چکیده
مدل یا فرضیه¬های ارائه شده برای مهبانگ هیچ¬یک تاکنون به درجه¬ی اثبات ارتقاء نیافته¬اند. با این حال ما در این مقاله نه تنها از مهبانگ بلکه از ”پیش از مهبانگ چه بود؟“،”مهبانگ در کجا بود؟“ و ”پس از مهبانگ چه تحولاتی رخ داد؟“ نیز صحبت می¬کنیم. استدلال و همچنین حدس و گمان¬های ما متکی به شواهدی عینی¬ هستند که در طول قرن بیستم و اوایل قرن حاضر بهدستآوردهایم. این دست¬آوردها جهت پژوهش ما را در راستای مهبانگ و تشریح مراحل اولیه کیهان با ملاحظه¬ی شرایط کوانتومی آن تعیین می¬کنند. مدل یا فرضیه¬ای که ما در اینجا منظور داریم مدل متعارف مهبانگ است. مدل¬های به اصطلاح سوداگرانه در پایان مقاله به اختصار معرفی خواهند شد. اما پیش از ورود به اصل موضوع لازم است پس از مقدمه، کوتاه به تاریخچه و مفهوم مهبانگ پرداخته و توضیحاتی را در بارهی دو اصل متعارف در رابطه با مهبانگ و مقوله¬های تقارن و شکست تقارن ارائه دهم که بهنظرم میتوانند به فهم بهتر مسئله¬ی مهبانگ یاری رسانند.
مقدمه
مسئله¬ی مهبانگ موضوع پژوهش روز است و تاکنون صدها مقاله و کتاب درباره¬ی آن نگاشته شده است. بی¬شک این وضع بار سنگین دوگانه¬ای را بر دوش من می¬گذارد. به این معنا که از یک طرف سعی کنم از تکرار نوشتههای همکاران تا جائیکه ممکن است خودداری کنم و از طرف دیگر با حفظ منش علمی، بهمعنای ”نباید بیشتر از آنچه جای گفتن دارد، گفت“، نکاتی را بیان دارم که ما را بهتر و بیشتر با مسئله¬ی مهبانگ و مشکلات آن آشنا کند.
اذعان می¬کنم که آدمی وسوسه می¬شود برخی از مفاهیم این مقاله را باطل شمارد، زیرا که ’عقل سلیم‘ ما را خدشه¬دار می-کنند. اما باید یادآور شد که برای مثال ارسطوئیان نیز نسبت به مکانیک جدید گالیله در ۵۰۰ سال پیش ــ مکانیکی که امروز به نظر ما کاملاً طبیعی می¬نماید ــ همین احساس را داشتند:
در علم بارها ثابت شده است که ’عقل سلیم‘ همان افکاری است که ما پیش از دستیابی به دانشِ زرف¬تر داشته¬ایم.
لازم به ذکر است که تاکنون هیچ¬یک از مدل یا فرضیه¬های ارائه شده برای مهبانگ به درجه¬ی اثبات نرسیدهاند. با این حال ما از مهبانگ صحبت می¬کنبم، چرا که توانسته¬ایم در طول قرن بیستم و اوایل قرن حاضر به شواهدی عینی دستیابیم که توضیح شکلگیری کیهان را اندک زمانی پس از "تلنگر به تقارن اولیه"، به ’هیچ کوانتومی‘ فارغ از تکینگی گرانشی، با یاری نظریه کوانتوم امککانپذیر میکنند. مهم¬ترین شواهد عینی که تاکنون برای مهبانگ بهدستآورده¬ایم عبارت¬اند از:
۱. انبساط کیهان، ۲. تابش زمینه¬ی کیهانی، ۳. توزیع عناصر شیمیائی در کیهان، ۴. نواسانات دمای تابش زمینه¬ی کیهانی
تاریخچه مهبانگ
۱. سنگ بنای اولیه¬ی کیهان¬شناسی مدرن را آلبرت اینشتین در سال ۱۹۱۵ با ارائه¬ی نظریه نسبیت عام بنا نهاد.
۲. در سال ۱۹۲۲ آلکساندر فریدمان Alexander Friedmann، فیزیک و ریاضیدان روسی (۱۹۲۵ـ۱۸۸۸)، با استفاده از معادلات نسبیت عام اینشتین به حل آنها برای یک کیهان همگن و همسانگرد مبادرت ورزید. او از این طریق، یعنی صرفاً به طرز نظری، به کیهانی در حال انبساط دستیافت. فریدمان با تصور این پروسه در جهت معکوس، یعنی انقباض، به سرآغازی به نام مهبانگ رسید. اما یافته¬های نظری او، به دلیل فقدان شواهد عینی در آن زمان، مورد توجه قرار نگرفتند.
۳. در سال ۱۹۲۷، ژورژ لومتر Georges Lemaitre، کشیش، فیزیکدان و اخترشناس بلژیکی (۱۹۶۶ـ۱۸۹۴)، مستقل از فریدمان، به نتایج مشابهی دستیافت. لومتر برای اولین بار اصطلاح ”اتم اولیه“ را برای حالت آغازین کیهان بکار برد. اما دست¬آوردهای نظری وی نیز، به علت نبود شواهد عینی، اقبال چندانی نیافتند.
۴. در سال ۱۹۲۹، ادوین پاول هابل Edwin Powell Hubble، اخترشناس آمریکائی (۱۹۵۳ـ۱۸۸۹)، ”پدیده¬ی انتقال به سرخ“ را کشف کرد که بیان از وجود یک رابطه¬ی مستقیم میان سرعت دورشدن کهکشان¬ها با فاصله¬ی آن¬ها از یکدیگر دارد. کشف هایل نشان می¬دهد که کیهان در حال انبساط است.
