرگ تر شدن ها در سالیان دراز بعدی به همراه گرانش رشد كردند و در نهایت به پیدایش كهكشان ها و خوشه های كهكشانی كنونی انجامیدند. از نظریه تورم می توان سه نتیجه گیری كرد: ۱- فضا باید در لبه مریی آن صاف به نظر برسد. ۲- توزیع ماده در مقیاس های نجومی باید منشاء كوانتومی داشته باشد. ۳- فضا را باید پس زمینه ای از امواج گرانشی فرا گرفته باشد، كه به وسیله نوسانات كوانتومی بعد از ۱۰به توان ۳۲ - ثانیه از شروع جهان به وجود آمده اند. دو پیش بینی نخست اكنون با اندازه گیری هایی كه روی CMBR انجام می شود دیده شده اند (و سومی نیز احتمالاً در آینده ای نه چندان دور با اندازه گیری ها به اثبات خواهد رسید). اكنون به بحث درباره گسترش جهان می پردازیم.

• گسترش جهان

در سال ۱۹۲۹ ادوین هابل و میلتون هوماسون، فاصله چند كهكشان نزدیك را اندازه گیری كردند و رابطه میان فاصله و سرعت عقب نشینی آنها را به دست آوردند (كه وقتی كهكشانی با سرعتی كمتر از كسری از سرعت نور از ما دور می شود، این رابطه با میل به قرمز آن متناسب است). این مؤلفه تناسب، ثابت هابل نام دارد (HO) و سرعت گسترش جهان امروز را اندازه گیری می كند. تعیین دقیق فواصل كهكشانی به طرز شگفت آوری سخت است و پیچیدگی های زیادی مزاحم تلاش برای مشخص كردن (HO) می شود. اكنون با استفاده از پیشرفت ها و ابزار پیچیده و به مدد روش های متعدد و متفاوت اندازه گیری، بر مقداری برای این ثبات اتفاق نظر شده است.

فواصل دقیق كهكشانی در مقیاس های دور كه به وسیله بخشی از پروژه كلیدی هابل (hstkp) به دست آمده است، قسمتی از سرفصل های مدنظر فریدمن (freedman) مدیر این پروژه را تشكیل می دهد .با آشكارسازی و اندازه گیری ستاره های متغیر (Cepheid) در ۲۴ كهكشان مارپیچی، هابل محققان این پروژه را قادر كرد تا ۵ روش تنظیم شده، به عنوان دومین شاخص فاصله، برای فواصل بیش از یك میلیارد سال نوری، به دست آوردند. چنین فواصلی به خوبی در مسیر رصدی هابل قرار دارند. جایی كه اثر مخرب اجتماع كهكشان های پر جرم، همچون خوشه سنبله، تاثیر محسوسی در اندازه گیری ها ندارند. با تركیب هر پنج تكنیك، مقدار ۷۲ كیلومتر در ثانیه، در مگاپارسك - با خطایی حدود ۱۰ درصد _ برای ثابت هابل به دست آمد.

در حالی كه پارامتر اندازه گرفته شده توسط خود هابل ۵۵۰ كیلومتر در ثانیه در مگاپارسك بود. از آنجا كه اندازه جهان قابل رصد و سن آن، هر دو با ثابت هابل رابطه عكس دارند. رشدی كه این مقدار اصلاح شده برای جهان قابل رؤیت نشان می دهد هشت برابر گسترشی است كه قبلاً برای جهان اندازه گرفته شده بود. گروه های نجومی دیگری هم با ثابت هابلی كه این پروژه به دست آورد موافقت كردند. پس می توان گفت یكی از پارامترهای مهم كیهان شناسی بالاخره تعیین شده است.

