ذرات و کیهان شناسی

چرا ماده وجود دارد؟ چرا ماده به این فراوانی است؟ چرا جهان از ماده و پادماده تشکیل نشده است؟ آیا جهان تا ابد انبساط خواهد یافت و یا دوباره منقبض خواهد شد؟ این سؤال‌های اساسی که علم کیهان شناسی با آن‌ها مواجه است، شاید امروز در فیزیک ذرات جواب‌هایی بیابند. برعکس، نظریه‌های جدید فیزیک ذرات ناظر بر پدیده‌هایی است غیر عادی با انرژی‌هایی که شاید هرگز نتوان در آزمایشگاه‌های زمینی بدان دست یافت. اما این ابر- انرژی‌ها در آغاز پیدایش جهان وجود داشته‌اند. بنابراین امروزه کیهان شناسی بر خیال پردازی‌های بی‌حد و حصر فیزیک‌ دانان لگام می‌زند... و اطلاعات ذی قیمتی راجع به ذرات فرضیی که در شتاب‌دهنده‌های زمینی قابل مشاهده نیستند، فراهم می‌آورد.
«صورتی در زیر دارد آنچه در بالاست» این مضمون که در «لوح زمرد» - متن اساسی کیمیاگران – آمده، دوباره به نحوی شگرف در تحقیقات جدید فیزیک مطرح شده است. امروزه در واقع یک همگرایی شگفت‌آور بین دو شاخه از علوم که به ظاهر در نقطه‌ی مقابل یکدیگر قرار دارند به وجود آمده است: بین کیهان‌شناخت از یک طرف، که موضوع آن کل جهان است و فیزیک ذرات از طرف دیگر، که بنیادی‌ترین ساختار‌های میکروسکوپیکی را مطالعه می‌کند. تا چند دهه‌ی قبل به علت عدم وجود داده‌های رصدی، نمی‌توانستیم برای جهان از نظر فیزیکی تاریخچه‌ای تدوین کنیم و کیهان‌شناخت را اصلاً یک علم ریاضی می‌دانستیم. اما کشف پرتو‌های کیهانی زمینه در سال 1343/1954 توسط آرنو پنزیاس و رابرت ویلسون، این طرز تفکر را دگرگون ساخت. سپس نظریه‌ی کیهان‌شناختی مهبانگ یا انفجار بزرگ اولیه، که همه آن را به عنوان رضایت‌بخش‌ترین نظریه‌ها قبول داشتند، مبنای ساختن یک مدل «معیار» قرار گرفت. در ساختن این مدل، فیزیک ذرات نقشی اساسی ایفا کرد زیرا نظریه‌ی مهبانگ به آغازی برای جهان و همچنین یک «جهان جوان»، که در آن ماده به بنیادی‌ترین اجزایش تفکیک می‌شود، قائل است. بدین ترتیب از اواخر سال‌های 1960 فیزیک ذرات به صورت ابزار مهمی در خدمت کیهان‌شناخت قرار گرفت.
این ابزار، که هنوز توسط نظریه‌های جدید کامل نشده بود، نتوانست به حل برخی مسائل اساسی که خود مدل معیار پیش آورده بود کمک کند. اما در اولین سال‌های دهه‌ی 1980، تحت تأثیر تحقیقات نظری هوارد جورجی و شلدون گلاشو از یک طرف و عبدالسلام و یو گش پاتی از طرف دیگر، انقلابی واقعی در دنیای ذرات رخ داده است: به نظر می‌رسد که تمام بر هم کنش‌های بین ذرات جنبه‌های مختلفی باشند از یک نیروی بنیادی واحد که تنها در انرژی‌هایی بروز می‌کند که در آزمایشگاه‌ها دست نایافتنی هستند، غیر از گرانش که هنوز در این طرح وارد نشده است. نتایج این‌نظریه‌ها در شتاب‌دهنده‌ها بسیار کم محسوس بوده است، لیکن اگر فرضیات بی‌سابقه‌ای را که در این نظریه‌ها مطرح می‌شوند در کیهان‌شناخت به کار بریم ممکن است پاسخ‌های رضایت‌بخشی برای سؤال‌هایی که تا‌کنون بدون جواب مانده‌اند بیابیم: چرا جهان از ماده و پاد ماده تشکیل نشده است؟ چرا ماده به این فراوانی اسنت؟ آیا جهان تا ابد انبساط خواهد یافت و یا خواهد رمبید؟

یک شاهد عمده‌ی اولین لحظات جهان

نظریه‌ی مهبانگ بر مبنای فرضیه‌ی انبساط همه جایی جهان، که عموماً مورد قبول است، قرار دارد. کهکشان‌ها با سرعت‌هایی که متناسب با فواصل بین آن‌هاست از یکدیگر می‌گریزند. این حرکت از یک انفجار اولیه که آغاز گر انبساط جهان بوده ناشی شده است. بنابراین زمانی وجود داشته که این کهکشان‌ها به یکدیگر بسیار نزدیکتر بوده‌اند، آنقدر نزدیک که نه کهکشان‌ها، نه ستارگان، نه اتم‌ها و نه حتی هسته‌های اتم‌ها می‌توانستند وجود مستقلی داشته باشند. در آن زمان جهان بسیار متراکم‌تر از حالت کنونی خود بوده است. اما، متراکم شدن یک سیال معمولاً دمای آن را بالا می‌برد. اگر این روند را تا آغاز انبساط، یعنی t = 0، ادامه دهیم، در می‌یابیم که مشخصات جهان در آغاز عبارت بودند از چگالی بی‌نهایت، دمای بی‌نهایت و

شعاع صفر.