۵. در سال ۱۹۴۸، جورج گاموف George Gamow، فیزیکدان روسی (۱۹۶۸ـ۱۹۰۴)، و همکارانش¬ فرضیه¬ی پیدایش کیهان از یک حالت بسیار گرم اولیه را ارائه دادند.۱ این فرضیه امکان پیشگوئی هلیوم کیهان و تابش زمینه¬ی کیهانی را می¬داد. تخمین آن¬ها برای دمای امروزی تابش زمینه¬ی کیهانی میان ۵ تا ۵۰ کلوین بود.
۶. در سال ۱۹۶۴ آرنو الان پنزیاس Arno Allan Penzias، فیزیکدان آلمانی ـ آمریکائی ( ـ ۱۹۳۳)، و رابرت وودرو ویلسون Robert Woodrow Wilson، ستاره¬شناس آمریکائی ( ـ۱۹۳۶)، بطور تصادفی تابش زمینه¬ی کیهانی را کشف و سال¬های بعد دمای آن را با ۳ کلوین مشخص کردند.
۷. در سال ۱۹۶۷ راینر کورت ساکس Rainer Kurt Sachs، فیزیکدان آلمانی ـ آمریکائی( ـ ۱۹۳۲)، و مایکل آرتر ولف M. Arthur Wolf، فیزیکدان آمریکائی (۲۰۱۴ـ ۱۹۳۹) ، افت و خیز دمای تابش زمینه¬ی کیهانی را پیشگوئی کردند.۲
۸. در سال¬های ۱۹۸۹ تا ۱۹۹۳ کاوشگر زمینه¬ی کیهانی کُوب [COBE] و در سال¬های ۲۰۰۱ تا ۲۰۱۰ دبلیومپ [WMAP] تابش زمینه¬ی کیهانی را با دقت بالا اندازه¬گیری، افت و خیز و طیف مربوطه¬اش را تعیین نمودند۳ (تصویرهای ۲و۳).
۹. مشاهدات دهه¬های اخیر نشان می¬دهند که سرعت انبساط کیهان رو به افزایش است. این پدیده بهنوعی انرژی، به اصطلاح انرژی تاریک، رجعت داده می¬شود.
۱۰. در ماه نوامبر ۲۰۱۳، سازمان ناسا اعلام کرد که در کیهان حدود پانصد میلیارد کهکشان وجود دارد و در کنار هر ۵ ستاره می¬تواند یک سیاره شبیه سیاره¬ی زمین باشد. از طرف دیگر طبق نظر پژوهشگران دانشگاه اوکلند در امریکا حدود صد میلیارد سیاره مشابه زمین با قابلیت سکونت در کهکشان ما وجود دارند. طبق این ارقام و با یک حساب ساده به این نتیجه می¬رسیم که در کیهان می¬تواند حدود پنجاه هزار میلیارد میلیارد سیاره مشابه سیاره¬ی زمین وجود داشته باشد. به این ترتیب و با توجه به قوانین آماری بسیار بعید بهنظر می¬رسد که ما تنها ساکنان این کیهان بیکران باشیم.
مفهوم مِهبانگ
نخست لازم است بدانیم که به چه¬چیز مهبانگ گفته نمی¬شود و یا چه چیزی معنای مهبانگ را ندارد. بی¬شک آنچه مهبانگ نیست و یا معنای مهبانگ را ندارد، انفجار بزرگ در یک فضای موجود است. درک این مطلب برای برداشت صحیح از مفهوم مهبانگ، پرسش¬ها و نتیجه¬گیری¬ها از آن بسیار پراهمیت است.
مهبانگ لحظه¬ی پیدایش فضازمان و ماده و پادماده، آغاز کیهان، پیدایش کیهان، است؛ پیدایش کیهان از یک به اصطلاح ’تکینگی گرانشی‘ و یا از یک ’خلاء کوانتومی‘، از یک ’هیچِ کوانتومی‘ تصور میشود. چرائی و چگونگی وقوع مهبانگ هنوز نامعلوم است.
تصور مهبانگ بهعنوان آغاز کیهان به این خاطر است که می¬توانیم پروسه¬ی مشاهده شده¬ی انبساط کیهان را در جهت معکوس در نظر گیریم و با یاری معادلات نسبیت عام گذشته¬ی آن را برای زمان¬های مختلف محاسبه نمائیم. طبق نظریه¬ی نسبت عام۴ در مقطع مهبانگ مسئله¬ ’تکینگی گرانشی‘ مطرح است. معنای تکینگی گرانشی این است که مقدارِ کمیت¬های فیزیکی، مانند انرژی، دما و فشار، در این مقطع بی¬نهایت می¬شوند. اما در حقیقت آنها میباید فوق¬العاده بزرگ ولیکن نه بی¬نهایت باشند. این مطلب نشان می¬دهد که نظریه¬ی نسبیت عام به تنهائی قادر به تشریح مهبانگ نیست. به عبارت دیگر، بررسی مهبانگ ملاحظه نظریه¬ی کوانتوم را نیز می¬طلبد. این نظریه پیدایش کیهان از یک خلاء کوانتومی یا هیچِ کوانتومی را ممکن می¬داند. تذکر: "هیچ"کوانتومی یا ’خلاءکوانتومی‘ به معنای ’هیچ‘ فلسفی نیست.