• سن جهان شتابدار ما

ثابت هابل می تواند زمانی كه از انفجار بزرگ می گذرد و اندازه قسمتی از جهان را كه برای ما قابل رؤیت است، تعیین كند. مدت زمانی كه از انفجار بزرگ می گذرد، به سرعت گسترش كنونی جهان ونیز سرعت گسترش آن درگذشته بستگی دارد. گرانش حاصل از وجود ماده رشد یافتن جهان راكند می كند - مانند توپی كه وقتی به آسمان پرتاب می شود نیروی جاذبه زمین سرعتش را كم می كند- دانشمندان چند دهه است كه برای یافتن این شتاب منفی تلسكوپ هایشان را به انتهای محدوده جهان قابل رؤیت نشانه رفته اند. این افراد امیدوارند با اندازه گرفتن میزان كندشدن گسترش جهان، سرنوشت آن را مشخص كنند. آیا این كند شدن برای معكوس كردن گسترش و در نتیجه جمع شدن دوباره جهان كافی است؟ نشانه های به دست آمده از رصدها و تئوری های نظری ۵سال اخیر، كیهان شناسان را به این تفكر سوق داده كه جهان از ماده ای با چگالی بحرانی Critical density تشكیل شده است.

پارامتری كه می تواند گسترش جهان را بدون اینكه جمع شدن دوباره اش را تسریع بخشد، آهسته كند. این نظریه یك تناقض به وجود می آورد. سنی كه با تركیب اندازه ثابت هابل و این میل به قرمز برای جهان تخمین زده می شد ۹ میلیارد سال بود، در حالی كه پیرترین ستارگان در كهكشان راه شیری ۱۴-۱۳ میلیارد ساله اند! در دهه ۱۹۹۰ با به كارگیری تركیبی از تكنولوژی (دوربین های CCD ۱۰۰مگا پیكسلی) و یك شاخص دقیق در فاصله ای دور (ابرنواخترهای نوع Ia) بالاخره شتاب منفی جهان اندازه گیری شد. اما این به معنی پیدا كردن این شتاب منفی نبود! چراكه در سال ۱۹۹۸ دو گروه به رهبری لارنس بروكلی و سالپرلماتد پی بردند كه نور ابرنواخترهایی كه در فاصله چندین میلیارد سال نوری قرار دارند، كمتر از مقداری است كه برای جهانی باشتاب منفی و با چگالی بحرانی صدق می كند. نتیجه تلویحی این كشف غیرمنتظره این بود:

گسترش جهان در حقیقت در حال سرعت گرفتن است. با اینكه غبار بین كهكشانی و تكامل ابرنواختر هم می تواند باعث این كاهش نورشود، آزمایشات زیادی تاثیر این پارامترها را برروی كم شدن نور این ابرنواخترها رد كرده اند. ظاهراً جهان واقعاً در حال سرعت گرفتن است. تا وقتی كه قدرت جاذبه با مجموع چگالی ماده در جهان و فشاری كه از هر سانتیمتر مكعب به وجود می آید نسبت مستقیم دارد، می توان این كشف را با نظریه اینشتین توجیه كرد. فشار منفی عظیم موجود در جهان (چیزی كه كیهان شناسان به آن خاصیت كشسانی فضا - زمان می گویند) می تواند اثر دافعه گرانشی ایجاد كند، كه این برای سرعت بخشیدن به گسترش جهان كافی است. رصد ابرنواخترها مداركی مبنی بر وجود ماهیتی كشسان و عجیب به دست می دهد كه آن را انرژی تاریك نامیده اند. انرژی تاریك كه تا یك دهه قبل از طرف بیشتر كیهان شناسان رد می شد، اكنون به نظر می رسد كه بیش از دوسوم ذخیره جرم _ انرژی كیهانی را تشكیل می دهد.