این نظر را، که در آغاز پیدایش جهان شرایط حدی بالا واقعاً وجود داشته‌اند، یک کشف مهم و اساسی تأیید کرد. در بهار سال 1353/1964، آرنوپنزیاس و رابرت ویلسون توسط آنتنی متعلق به واحد‌های تحقیقاتی شرکت تلفن بل، که به برقراری روابط تلفنی با ماهواره‌ی اکو اختصاص داشت، نوفه‌ی جالب توجهی را در طول موج cm35/7 کشف کردند. این نوفه مستقل از جهت مشاهده بود و با زمان تغییر نمی‌کرد؛ نه در طول روز و نه در طی فصول. تمام اجسام، هر ماهیتی که داشته باشند، نوفه‌ی رادیو‌یی گسیل می‌کنند، حتی در دماهای بسیار نزدیک به صفر مطلق (〖-273〗^° C=0Kelvin). این نوفه را اغتشاشات گرمایی الکترون‌های جسم تولید می‌کند. اما چون نوفه‌ی رادیو‌یی مذکور در تمام جهات مطلقاً یکسان است، می‌توان متقاعد شد که موج‌های رادیویی مربوط به آن نه از کهکشان ما می‌ایند و نه از یک جرم سماوی دیگر، بلکه از تمام جهان ناشی می‌شوند. از آن زمان تاکنون، این تابش توسط بالن‌ها و موشک‌های متعدد در لایه‌های بالایی جو در طول موج‌های چند میلی‌متری کشف شده‌اند. شدت و شکل طیفی مشاهده شده‌ی این تابش دیگر جای شک در اینکه این تابش شبیه تابش جسم سیاه در دمای 9/2 کلوین است باقی نمی‌گذارد. بنابر تعریف، تابش جسم سیاه تابشی است که شدت انرژی در هر بازه از طول موج آن با شدت انرژی گسیل – شده توسط یک جسم کاملاً در آشام (جاذب) که تا دمای معینی گرم شده برابر باشد. به عبارت دیگر، تابش جسم سیاه توسط یک توزیع معین انرژی به ازای طول موج مشخص می‌شود و یک فرمول کلی که فقط به دما بستگی دارد این توزیع را معین می‌کند. در دماهای معمولی، این تابش در ناحیه‌ی مرئی طیف نیست بلکه در ناحیه‌ی طول موج‌های خیلی بلندتر است، به همین مناسیت به آن تابش جسم سیاه می‌گویند. بالا رفتن دما موجب می‌شود تابش به سوی طول موج‌های کوتاه‌تر انتقال یابد، مانند آهن که اگر آن را حرارت دهیم قرمز می‌شود و سپس در هنگام ذوب زرد مایل به نارنجی می‌شود. تابش خورشید را می‌توان با یک تقریب بد تابش جسم سیاه در دمای 6000 کلوین دانست؛ بیشتر این تابش در ناحیه‌ی نور مرئی است ولی تا ناحیه‌ی فروسرخ از یک طرف و ناحیه‌ی فرابنفش از طرف دیگر نیز ادامه پیدا می‌کند.
با این اوصاف، تابش در دمای 9/2 کلوین, که آن را تابش کیهانی می‌نامند، چگونه تابشی می‌تواند باشد؟ دمای تابش در واقع بسیار پایینتر از آن است که فوتون‌های آن بتوانند به نحوی قابل توجه با ماده‌ی حاضر در جهان برهم کنش کنند. ماده آنقدر رقیق است که این فوتون‌ها می‌توانند بدون آن‌که جذب یا پخش شوند از میان آن بگذرند و در نتیجه اندازه حرکت (تکانه) و انرژی خود را حفظ کنند. اما همیشه این طور نبوده است. بنابر مدل مهبانگ، دورانی در آن وجود داشته که در آن چگالی ماده بیش از یک میلیارد برابر مقدار کنونی آن بوده است. در آن دوران دما از 3000 کلوین متجاوز بوده و اغتشاشات گرمایی اتم‌ها را به اجزاءشان که عبارتند از نوکلئون‌ها (پروتون‌ها یا نوترون‌ها) و الکترون‌ها تجزیه می‌کرده است و برخورد نوترون‌ها، الکترون‌ها و پروتون‌ها با فوتون‌ها به فراوانی انجام می‌گرفته است. تا یک میلیون سال پس از انفجار اولیه، فوتون‌ها با ماده بر هم کنش می‌کرده‌اند. انبساط جهان برای هر فوتون، الکترون و یا نوکلئون آن‌قدر کند بود که می‌توانست به دفعات بسیار زیاد پخش شود، و دوباره گسیل شود: در آن دوران آهنگ انبساط جهان از آهنگ رخ دادن بر‌هم‌کنش بین این ذرات آهسته‌تر بود. هر دستگاه، که ذرات آن فرصت داشته باشند به دفعات بسیار زیاد بر هم کنش کنند، بالاخره به حالت تعادل از نوع استاتیکی می‌رسد؛ در چنین حالتی توزیع ذرات بر حسب وضعیت، انرژی و دیگر کمیت‌های مشخص کننده‌ی ذرات تغییر نمی‌کند، تعداد ذراتی که از یک حالت خارج می‌شوند با تعداد