بنابراین حل مسئله¬ مهبانگ نیازمند نظریه¬ای وسیع¬تر از نظریه¬ی نسبیت و یا نظریه¬ی کوانتومی است. احتمالاً این مسئله در قرن حاضر از طریق نظریه¬ای به نام ’نظریه¬ گرانش کوانتومی‘ که محیط بر نظریه¬ی نسبیت عام و نظریه¬ی کوانتومی باشد و یا توسط نظریه¬ی ریسمان¬ها و یا نظریه¬ی دیگری که هنوز برای¬مان شناخته شده نیست حل خواهد شد. در اینجا اما این سؤال مطرح است که چرا نمی¬توان مهبانگ را با قوانین شناخته شده¬ی فیزیک کنونی توضیح داد. در پاسخ باید گفت که قوانین موجود جملگی حضور فضازمان و ماده را پیش شرط خود میداتند. به بیان دیگر، این کمیتها جوهر اصلی فیزیک ما را تشکیل میدهند. قوانین این علم از زمانی معتبر است که از عمر کیهان بیش از ’زمان پلانک‘ برابر با ۴۴–×۱۰ ۵٫۳۹۱ ثانیه گذشته باشد. این مقدار زمان بهنظر ما ناچیز مینماید، اما با ملاحظه دو مفهوم ’اتساع زمان‘ و ’انقباض فضا‘ متوجه میشویم که کمیت مزبور بخودی خود ناچیز نیست، بلکه از نگاه امروزی ما چنان جلوه مینماید.
پیش از مهبانگ چه بود؟
همانگونه که پیشتر گفتیم ’زمان‘ پیشفرض علم فیزیک کنونی است. درست بههمین خاطر نمیتوان به سؤال ”پیش از مهبانگ چه بود؟“ پاسخ علمی داد. با این حال تخیل ما امکان طرح یک چنان پرسشی را میدهد که بنوبه خود سبب اظهار نظرهائی مانند شکل¬گیری کیهان از انقباض کیهانی پیشتر موجود، کیهانی که تا حد "تکینگی" منقبض شده و در مقطعی از طریق مهبانگ دوباره رو به انبساط گذاشته، شده است. بررسیهای نظری چنین امکانی را مردود نمیداند. اما بطور تجربی هیچ نشانی که دال بر صحت داشتن چنان چیزی باشد بدست نیامده است. بههمین منوال است ایده¬ی کیهان¬های موازی. بنا بر این ایده، کیهان ما تنها کیهان موجود نیست بلکه بخشی از یک کیهان بزرگتر است که در آن کیهان¬های فراوانی وجود دارند "به مانند ستارگانی در کهکشان ما"، کیهانهائی که بوجود می¬آیند و دوباره "نابود" می¬شوند. کیهانهای موازی الزاماً نبایستی تنها از یک نوع فیزیک پیروی کنند. یعنی، فیزیک آنها می¬تواند بسیار متفاوت از یکدیگر از جمله از فیزیک کیهان ما باشد. برای مثال، فاقد میدان الکترومغناطیسی باشند و یا انبساط¬شان سریع¬تر یا کندتر از کیهان ما باشد. همهی این حاتهای تخیلی، حتی در صورت صحت داشتن آنها، پاسخ به پرسش ما ’پیش از مهبانگ چه بود؟‘ نیستند، چرا که در این حالتها پرسش ما بهشکل ’پیش از کیهان اولیه و یا کیهانهای موازی چه بود؟‘ مطرح است و درواقع تغییری در ماهیت پرسش ما ایجاد نمیکنند. البته توجه داریم که پرسش "پیش از مهبانگ چه بود" بیشباهت به پرسش فردی که در شمالی¬ترین نقطه قطب شمال ایستاده نیست که میپرسد ’یک متر شمال¬تر چیست؟‘. یک متر شمال¬تری وجود ندارد.
مهبانگ در کجا بود؟
پیشتر گفتیم که مهبانگ بهمعنای انفجاری بزرگ در یک فضای موجود نیست. مهبانگ هیچ شباهتی به انفجار یک نارنجک ندارد. نارنجک در فضای موجود منفجر می¬شود. اما مهبانگ نقطه¬ی آغاز و علت شکل¬گیری فضاست. از این¬رو همه¬ی نقاط کیهان مرکز آن است. هر نقطه و گوشه¬ای از کیهان، برای مثال ایران، شهر تهران، سالنی که شما در آن حضور دارید و تک تک شما، خلاصه هر جا که چیزی هست مرکز دنیاست. درست بههمین دلیل است که اشعه¬ی زمینه¬ی کیهانی از همه¬ی جهات کیهان تقریباً یکنواخت به ما می¬رسد.
وقتی فضا با مهبانگ پا بهعرصه¬ی وجود گذاشته باشد، دیگر این سؤال که ”مهبانگ در کجا بود؟“ ¬هیچ معنائی ندارد. ولیکن اگر لازم است حتما پاسخی ارائه شود باید گفت هر نقطهای از کیهان از آنِ مهبانگ است. در مورد زمان نیز میگوئیم، مهبانگ لحظهی آغاز تاریخ کیهان است. آنچه هنوز برایمان ناروشن است، چگونگی عملکرد "تلنگریست" که سبب شکلگیری کیهان و با آن ماده و فضازمان شده است، اگر اصولا "تلنگری" وجود داشته است. شاید با روشن شدن این مطلب بتوان به فیزیک زمانهای مادون زمان پلانک نیز دستیافت.