این كشف شگفت آور باعث شد كه كیهان شناسان در تفكرشان در مورد سرنوشت نهایی جهان تغییراتی دهند. اگر جهان تنها از ماده تشكیل شده بود، سرنوشت آن تنها از روی انحنای فضایی آن قابل تشخیص دادن بود. یك جهان بسته (كه دارای انحنای مثبت است) سرانجام جمع شده و فرو می ریزد. در حالی كه یك جهان تخت یا باز ( كه دارای انحنای منفی است) تا ابد گسترش می یابد. البته انرژی تاریك هر دو احتمال _ گسترش ابدی و فروریزی نهایی - را برای جهان ظاهراً تخت ما پیش بینی می كند.در اینجا هندسه جهان دیگر به پیش بینی سرانجام آن كمكی نمی كند. تا وقتی كه انرژی تاریك كاملاً شناخته شود، پایان كار جهان ما بلاتكلیف خواهد ماند. گرچه اگر گسترش جهان تا ۳۰ میلیارد سال دیگر به سریع تر شدن خود ادامه دهد، آسمان از كهكشان خالی خواهدشد(به جز چند كهكشان در خوشه كهكشانی سنبله). درحالی كه گرانش جاذبه ای ماده عمدتاً سیاه جهان، گسترش آن را كندتر می كند، گرانش دفعی (شتاب منفی) كه در اثر انرژی سیاه به وجود آمده سعی در سرعت بخشیدن به آن را دارد. بنابراین اندازه گیری مقادیر انرژی و ماده تاریك به ما اجازه می دهد فیلم كیهانی را تا زمان به وجود آمدن آن عقب ببریم و زمان شروع آن را دریابیم .برای جهان مطلوب امروزی- جهانی تخت با ثابت هابل ۷۱ تا ۷۲ و نسبت ماده تاریك به انرژی سیاه سه به هشت - زمان انفجار بزرگ حدود ۵/۱۳ میلیارد سال پیش است كه البته ۱۰ درصد احتمال خطا برای آن در نظر گرفته می شود.روش های دیگر اندازه گیری عمده جهان نیز این رقم را تایید می كنند. بهترین این روش ها، روشی است كه در آن عمر پیرترین ستارگان راه شیری كه در خوشه های كروی قرار دارند، اندازه گیری می شود. مدل های اخیر كامپیوتری عمری حدود ۵/۱۲ میلیارد سال را برای ستارگان موجود در این خوشه ها تخمین می زنند. (باز هم با خطای ده درصد) پیدایش این ستارگان قدیمی بیشتر از یك میلیارد سال طول نكشیده است كه با اضافه كردن این مقدار به عمر ستارگان نتیجه ای با مطابقت دلخواه با عمر گسترش جهان به دست می آید. از كرونومترهای كیهانی دیگر مانند كوتوله های سفید و ایزوتوپ های رادیواكتیو نیز نتایج مشابهی به دست آمده است.

• آرایش شبكه ای از ماده سیاه، با ستارگان

یكی از ویژگی های دور از انتظار جهان بدون شك این واقعیت تامل برانگیز است كه ستارگان حدود یك درصد از كل ذخیره جرم - انرژی آن را تشكیل می دهند (و حتی كسری كمتر از ذخیره ماده آن را) در حالی كه یك چهارم كل جرم - انرژی كیهانی را ماده تشكیل می دهد، بیشتر آن تاریك است و وجودش تنها از آثار گرانشی آن قابل دریافت است. ماهیت این ماده تاریك هنوز ناشناخته مانده، گرچه ما مدارك محكمی داریم مبنی براینكه قسمت اعظم این ماده نمی تواند از پروتون ها و نوترون ها ساخته شده باشد.(اجزای تشكیل دهنده هسته اتم كه جمعاً باریون نامیده می شوند.)

در حقیقت كیهان شناسان توانسته اند با وزن كردن كهكشان ها و خوشه های كهكشانی شواهد محكمی برای اینگونه ناشناخته ماده فراهم كنند. امروزه ماده باریونی اشكال مختلفی به خود می گیرد _ از ابرهای سازنده ستارگان گرفته تا سیاهچاله ها - گرچه بررسی واكنش های هسته ای انفجار بزرگ، به ما اجازه می دهد شرح و مقدار نسبتاً دقیقی از زمان های پیشین كه ساختار جهان ساده تر بود به دست آوریم اما آمارگیری دقیق از مواد باریونی در جهان امروزی هنوز نیمه تمام مانده است. مثلاً میزان فراوانی دوتریم _ایزوتوپی ناپایدار و سنگین از هیدروژن كه تنها در انفجار بزرگ به وجود آمد _ به چگالی كلی ماده باریونی كیهانی بستگی دارد. با اندازه گیری مقدار دوتریم در ابرهای گازی نخستین و به مددنظریه واكنش هسته ای انفجار بزرگ، كیهان شناسان نتیجه گرفته اند كه ماده معمولی تنها چهار درصد از چگالی بحرانی را تشكی&