ذراتی که به همان حالت در می‌آیند برابر است. این تعادل استاتیکی، که معمولاً تعادل ترمودینامیکی نامیده می‌شود، با دمای معینی، که در سراسر دستگاه یکنواخت است مشخص می‌شود. تابش کیهانی در دما‌های بالای 3000 کلوین مانند تابش جسم سیاهی بود که دمای آن با دمای ماده برابر بود. اما هنگامی که در اثر انبساط جهان، دما از 3000 کلوین پایین‌تر آمد الکترون‌ها و پروتون‌ها توانستند مجتمع شوند و اتم‌های هیدروژن خنثی را تشکیل دهند که با فوتون‌ها بر هم کنش نمی‌کنند. از آن به بعد فوتون‌ها مستقل از ماده تحول یافتند، از یکدیگر جدا شدند و گاز فوتون‌ها به‌تدریج سرد شد. از آن پس، چون از فوتون‌های موجود زوجی (ذره – پاد ذره) آفریده نمی‌شد و به علت متوقف شدن فرایند نابودی(ذرات) فوتون جدیدی به وجود نمی‌آمد، تعداد فوتون‌ها تغییر نکرد. فاصله‌ی متوسط بین دو فوتون متناسب با اندازه‌ی جهان افزایش یافت و طول موج فوتون‌ها همراه با انبساط جهان«کش» آمد. بنابراین طول موج فوتون‌های باقیمانده حول طول موج معینی تثبیت شد، درست مانند فوتون‌های جسم سیاهی که دمای آن با گذشت زمان کاهش می‌یابد. این فوتون‌ها همان فوتون‌هایی هستند که اکنون تابش در دمای 9/2 کلوین را تشکیل می‌دهند و اول بار توسط آ.آ. پنزیاس و آر. ویلسون مشاهده شدند. هیچکدام از نظریه‌هایی که تا‌کنون برای توضیع منشأ تابش زمینه‌ی کیهانی ارائه شده‌اند نتوانسته‌اند با این توضیح رقابت کنند.

مدل معیار مهبانگ

نظر فوق مستقیماً به مدل معیار می‌انجامد. در واقع این نظر تصریح می‌کند که جهان از یک حالت تعادل ترمودینامیکی گذشته است. اما در این تعادل، برخی کمیت‌ها با گذشت زمان تغییر نمی‌کنند، یعنی پایستارند و تعیین کننده‌ی تحول جهان هستند. اگر به گذشته باز گردیم تا به تکینه‌ی اولیه برسیم، دما به‌سرعت افزایش می‌یابد و از لحاظ نظری به سمت بی‌نهایت میل می‌کند. در آن هنگام، ماده به الکترون و پروتون و نوترون تجزیه می‌شود و خود نوکلئون‌ها به کوارک (اجزاء تشکیل دهنده‌شان) تجزیه می‌شوند. تمام ذرات با آهنگی بسیار سریع بر هم کنش می‌کنند و بر هم کنش هر نوع ذره، خاص آن نوع است (قوی، الکترومغناطیسی، ضعیف)، و همان طور که از جسم سیاه انتظار می‌رود، مرتبه‌ی بزرگی چگالی عددی انواع مختلف ذرات یکسان است. در جسم سیاه، انرژی هر فوتون از مرتبه‌ی KT است (K ثابت بولتزمن و T دما است)، که ممکن است در آن شرایط حدی به انرژی آستانه برای تولید یک جفت ذره – پادذره برسد. در واقع اگر انرژی مشخصه‌ی فوتون، مثلاً از انرژی جرمی الکترون (E=mc2) بزرگتر باشد، از برخورد دو فوتون یک الکترون و یک پوزیترون آفریده می‌شود. این برهم کنش تنها هنگامی به وقوع می‌پیوندد که دمای محیط از دمای آستانه‌ی 109×93/5 کلوین بالاتر باشد. مسلماً برای هر نوع ذره دمای آستانه‌ای وجود دارد که متناسب با جرم آن است. برای این‌که جفت ذره – پادذره‌ای از یک نوع به‌خصوص بتواند از تابش جسم سیاه آفریده شود، باید دمای آستانه‌ی لازم فراهم آید. به همین دلیل است که هر قدر به تکینه‌ی اولیه نزدیکتر می‌شویم، باید در بررسی مراحل تحول جهان ترکیبات گوناگون‌تری از ذره – پادذره را در نظر بگیریم. همچنین ممکن است در آغاز جهان، علاوه بر ذرات شناخته شده، ذرات ابر – سنگینی که هنوز در آزمایشگاه‌ها شناسایی نشده‌اند هم موجود بوده‌اند. برعکس‌، در اثر گذشت زمان، ترکیب جهان از نظر تنوع ذرات بسیار ساده می‌شود. دما هم‌زمان با بسط جهان کاهش می‌یابد؛ در یک دمای معین T، تنها ذراتی که انرژی جرمیشان کمتر از انرژی حرارتی KT است به تعداد زیاد باقی می‌مانند. بقیه ذرات، چون دیگر امکان تولیدشان در فرایند‌های آفرینش جفت وجود ندارند، با پادذره‌ی خود ترکیب شده نابود می‌شوند و کم کم نوعشان از بین می‌رود. اما