دو اصل متعارف برای مهبانگ
فرضیه¬ مهبانگ متکی به دو اصل است: اصل جهانشمول بودن قوانین فیزیک و اصل کیهان¬شناسی؛
اصل جهانشمول بودن قوانین فیزیک
این اصل می¬گوید قوانین علم فیزیک جهانشمول¬اند. یعنی، قوانینی که در محدودهای از کیهان، برای مثال در سیارهی ما حاکم هستند در هر نقطهی دیگر کیهان نیز، تحت شرایط مشابه، معتبر میباشند. مشاهدات ما همواره این ادعا را، البته تنها تا زمان پلانک، تایید کردهاند. به عبارت دیگر، از آنچه از زمان پلانک تا مقطع بیگ بنگ رخ دااده است هیچ اطلاعی نداریم و در نتیجه فیزیک و قوانین مربوط به آن دوره را نمیشناسیم..
نظریه¬ی نسبیت عام نشان میدهد که فضازمان در چگالی¬های بسیار بالا فوق¬العاده¬ خمیده است، بهویژه در محدوده¬ی سیاه¬چاله¬ها. در اینجا ما با حالتی مواجه میشویم که به آن تکینگی میگوئیم، حالتی که کامل بودن نظریه نسبیت عام را به دلیل چگالی، انرژی و دمای بی¬نهایت زیر سوال می¬رود. برای تشریح حالت این مقطع لازم است از نظریه¬ی فیزیک کوانتومی یاری جسته و آن را برای مثال از طریق برپائی نظریهای به نام ’نظریه¬ی گرانش کوانتومی‘ توضیح دهیم.
اصل کیهان شناسی
این اصل می¬گوید که کیهان در هر نقطه¬ای از آن در همه¬ی جهات برای فاصله¬های بزرگ یکسان دیده می¬شود. با در نظر گرفتن این اصل می¬توان، همانگونه که در بالا ذکر شد، معادلات نسبیت عام اینشتین را بهشکل معادلات فریدمان نوشت و برای حات انقباض کیهان حل کرد. حل این معادلات تابع کمیت¬های ثابت هابل و پارامترهای چگالی¬های مختلف جرم و انرژی است. این کمیت¬ها نشان می¬دهند که کیهان در گذشته متراکم¬¬تر و گرم¬تر بوده است و هرچه بیشتر به عقب برگردیم کمیت¬های مزبور بزرگ¬تر و بزرگ¬تر شده و در نهایت در نقطه¬ای به نام تکینگی بی¬نهایت می¬شوند. بررسی و توضیح این حالت یکی از مسائل حاد پژوهش حاضر است.
تقارن و شکست تقارن
تقارن
احتمال داده می¬شود که نیروی گرانشی، به دلیل یا دلایلی که هنوز برای ما روشن نیست، زمانی از یک نیروی اولیه، از
یک حالت فیزیکی کاملاً همگن، از یک خلاءکوانتومی یا هیچکوانتومی، مشتق شده باشد. در اینجا لازم است بدانیم که مقوله¬ی خلاءکوانتومی مترادف با مقوله¬ی خلاء فیزیک کلاسیک و یا هیچِ فلسفی نیست. خلاءکوانتومی یا هیچِکوانتومی حالت تحریک نشده¬ی انرژی محسوب می¬شود. در این حالت اصل عدم قطعیت¬ هایزنبرگ امکان تشکیل ”ذرات مجازی“ و میدان¬ها از آن را می¬دهد. ذرات مجازی و پادذرات می¬توانند برای زمان کوتاهی از انرژی بهوجود آیند و دوباره "نابود" شوند، یعنی دوباره به انرژی تبدیل شوند. خلاءکوانتومی واقعا وجود دارد و قابل توضیح است. خلاءکوانتومی از میدان-های کوانتومی تشکیل شده است، میدان¬هائی که منشاء اصلی مادّه هستند. خلاءکوانتومی پایهائی¬ترین سیستم¬های فیزیکی به حساب می¬آیند. تنها در صورت فقدان میدان¬های کوانتومی است که می¬توان از خلاء واقعی بهمعنای ’هیچ‘ صحبت کرد. خلاءکوانتومی ناپایدار، تجربی ثابت شده و قابل سنجش است.
کسب اطلاع از یک سیستم کاملاً همگن، متعادل و بسته ناممکن است. اما از لحظه خوردنِ ”تلنگری“ به آن، به اصطلاح شکستن تقارن آن، امکان دستیابی به اطلاعاتی از آن وجود دارد.
علت و چگونگی ”تلنگری“ به حالت تقارنِ فرضیِ کیهان در مقطع مهبانگ، اگر چنین بوده باشد، هنوز برای ما روشن نیست. البته امکان دارد که کیهان اولیه فارغ از حالت همگن، متعادل و بسته بوده و در نتیجه نیازی هم به ”تلنگری“ برای "آغاز" نداشته است.
برای سیستمی که در حالت تعادل، تقارن، کامل باشد مقوله¬ی زمان ناشناخته و بی¬معناست. برای یک چنان سیستمی پرسش از تاریخ ماقبل ”تلنگر“ موضوعیت ندارد. در مورد پیدایش کیهان نیز، با فرض تقارن کامل، پرسش از ”پیش از“ مهبانگ هیچ معنائی ندارد. به بیان ساده، مهبانگ ”روز ماقبل“ نمی¬شناسد. تصور حالت تقارن کامل برای کیهان اولیه بهمعنای غیرممکن بودن کسب هرگونه اطلاعی از آن است.
شکست تقارن
شکست تقارن منجر به پدیدآمدن وضعیتی جدید می¬شود همراه با ذراتی مشتق شده از حالت تقارن. ذراتی که دیگر انرژی کافی برای برگشت به حالت اولیه را ندارند. غیرقابل تصور نیست که در سلسله مراتبی از شکست تقارن¬ها ذراتی در زمان¬های مختلف بوجود آمده¬اند ولیکن بر اثر شکست تقارن در مرحله¬ی بعدی از صحنه¬ زدوده شده و در نتیجه برای ما ناشناخته مانده¬اند. برای کسب اطلاع از آن¬ها و نمایش صحت این ادعا نیاز به آزمایشگاه¬هائی داریم که انرژی لازم را برای تولید و کشف آن ذرات در اختیار ما بگذارند. سازمان اروپائی پژوهشهای هسته¬ای در سوئیس، شتاب دهنده سرن، بزرگ¬ترین و پرهزینه¬ترین نوع این آزمایشگاه¬ه میباشد که تاکنون ساخته شده است. در سال ۲۰۱۲ فیزیکدان¬ها موفق شدند در این آزمایشگاه ذره هیگز را کشف کنند. ’هیگز‘ نام ذرهی ’میدانِ هیگز‘ است، مانند ’فوتون‘ بهعنوان ذرهی ’میدانِ الکترومغناطیسی‘.
تصور میشود که شکست تقارنِ اولیه¬، نیرو یا میدان گرانشی با ذراتی به نام گراویتون را در پیداشته است. شکست در تقارنِ باقیمانده، به نام تقارن بزرگ، سبب شکل¬گیری نیروی قوی و نیروی الکتروضعیف، با ذراتی که در فیزیک هسته-ای مطرح هستند، شده است. از شکست نیروی الکتروضعیف نیروی ضعیف و نیروی الکترومغاطیسی، هر یک با ذراتی خاص، بهوجود آمده¬اند. از آن جمله¬اند فوتون¬ها، ذرات تشکیل¬دهنده¬ی نیروی الکترومغناطیسی. از چهار نیروی نامبرده،
سوای نیروی گرانشی، نیروی قوی و نیروی ضعیف و نیروی الکترومغناطیسی در فیزیک کوانتومی قابل توصیف هستند.
باور بهشکل¬گیری چهار نیروی پایه¬ای فیزیک از یک نیروی اولیه¬ی فیزیکدان¬ها را بر آن داشته است که به وحدت این نیروها همت گمارند. آرزوی به وحدت رساندن نیروهای پایه¬ای در فیزیک از همان دوران که فقط دو نیرو، یعنی نیروی گرانشی و الکترومغناطیسی، مطرح بودند وجود داشت.۴ اولین موفقیت در به وحدت رساندن نیروهای چهارگانه در نیمه¬ی دوم قرن بیستم با وحدت نیروی الکترومغناطیسی و نیروی ضعیف به نیروی الکتروضعیف حاصل شد. به احتمال، وحدت نیروی الکتروضعیف با نیروی قوی، یعنی دستیابی به تقارن بزرگ، قدم بعدی خواهد بود. وحدت تقارن بزرگ با نیروی گرانشی به نیروی اولیه، همانگونه که ذکر شد، شاید از طریق ’نظریه¬ گرانش کوانتومی‘ و یا احیانا نظریه¬ی ’ریسمان-ها‘ عملی شود.
فرضیه تورم
در سال ۱۹۸۱، آلن گوت فرضیه¬ی تورم را برای حل مسئله¬ی افق رویداد و توضیح همگنی و همسانگردی بخش قابل رؤیتِ کیهان ارائه کرد. فرضیه¬ی تورم متکی به مشاهدات همسانگردی تابش زمینه¬ی کیهانی است. این فرضیه بعدها از جانب آندریی لینده توسعه یافت و اکنون بهعنوان مدلی برای فاز تورمی کیهان پذیرفته شده است.۵ اما به دلیل آنکه این فرضیه¬ خود سبب پرسش¬های تازه¬ای شده، فرضیه¬ی دیگری به نام ’فرضیه¬ی خمشِ وایل‘ (Weyl Curvature Hypothesis) نیز پیشنهاد شده است.
طبق اصل کیهان¬شناسی، بعد از ’زمان پلانک‘ عصر تورم آغاز می¬گردد. کیهان در این عصر با سرعتی بسیار بالا، در طول زمان ۳۳–۱۰ تا ۳۰–۱۰ ثانیه با ضریبی برابر با ۱۰۳۰ الی ۱۰۵۰ انبساط می¬یابد. این کمیت¬ها نشان می¬دهند که سرعت انبساط کیهان در عصر تورم مافوق سرعت نور بوده است!
سرعت مافوق سرعت نور برای انبساط کیهان در تضاد با نظریه¬ی نسبیت که حداکثر سرعت در آن سرعت نور است قرار نمی¬گیرد. به این دلیل که نظریه¬ی نسبیت، سرعت نور در فضازمان را مدنظر دارد در حالیکه ما در اینجا سرعت انبساط خود فضازمان را در نظر داریم.
بزرگی بخش قابل رؤیت کنونی کیهان در عصر تورم کوچک¬تر از قطر یک ذره¬ی پروتون بود و در طول تورم تا نزدیک به ۱۰سانتیمتر انبساط می¬یابد. جزئیات این دوران و علت پایان یافتن آن هنوز روشن نیست. اما مسلم شده است که تابش زمینه¬ی کیهانی "سنگواره¬ای" از دوران ’کیهانِ جوان‘ میباشد.۶و۷ عمر این سنگواره تنها سیصدوهشتاد هزار سال کمتر از عمر کیهان با حدود ۱۳٫۸ میلیارد سال است.