در کوره‌ی بزرگ اولیه که در آن بر هم کنش‌ها بسیار سریع به وقوع می‌پیوندند، ماده و پادماده می‌توانند به آسانی از تابش آفریده شوند، و سپس دوباره یکدیگر را نابود سازند. مسلماً در این شرایط حدی، تعداد ذرات هیچ نوعی جزء کمیات پایستار نیست. با این‌حال حتی در جهانجوان هم تنها ذراتی که بارالکتریکی آن‌ها مختلف – العلامه است می‌توانند آفریده و یا نابود شوند، در غیر این‌صورت نظریه‌ی الکترومغناطیس ماکسول مورد سؤال قرار خواهد گرفت. بنابراین بارالکتریکی کل دستگاه ثابت است. از طرف دیگر در حال حاضر ما هیچ واکنشی را نمی‌شناسیم که در آن بار یونی (پروتون، نوترون و ذرات مشابه که ناپایدارند) آفریده و یا نابود شود مگر اینکه همزمان با آن باریون دیگری آفریده و یا نابود شود. طبق قرارداد به هر بار یون عدد B=1 و به هر پاد باریون عدد B= -1 را نسبت می‌دهیم. مجموع جبری اعداد باریونی ذرات، عدد باریونی کل است که برطبق اصلی که در بالا بدان اشاره شد، باید ثابت باشد. سومین کمیتی که پایستار است عدد لپتونی است. لپتون‌ها ذراتی هستند سبک که یه بر هم کنش‌های هسته‌ای قوی‌تن در نمی‌دهند. در حال حاضر خانواده‌ی لپتون‌ها شش عضو دارد که در فیزیک ذرات معمول شده آن‌ها را به سه تیره تقسیم کنند: الکترون و نوترینوی آن ѵ_e، میون و نوترینوی آن ѵ_µ و لپتون Ƭ، که به تازگی کشف شده است، و نوترینوی آن ѵ_Ƭ. واضح است که هر یک از این ذرات پاد ذره‌ای نیز دارد. تعداد کل ذرات خانواده‌ی لپتون‌منهای تعداد پادذره‌ها عددی است که باید پایستار باشد.
اهمیت این سه کمیت پایستار بسیار زیاد است زیرا این‌ها شواهدی هستند که درک شرایط فیزیکی حاکم بر جهان جوان و ترسیم تاریخچه‌ی تحول کیهان را ممکن می‌سازند. قوانین بقا تصریح می‌کنند که در هر حجم در حال انبساطی این سه کمیت ثابت می‌مانند. اما عدد بار یونی، عدد لپتونی و بار الکتریکی در واحد حجم با عکس مکعب شعاع جهان تغییر می‌کنند. تعداد فوتون‌ها در واحد حجم نیز به همین صورت تغییر می‌کند. بنابراین در طی انبساط، نسبت عدد بار یونی، عدد لپتونی و بار به تعداد فوتون در واحد حجم ثابت می‌ماند. در نتیجه برای اینکه بتوانیم مقادیر این کمیت را در مبدأ زمان بدانیم. کافی است که مقدار آن‌ها را در جهان امروزی تعیین کنیم. در چارچوب مدل مهبانگ معیار، با توجه به خصوصیت همگن بودن تابش کیهانی و یکسان بودن خواص فیزیکی آن در تمام جهات (همسانگردی)، خود جهان را از مرحله‌ی تکینگی، یعنی آغاز انبساط، از لحاظ فضایی همگن و همسانگرد در نظر می‌گیرند. بدین ترتیب نسبت عدد بار یونی به تعداد فوتون‌ها در واحد حجم، ƞ ،را از رصد‌ها تعیین می‌کنند. بار یون‌ها ذراتی هستند که در هسته‌ی اتم‌های ماده وجود دارند و فوتون‌ها عمدتاً در تابش کیهانی یافت می‌شوند. از یک طرف با تکیه بر رصد‌ها و از طرف‌دیگر با استفاده از قوانین فیزیک مناسب با شرایط فشار، چگالی و دما، می‌توانیم ادوار مختلف کیهانی را مشخص کنیم و مراحلی را که در آن رویداد‌های برجسته تحول کیهان به وقوع پیوسته‌اند تعیین کنیم.
عدد بار یونی زنده کننده‌ی خاطره‌ی حزن‌انگیز یک جهان متقارن است
نسبت رصد شده‌ی تعداد بار‌یون‌ها به تعداد فوتون‌ها، ƞ‌‌ ، حدود یک میلیاردیم است. به طور متوسط در تمام جهان در ازای هر بار یون یک میلیارد فوتون وجود دارد. وجود عددی به این کوچکی در کیهان‌شناخت باعث شد برخی نظریه پردازان فرض کنند که این عدد در واقع صفر است. اگر جهان را یک جسم سیاه با عدد باریونی صفر بدانیم محتوای آن از نظر ذره بودن و پادذره بودن کاملاً متقارن خواهد بود. هر بار که یک پروتون آفریده می‌شود، یک پاد پروتون نیز آفریده می‌شود و عدد باریونی کل پایستار است. فرایندهای نابودی هم همین طورند، هر ذره همراه با یک پاد ذره نابود می‌شود. این