فرضیه¬ی تورم قادر است مشاهدات عینی زیرا را توضیح دهد:
۱. همگنی کیهان؛ ۲. انحنای کیهان؛ ۳. تک قطبی بودن مغناطیسم؛ ۴. ساختارهای عظیم در کیهان و ۵. طیف نوسانات دمای تابش زمینه کیهانی.
انبساط
دوران پس از تورم عصرِ انبساط نامیده می¬شود. عصر انبساط با نظریه¬ها و قوانین فیزیک موجود قابل توضیح است. اغلب مدل¬های ارائه شده برای مهبانگ در توضیح عصر انبساط با یکدیگر همخوانی دارند. ما می¬توانیم عصر انبساط را
در شکل دوران¬های ۹ گانه¬ی زیر به اختصار چنین بیان کنیم:
۱. در پایان عصر تورم، یعنی حدود ۳۰–۱۰ ثانیه پس از مهبانگ، دمای کیهان تاK ۱۰۲۵ نزول می¬کند. در این زمان ذراتی به نام کوارک¬ها و پادکوارک¬ها بهوجود می¬آیند که پلاسمائی را با ذرات موجود از جمله گلوئن¬ها تشکیل می¬دهند.
۲. دمای کیهان پس از یک میلیونم ثانیه به K۱۰۱۳ سقوط می¬کند و ذرات هادرونی، یعنی پروتون¬ها و نوترون¬ها که اجزاء تشکیل دهندهی هسته اتم¬ها هستند، و همچنین پادذرات آن¬ها از پلاسمای موجود بوجود می¬آیند.
۳. پس از ۴–۱۰ ثانیه دمای کیهان به K۱۰۱۲ می¬رسد. در این دما دیگر امکان شکل¬گیری هادرون¬های جدید وجود ندارد. همزمان اما اغلب پروتون¬ها و نوترون¬ها بر اثر تصادم با پادذرات خود به انرژی تبدیل شده و چیزی کمتر از یک میلیاردم از پروتون¬ها و نوترون¬ها باقی می¬مانند. به این دلیل است که کیهان عمدتاً از ماده تشکیل شده و نسبت به پادماده نامتقارن است. علت این نامتقارنی روشن نیست. قابل توجه اینکه در این دوران مقدار زیادی هم ذرات نوترینو تولید می-شود.
۴. یک ثانیه پس از مهبانگ، دمای کیهان به K ۱۰۱۰ نزول می¬کند. در این دوران است که ذرات الکترون و پادالکترون، پوزیترون، باهم تصادم کرده به انرژی تبدیل می¬شوند. از این ذرات نیز تنها حدود یک میلیاردم الکترون¬ها باقی می¬مانند. به عبارت دیگر، ذراتی که ما اکنون در کیهان ملاحظه می¬کنیم همان ذراتی هستند که در یک ثانیه¬ی اول بعد از مهبانگ نیز وجود داشتند.
۵. با رسیدن دمای کیهان به زیر یک میلیاردم کلوین، ۱۰ثانیه بعد از مهبانگ، امکان همگدازی پروتون¬ها با نوترون¬ها به اولین هسته¬های هیدروژنی، یعنی دترون¬ها که اغلب به هسته¬های هلیوم-۴ تبدیل می¬شوند، بهوجود می¬آید.
۶. بعد از گذشت حدود ۳ دقیقه از مهبانگ، دما و چگالی کیهان به درجه¬ای نزول می¬کنند که دیگر امکان گدازش هسته¬ای وجود ندارد و نوترون¬های باقیمانده در دقایق بعدی به پروتون و الکترون¬ها فرو افت می¬کنند.
۷. پس از حدود ۳۸۰ هزار سال، با تنزل بیشتر دمای کیهان، امکان شکل¬گیری اتم¬های سبک و با ثبات از هسته¬ها و الکترون¬ها به وجود می¬آید. از گردهم¬آئی اتم¬ها بر اثر نیروی گرانشی ابر گازها و از این¬ها کهکشان¬ها و ستارگان شکل می¬گیرند. اتم¬ها یا عناصر شیمیائی سنگین¬تر در زمان¬های بعدی در داخل ستارگان به وجود می¬آیند؛ از آن¬جمله عناصر لازم برای حیات.
همزمان با تشکیل اتم¬ها، ذرات نور، فوتون¬ها، امکان آن می¬یابند که فاصله¬های بیشتری را طی کنند، بی¬آنکه جذب ذرات دیگر شوند. در نتیجه کیهان از این طریق به روشنائی دست می¬یابد. به عبارت دیگر، کیهان بیش از آن تاریک بوده است.
طول موج نور آزاد شده از همان زمان همسو با انبساط کیهان گسترش پیدا کرده و اکنون به طیف رادیوئی با دمای ۲٫۷۳ کلوین رسیده است. برای مقایسه، دمای همین نور در گذشته چهارهزار کلوین بوده است. این نور، این سنگواره، در سال ۱۹۶۴ بطور تصادفی کشف و به تابش زمینه¬ی کیهانی معروف شد. تابش زمینه¬ی کیهانی یکی از مهم¬ترین شواهد عینی برای فرضیه¬ی مهبانگ به شمار می¬رود.
۸. در اواخر قرن بیستم و اوایل قرن حاضر، نوسانات تابش زمینه¬ی کیهانی کشف و طیف آن اندازه¬گیری شد. نتایج حاصل از این مشاهدات از جمله امکان توضیح چگونگی شکل¬گیری ساختارهای عظیم در کیهان را فراهم کرده است.
۹. شتابِ انبساطِ کیهان، انبساطِ رو به افزایشِ کیهان، می¬تواند در رابطه با انرژیِ تاریک باشد. قبول این ادعا اما نیازمند شواهد عینی است. برای نمایش اهمیت انرژی تاریک و ماده¬ی تاریک کافی است به سهم این دو از کل انرژی و ماده¬ی کیهان اشاره کنیم. سهم انرژی تاریک با حدود ۷۳ درصد به مراتب بیشتر از سهم ماده¬¬ی تاریک، حدود ۲۳ درصد، است. سهم این دو با هم از کل انرژی و ماده¬ی کیهان بیش از ۹۵ درصد است. به عبارت دیگر، سهم ماده با حدود ۴٫۵ درصد و سهم نوترینو با ۰٫۳درصد ناچیز است. سهم ماده¬ی قابل رؤیت کیهان، یعنی ستارگان، فقط حدود ۰٫۵درصد است.۸و۹و۱۰
مدل های سوداگرایانه [speculative] برای مهبانگ
مدل و فرضیه¬های زیادی برای تشریح مهبانگ ارائه شده¬اند که اغلب آن¬ها حدسی می¬باشند. ما در اینجا کوتاه و تنها به سه نوع از این فرضیه¬ها می¬پردازیم و از توضیح فرضیه¬های دیگر مانند آنچه اخیراً در کانادا (سقوط ستاره¬ی چهاربعدی به سیاهچاله) مطرح کردند صرفنظر میکنیم.
فرضیه چندکیهانی
فرضیه¬ی چندکیهانی یا درهمی، و یا کیهان¬های موازی، در سال ۱۹۸۶ از طرف آندریی لینده پیشنهاد شد. این فرضیه، کیهان را پیوسته در حال منبسط شدن بهشکل تورمی تصور کرده و آن را تنها برای بخش¬های معینی به اصطلاح ”حباب-ها“ توقف¬پذیر می¬داند. در این مدل هر یک از این حباب¬ها یک کیهان مجزا از مابقی به¬شمارد میآیند. کیهان¬های موازی می¬توانند هر یک از شرایط فیزیکی خاصی، از ثابت¬های فیزیکی متفاوت، برخوردار باشند. در اینصورت هر کدام از آن¬ها میتوانند فیزیک ویژه¬ی خود را دارا باشند. برای مثال، امکان دارد یکی از آن¬ها دارای میدان الکترومغناطیسی، نور، و دیگری فاقد آن باشد.
فرضیه غشاء
فرضیه¬ی غشاء یا مدل رانال ـ ساندرم در سال ۱۹۹۹ از جانب این دو پژوهشگر پیشنهاد شد. این مدل در ارتباط تنگاتنگ با نظریه¬ی ریسمان¬هاست که حداقل پنج بعد دارد و کیهان ما با چهار بعد فضازمان در آن مستتر است. این فرضیه قادر به توضیح چرائی ضعیف بودن نیروی گرانشی در مقایسه با سه نیروی پایه¬ای دیگر فیزیک است. اما توان توضیح توسعهی کیهان از جمله انبساط و تابش زمینه¬ی کیهانی را ندارد. در نتیجه نمی¬توان این فرضیه را واقعی دانست. شکل کاملتر فرضیه¬ی غشاء یعنی مدل اشتینهارد ـ توراک از سال ۲۰۰۲، بدیلی است برای فرضیه¬ی تورم، با پیشگوئی متفاوت از قطبش افت و خیز تابش زمینه¬ی کیهانی.
فرضیه گرانش کوانتومی حلقه ای
فرضیه¬ی ’گرانش کوانتومی حلقه¬ای‘ (Loop Quantum Gravity) قادر به توضیح انبساط جهان فارغ از مقوله¬ی تکینگی گرانشی برای مهبانگ است. این فرضیه در سال ۲۰۱۱ از جمله از جانب مارتین بُیُوالد پیشنهاد شد. این مدل ’اصل کیهان-شناسی‘ را پیششرط خود می¬داند. اما معلوم نیست که این پیششرط تا چه حد با ’گرانش کوانتومی حلقه¬ای‘ همخوانی دارد. در این مدل، کیهان ماقبل تا چگالی بیشینه انقباض می¬یابد. اما نه تا مرحله¬ی تکینگی گرانشی، چرا که در اینجا طبق این فرضیه پدیده¬های کوانتومی مانع از آن می¬شوند. در مقطع چگالی ماکسیموم، کیهان دوباره شروع به منبسط شدن می¬کند. شکل توسعه یافته¬ی این مدل نشان از کیهانی پریودیوار دارد که تا ماکسیموم انبساط و سپس تا مینیموم انقباض پیدا می-کند.۱۱
سخن پایانی
فرضیه¬ی متعارف مهبانگ نشان می¬دهد که می¬توان از طریق امواج الکترومغناطیسی گذشته¬ی کیهان را تا دوران آزاد شدن ذرات نور، یعنی حدود ۳۸۰ هزار سال پس از مهبانگ، پی¬گیری کنیم.