نوع تقارن از لحاظ بودن ماده و پاد ماده، وجود یک دنیای دوگانه، متشکل از ماده و پاد ماده در دمای بالا و یک جهان خالی از ماده‌ی متشکل از تابش در دمای پایین را ایجاب می‌کند. اما، جهان ما این‌طور نیست، تقریباً این‌طور است: بالاخره در ازای هر میلیارد فوتون یک نوکلئون که وجود دارد. مقدار ماده، گرچه نسبتاً کم است، اما به قدری است که نمی‌توان دلیل وجود آن را در چارچوب فیزیک ذرات کلاسیک با عدد باریونی اولیه‌ی صفر توضیح داد. بدون شک در جهان جوان، که یک جسم سیاه در حال انبساط سریع است، فاصله‌ی متوسط بین ذرات پیوسته افزایش می‌یابد و در نتیجه بسامد برخورد‌ها و بخصوص برخورد میان ماده و پاد ماده کاهش می‌یابد. بدین ترتیب انبساط باعث می‌شود تا قسمتی از نوکلئون‌ها از نابودی نجات یابند، اما این تعداد واقعاً بسیار ناچیز است. محاسبات کیهان‌شناختی نشان می‌دهندکه نسبت پروتون‌ها و پاد پروتون‌های «منجمد» شده به فوتون‌ها 〖10〗^(-18) است. این کسر که یک میلیارد برابر از مقدار مشاهده شده، یعنی 〖10〗^(-9)، کوچکتر است طرح این سؤال اساسی را موجه می‌سازد؛ چرا در جهان این‌قدر ماده وجود دارد؟ رولاند اومنس، که قبول دارد ماده و پادماده در جهان به مقدار مساوی یافت می‌شوند، کوشیده است تا شازو کاری بیابد که به کمنک آن ماده و پادماده بتوانند در خلال سرد شدن شوربای اولیه از مهلکه جان سالم به در برند. (اومنس، 1972). اما تمام کوشش‌ها در راه ارائه‌ی یک الگوی متقارن به اشکالات جدی متعددی برخورده‌اند. اشکال اصلی این است که در تمام جهان کوچکترین نشانی از وجود پادماده یافت نمی‌شود (اشتایگ من 1976). طرفداران دنیای متقارن نتوانسته‌اند بر این مشکل اساسی فائق آیند و در نتیجه این سؤال به قوت خود باقی مانده است؛ چرا مقدار ماده بر پاد ماده فزونی دارد (دو ماره 1979).
البته یک جواب «جبر گرایانه» برای این سؤال وجود دارد که می‌توان آن را در مدل معیار یافت. بر طبق این مدل جهان همیشه همین طور بوده است؛ از ابتدا مقدار نوکلئون‌ها کمی بیشتر از مقدار پاد نوکلئون‌ها بوده است. یعنی در کوره‌ی بزرگ اولیه، عدد بار یونی صفر نبوده است. جفت‌ها در فرایند نابودی از بین رفتند و بار یون‌های اضافی منشأ ماده‌ی جهان شدند.
بنابراین وجود ماده صرفاً نتیجه‌ی یک شرط اولیه‌ی ساده است. آیا جالبتر نیست و مداخله‌ی ما کمتر نیست اگر فرض کنیم که عدد باریونی اولیه‌ی جهان صفر بوده است. و سپس در شرایط خاص کوره‌ی بزرگ اولیه بین باریون‌ها و پاد باریون‌ها عدم تقارن به وجود آمده است؟ آندره ساخاروف (ساخاروف 1967) اولین کسی بود که در سال 1346/1967 این نظر مسئله برانگیز را ارائه کرد: فزونی تعداد بار یون‌ها نتیجه‌ی فرایندهایی است که قانون پایستگی (بقای) عدد باریونی را نقض می‌کنند. اما تا قبل از روشن شدن نتیجه‌ی تحقیقاتی که به تازگی درباره‌ی برهم کنش‌های پایه انجام گرفته است، امکان تغییر عدد بار یونی پذیرفتنی نبود. رأی فیزیک ذرات در این باره اکید بود: عدد باریونی باید پایستار باشد. بدین ترتیب کیهان‌شناخت از جانب فیزیک ذرات به مانع بزرگی برمی‌خورد. اما در دهه‌ی قبل تحول بزرگی در زمینه‌ی فیزیک ذرات رخ داد. در پرتو نظریه‌های وحدت بزرگ که شلدون گلاشو و هوارد جرجی از یک طرف (جرجی 1974) و عبد السلام و یوگش پاتی از طرف دیگر (پاتی 1973) ارائه دادند، وجود یک فرایند فیزیکی که منجر به پیدایش عدم تقارن رصد شده بود قابل قبول به نظر می‌رسد. موتو کیکو یوشیمورا از دانشگاه توهوکو (ژاپن) در سال 1357/1978 برای اولین بار نشان داد که نقض قانون پایستگی عدد باریونی در نظریه‌های وحدت، واقعاً همان خواص را دارد که بتواند فزونی تعداد باریون‌ها را توضیح دهد (یوشیمورا 1978). تحقیقات متعدد دیگری نیز در این زمینه در جریان است.

وحدت بزرگ

هدف نظریه های وحدت بزرگ گردآوردن بر هم کنش‌های قوی، ضعیف و الکترومغناطیسی زیر پوشش یک طرح واحد است. در دنیای ذرات سه نوع برهم کنش بنیادی وجود دارد که شدت و برد آن‌ها متفاوت است؛ اول برهم کنش قوی که عامل انسجام هسته‌های اتمی و بسیار قوی‌تر از انواع دیگر برهم‌کنش‌ها است ولی برد بسیار کوتاه، در حدود〖10〗^(-13) cm، دارد. (در حدود قطر هسته)؛ دوم برهم‌کنش الکترومغناطیسی که سبب برقراری تبادل بین ذرات باردار می‌شود و ضعیف‌تر از برهم‌کنش قوی، لکن با برد بی‌نهایت است؛ و بالاخره سومین نوع بر هم‌کنش، بر هم‌کنش ضعیف است که از دو بر هم‌کنش قبلی ضعیف‌تر و برد آن کوتاه است. بر هم‌کنشی که سبب بتا – فروپاشی نوترون‌ها می‌شود از این نوع است. در واقع، برهم‌کنش بین ذرات با تبادل ذرات مجازی صورت می‌گیرد. یکی حاملی گسیل می‌کند که توسط ذره‌ی دیگر جذب می‌شود؛ در نتیجه حالت حرکت هر دو ذره تغییر می‌کند، به عبارت دیگر دو ذره بر‌هم کنش می‌کنند. بر هم کنش بین دو ذره بدین می‌ماند که هر یک به طرف دیگری گلوله‌هایی نامرئی پرتاب کند؛ هر قدر گلوله ها سبکتر باشند بردشان بیشتر است. برد برهم کنش باید با عکس جرم ذره‌ی حامل متناسب باشد. مثلاً ذره‌ی حامل بر هم کنش الکترومغناطیسی همان فوتون معروف است با جرم صفر، و برد این بر هم کنش بی‌نهایت است. معلوم شده است که در چنین طرحی، تمام بر هم کنش‌های بنیادی را می‌توان با نظریه‌هایی که از یک نوع‌اند توصیف کرد و درنتیجه می‌توان این بر‌هم کنشها را جنبه‌های مختلف بر هم‌کنش واحد بنیادی‌تری دانست. در این چارچوب، ذرات بنیادی یا کوارک‌اند و یا لپتون (تعداد انواع کوارک با تعداد انواع لپتون برابر است) و توسط بر هم‌کنشی که فرا‌ضعیف نامیده می‌شود هر نوع ذره به نوع دیگر تبدیل می‌شود؛ در نتیجه تن‌ها یک رده ذره و یک نوع برهم‌کنش وجود دارد. اما تخمین زده شده است که این وحدت شگرف فقط در انرژی‌هایی از مرتبه ی 〖10〗^15 GeV صورت می‌گیرد و وجه تمایز برهم‌کنش‌ها، آن طور که ما آن را می‌شناسیم، همگام با ازدیاد انرژی تدریجاً از بین می‌رود. بر طبق نظریه‌ی عبد السلام و استیون واینبرگ (سلام 1968؛ واینبرگ 1967) گمان می‌رود که شدت بر‌هم‌کنش الکترومغناطیسی و شدت بر هم‌کنش ضعیف در نزدیکی GeV100 با یکدیگر برابر شوند و سپس در 〖10〗^(-15) GeV به شدت برهم‌کنش قوی نزدیک شوند؛ در اینجا «وحدت بزرگ» به وقوع می‌پیوندد. اما این‌که یک کوارک بتواند به یک لپتون تبدیل شود معنایش این است که عدد بار یونی اکیداً پایستار نیست. شدت بر‌هم‌کنش این تبدیل در انرژی‌های معمولی مسلماً بسیار کم است. آنقدر کم که هیچ کدام از اثرات آن را هرگز نتوانسته‌ایم مشاهده کنیم و بدین دلیل است که عموماً به پایستار بودن عدد بار یونی قائلیم. ذرات حامل این بر‌هم‌کنش بوزون‌های ابر سنگینی هستند که به بوزون X معروفند. تعداد آن‌ها دوازده و جرم هر یک 〖10〗^15 GeV، یعنی 1015 برابر جرم پروتون (حتی از جرم یک باکتری هم بیشتر) است.
یکی دیگر از نتایج وحدت بزرگ نقض تقارنی است. که بین بارهای همیوغ و پاریته‌های همیوغ وجود دارد. در واقع، فیزیک ذرات پذیرفته است که اگر به جای یک پدیده تصویر آن در آینه در نظر گرفته شود و در همان حال تمام ذرات شرکت کننده در این پدیده به پادذره‌شان تبدیل شوند، قوانین فیزیک تغییر نخواهند کرد. ناوردایی نسبت به بارهای همیوغ و پاریته‌های همیوغ را ناوردایی CP می‌نامند. برعکس، نظریه‌یر وحدت بزرگ پیش‌بینی می‌کند که ممکن است این تقارن ظریف طبیعت نقض شود: آهنگ فروپاشی یک ذره ممکن است با آهنگ فروپاشی پاد ذره‌اش متفاوت باشد.