احتمال داده میشود که در آیندهای نه جندان دور بتوانیم گذشته¬ی کیهان را از طریق ’کیهان¬شناسی نوترینو‘ تا زمان آزاد شدن ذرات نوترینو، یعنی تا یک ثانیه بعد از مهبانگ و از طریق ’کیهان¬شناسی گرانشی‘ تا ۳۲–۱۰ ثانیه پس از مهبانگ، توضیح دهیم.
در پایان مایلم در ارتباط با مطالب ذکر شده نقل قولی را از کتابی که اخیراً به زبان فارسی با عنوان ’علم اندیشیدن ـ ریشه-ها و روش¬ها‘ به چاپ رسانده¬ام بهعنوان کلام پایانی بیان دارم.:
تصور دوران باستان از کیهان بس ساده بود. در این تصور زمین و همراه با آن انسان، مرکز یک کیهان
قابل تجسم و همآهنگ بهشمار می¬رفت و کره¬ی ماه رب النوع الهی بسیاری از اقوام و ملل محسوب می¬شد.
در چنین کیهانی همه¬چیز پیشاپیش تعیین شده بود و چیزی غیرجبری، غیردترمینیستی، وجود نداشت. درست بههمین دلیل، نوع تفکر در یونان قدیم بهعنوان جرقه¬های اولیه¬ی شک و تردید نسبت به نوع برداشت¬ها از پدیده¬ها در تاریخ بشر بی¬سابقه و بسیار پراهمیت است.
اما اکنون انسان با گذشت زمان به کیهانی دست یافته است که بزرگی و تصورناپذیری آن لرزه به اندام آدمی می¬اندازد. با این حال، کیهان عصر ما یک تصور دلخواه نیست، بلکه حاصل کنجکاوی¬ها و تلاش-های پژوهشی پایان¬ناپذیر خود انسان است. تصویری که ما اکنون از کیهان داریم متکی به نظریه¬های بنیادی، بهویژه نظریه¬ی فیزیک کوانتومی و فیزیک نسبیت و فیزیک آماری؛ است. که صحت هر یک از آن¬ها به کرات به اثبات رسیده¬ است، نظریاتی مربوط به ماده و تحولات آن، از ”آغاز“ تا به امروز.
انسان در راهی گام برداشته است که بسیار پیچیده و احتمالاً پایان¬ناپذیر است. او با جمع¬آوری اطلاعات و تنظیم آن¬ها سعی در ارائه تصویری کامل از کیهان دارد. بی¬شک تلاش او در این عرضه بدون شناخت واقعی از شیوه¬ی کار دستگاه ادراک خود، یعنی علم اندیشیدن، نتیجه¬ی مطلوب را نخواهد داد. چرا که شناخت دستگاه ادراک انسان بهعنوان ابزار شناخت، که همواره و همزمان و همسو با کسب شناخت¬های تازه در حال تغییر و تحول است و باید هم باشد تا اصولاً شناختی امکان¬پذیر شود، بی¬تردید امری است بسیار ضروری و غیرقابل اغماض.
دکتر حسن بلوری*
۱۳۹۲٫۱۲٫۰۱
*این مقاله اولینبار در تاریخ ۱۳۹۲٫۱۲٫۰۱ بهصورت سخنرانی ارائه شده است.
منابع:
R. A. Alpher, H. Bethe, G. Gamow: The Origin of Chemical Elements, in: Physical Review 73, Nr. 7, 1948.
R. K. Sachs, A. M. Wolfe: Perturations of a Cosmological, Journal 147, 1967.
David Spergel et al.: first-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters, In: ApJs, 148, 2003.
Albert Einstein: Die Grundlage der allgemeinen Relativitätscheorte, In: Das Relativitätsprinzip, 8. Auflage, Teubner Verlag, Stuttgart 1982.
Andrei Linde: Elementarteilchen und inflationärer Kosmos, Spektrum Akademischer Verlag, Heidelberg, Berlin, Oxford, 1993.
Steven Weinberg: The First Three Minutes, Basic Books, inc., Publishers, New York, 1977.
Steven Weinberg: Cosmology, Oxford University Press, New York 2008.
Stephen W. Hawking: A Brief History of Time, Banatam Books, New York,1988.
Stephen W. Hawking, Roger Penrose: The Nature of Space and Time, Princeton University Press, New York, 1996.
Simon Singh: Big Bang, München, Hanser, 2005.
Martin Bojowald: Zurück vor dem Urknall, Frankfurt a. M., S. Fischer Verlag 2009.
تصویر ها از اینترنت
برای مطالعه و کسب اطلات بیشتر میتوان از جمله به کتابهای زیر مراجعه نمود:
جیمز اس. ترفیل، لحظه¬ی آغاز، ترجمه¬ی بهزاد قهرمان و فرامرز صبوری، نشر نما، مشهد، ۱۳۷۰
جوسیپ کلیچگ، جهان، ترجمه¬ی بهزاد قهرمان، معاونت فرهنگی آستان قدس رضوی، مشهد، ۱۳۶۷
رضا منصوری، فلک را سقف... (کیهان¬شناسی برای همه) ـ تهران: طرح نو، ۱۳۷۸
کریگ هوگان، انفجار بزرگ، ترجمه¬ی علی فعال پارسا، به نشر، مشهد، ۱۳۸۳
اشتراک گذاری در:
- سایت انجمن نجوم آماتوری ایران مجاز به ویرایش ادبی دیدگاهها است.
- دیدگاههایی که حاوی مطالب کذب، توهین یا بیاحترامی و موارد مغایر با قوانین کشور باشند منتشر نخواهند شد.
- دیدگاهها پس از تأیید منتشر میشوند.