منشأ بار یون‌ها

نقض هم‌زمان پایستاری عدد باریونی و ناورداییCP، اساس سازوکارهایی است که امروزه برای توضیح نسبت تعداد باریون‌ها به تعداد فوتون‌ها پیشنهاد می‌شوند. این برخورد جدید با مسئله به ما اجازه می‌دهد تا تحت شرایط جدیدی راجع به لحظات اولیه‌ی پیدایش ماده دوباره بیندیشیم. به ابتدایی‌ترین مراحل جهان بازگردیم: در آن‌جا دما از مرتبه‌ی 1028 کلوین است و انرژی گرمایی از مرتبه‌ای است که برای وحدت بزرگ لازم داریم. در آن هنگام جهان آنقدر گرم است که انرژی تمام ذرات قابل مقایسه با جرم ذرات X است و تبدیل کوارک – لپتون به ف اوانی سایر برهم کنش‌ها انجام می‌پذیرد. نمی‌توان هیچ‌گونه تمایزی بین کوارک‌ها و لپتون‌ها و یا بین برهم‌کنش‌های قوی، ضعیف و الکترومغناطیسی قائل شد. تنها یک نوع ذره و تنها یک نوع برهم‌کنش وجود دارد. ممکن است در این کوره‌ی بزرگ که عدد باریونی آن صفر است، عدم تقارنی بین باریون‌ها و پادیون‌ها به وجود آید. برای توضیح این مطلب استیون واینبرگ (واینبرگ 1979) از دانشگاه هاروارد در سال 1979 طرح زیر را پیشنهاد کرد: در شوربای اولیه که اجزای آن بنیادی‌ترین ذرات‌اند، بوزون‌های X و پاد ذره‌ی آن‌ها X وجود دارند. در وهله‌ی اول بوزون‌ها با کوارک‌ها، گلوئون‌ها(ذرات حامل برهم‌کنش قوی)، لپتون‌ها در تعادل گرمایی هستند. اما چون جرم بوزون‌های X بسیار زیاد است، میل دارند که خیلی زود در فرایند نابودی از بین بروند، و در واقع به محض این‌که انرژی گرمایی از انرژی جرمی آن‌ها که در حدود 〖10〗^15 GeV است کمتر می‌شود، یعنی پس از گذشت زمانی در حدود 〖10〗^(-30) ثانیه، نابودی بوزون‌ها شروع می‌شود. اگر تبدیل Xها به Xها کاملاً متقارن می‌بود و اگر تعادل گرمایی برقرار می‌ماند، بوزون‌ها و پادبوزون‌ها بسیار سریع و بدون برجای‌گذاشتن اثری از خود ناپدید می‌شوند؛ اما چنین نبود. یکی از راه‌های ممکن فروپاشی این بوزون‌ها آن بود که یک X دو پاد کوارک تولید کند و از فروپاشی یک X دو کوارک آفریده شود؛ از طرف دیگر چون تقارن CP نقض می‌شود، این دو نوع گذار با آهنگ‌های مختلفی صورت می‌گیرند. کاهش سریع دما از وقوع گذار در جهت مخالف، یعنی ترکیب مجدد کوارک‌ها، جلوگیری می‌کند و این وضع به محض این که دما اندکی کمتر از دمای آستانه‌ی بوزون‌ها شود حاصل می‌شود. کوارک‌ها و پادکوارک‌های حاصل از فروپاشی بوزون‌های X در کوره‌ی بزرگ اولیه ظاهر می‌شوند. به علت نقض تقارن CP، تولید کوارک‌ها کمی سریع‌تر از تولید پادکوارک‌ها انجام گرفته و بدین ترتیب عدد باریونی بزرگتر از صفر شده است. وقتی این عدد باریونی آفریده شد، دیگر به نظر نمی‌رشد بتوان آن را از طریق همان سازو کار آفرینش از بین برد؛ زیرا فرایندی که منجر به تولید آن شده است دیگر تکرار شدنی نیست. کمی بعد کوارک‌‌ها با یکدیگر ترکیب می‌شوند و تولید باریون می‌کنند و پاد کوارک‌ها با یکدیگر ترکیب می‌شوند و تولید باریون می‌کنند و پادکوارک‌ها با یکدیگر ترکیب می‌شوند و تولید پاد باریون می‌کنند، اما تعداد بار یون‌ها بر تعداد پاد باریون‌ها فزونی دارد ؛ این فزونی پس از نابودی وسیع آخر دوره‌ی هادرونی (دوره‌ای که بین 〖10〗^(-43) و 〖10〗^(-4) ثانیه پس از مهبانگ قرار دارد) نیز برجای می‌ماند.
مقدار عددی نسبت ƞ که از طرح استیون واینبرگ نتیجه می‌شود بین 〖10〗^(-4) و 〖10〗^(-12) است؛ این عدد به درجه‌ی نقض تقارن CP و مقادیری که برای پارامترهای مدل وحدت بزرگ – بخصوص جرم بوزونX و ثابت فروپاشی آن – در نظر گرفته می‌شود بستگی دارد (فرای 1980؛ هاروی 1981؛ بارو 1980). با این همه، در مرحله‌ی کنونی پیشرفت نظریه‌های وحدت بزرگ، هنوز زود است که بتوان گفت این نظریه‌ها عدم حضور پاد ماده در جهان و مقدار صحیح ƞ را به نحوی رضایتبخش توضیح می‌دهند. فعلاً امیدی پیدا شده که بتوان توضیح زیبایی برای این پدیده‌ها یافت. برای این‌که یقین حاصل شود، باید خود این نظریه‌ها دقیقتر شوند و صحت و سقم آن‌ها به تجربه گذاشته شود. در حال حاضر، این نظریه‌ها برخی خواص شناخته‌شده‌ی دنیای فیزیکی را که تا به حال بدون دلیل به نظر می‌رسیدند؛ به نحوی رضایتبخش توضیح می‌دهند لکن تا کنون هیچ یک از پدیده‌های نوی که این نظریه‌ها پیش‌بینی می‌کنند مشاهده نشده است. قابل توجه‌ترین پدیده‌ای که وحدت بزرگ پیش‌بینی کرده فروپاشی نوترون است که تا به امروز ذره‌ای مطلقاً پایدار به حساب می‌آمد. مدل‌های نظری پیش‌بینی می‌کنند که نیمه عمر پروتون به 1031 سال برسد (روشرش 1980). به این دلیل است که در نقاط مختلف دنیا چندین طرح برای آشکار سازی محصولات فروپاشی پروتون‌ها در آزمایشگاه‌های زیرزمینی در حال اجرا است و ممکن است بزودی دستگاه‌ها به حساسیت لازم برسند، با وجود این‌که فروپاشی مفروض فوق‌العاده نادر است (واینبرگ 1981).
پیش‌بینی فروپاشی پروتون بر کیهانشناخت نیز بدون تأثیر نیست، زیرا اگر فروپاشی پروتون ممکن باشد، اتم ناپایدار خواهد بود و در دنیایی که در انبساط ابدی است و دیگر هرگز شرایط لازم برای آفریده شدن ذرات از تابش در آن فراهم نخواهد آمد، وجود خود ماده هم موقتی خواهد بود. در عوض اگر جهان پس از انبساط، که هنوز 50 میلیارد سال دیگر ادامه خواهد داشت، منقبض شود باید دوباره از یک مرحله‌ی ابر متراکم عبور کند و دوباره در آن چگالی لازم انرژی برای آفرینش ماده به وجود آید... اما آیا جهان تا ابد منبسط می‌شود و یا در آتیه‌ی دوری دوباره منقبض خواهد شد؟ در این باره مدل معیار تنها پیشگویی‌های مبهمی می‌کند.
پایه‌های ریاضی مهبانگ را در واقع مدل‌های ریاضیی که الکساندر فریدمن در سال 1301/1922 در لنینگراد ساخته فراهم آوردند این مدل‌ها به دو رده‌ی کاملاً متمایز تقسیم می‌شوند. اگر چگالی تمام جهان از یک مقدار معین بحرانی کمنر باشد، جهان باز و محکوم به انبساط ابدی است؛ در این حالت دمای آن بدون وقفه کاهش خواهد یافت. در عوض اگر چگالی جهان بزرگتر از چگالی بحرانی باشد، گرانش جهان را دوباره جمع خواهد کرد. در این صورت جهان بسته است و شدت میدان گرانشی آنقدر هست که بتوان انبساط را متوقف سازد، به طوری که جهان روزی باید دوباره منقبض شود و چگالی آن تا بینهایت افزایش یابد. چنین جهان بسته‌ای محکوم است تا در یک گرمای جهنمی به حرکت خود خاتمه دهد.... اما به دلایل کیهانشناختی، چگالی باریون‌ها بیش از حداکثر 8% چگالی بحرانی را تشکیل نمی‌دهد؛ چگالی بحرانی 〖5×10〗^(-30) گرم در سانتی متر مکعب، یعنی در حدود 3 اتم هیدروژن در حجمی برابر 1000 لیتر (شکل 4) تخمین زده شده است.

سرنوشت جهان در دست نوترون‌هاست

ممکن است فیزیک ذرات بالاخره به یافتن راه حلی برای مسئله‌ی اساسی سرنوشت جهان بینجامد. برخلاف انتظار، شاید نوترون‌هایی که بار ندارند و ظاهراً جرم هم ندارند کلید این معما باشند. نوترینو فرارترین ذره‌ی موجود است. این ذره در بر هم کنش‌های قوی و الکترومغناطیسی وارد نمی‌شود و اگر فرض کنیم که کاملاً فاقد جرم باشد، درست با سرعت نور حرکت می‌کند و اگر ده میلیارد نوترینو از یک طرف وارد کره‌ی زمین شده و از طرف دیگر خارج شوند تنها یکی از آن‌ها ممکن است با ذره‌ی دیگری برهم‌کنش کند. در حال حاضر سه نوع مختلف نوترینو می‌شناسیم: ν_e ، ν_µ ، ν_τ ، که هرکدام به یک لپتون باردار، یعنی الکترون، میون و لپتون τ وابسته است. به طور قراردادی جرم نوترینو صفر فرض شده است ولی این قرارداد هیچ گونه مبنای تجربی ندارد. تجربه تنها یک‌حد بالایی برای این جرم تعیین کرده است که در مورد ν_e و ν_µ کوچک است (به ترتیب 60 eV⁄c^2 و 0.065 MeV⁄c^2 ). اما اندازه گیری‌های آزمایشگاهی فقط توانسته‌اند یک حد بالایی بزرگ، از مرتبه‌ی 250 MeV⁄c^2 ، یعنی 500 برابر جرم الکترون، برای ν_τ تعیین کنند. در این شرایط کاملاً ممکن است که سهم نوترینوها در جرم جهان قابل صرف نظر کردن نباشد. نوترینو‌ها از کجا می‌آیند؟ در شور بای اولیه نوترینو‌ها با لپتون‌های باردار در تعادل گرمایی به سر می‌برند و این به علت وجود برهم‌کنش‌های ضعیفی بود که تبدیل یکی به دیگری را ممکن می‌ساخت و تا زمانی که آهنگ مشخصه‌ی واکنش بزرگتر از آهنگ انبساط جهان بود این وضع ادامه داشت. چون نوترینوهای سبک در برهم‌کنش‌های الکترومغناطیسی و قوی شرکت نمی‌کنند، آنهایی که انرزی جرمیشان کمتر از 1MeV است خیلی زودتر از دیگر ذرات جدا می‌شوند. از زمانی که دما کمتر از ده میلیارد کلوین (t>1) می‌شود، دیگر نوترینو‌های سبک در تعادل همه‌جایی شرکت نمی‌کنند. از آن به بعد گاز نوترینویی تدریجاً و مستقل از سایر ذرات، همراه با انبساط جهان سرد می‌شود. تا آنجا که محاسبات نشان می‌دهند در حال حاضر چگالی تعداد این نوترینو‌های باقیمانده با چگالی تعداد فوتون‌ها برابر است.
در حال حاضر باید به ازای هر باریون حدود یک میلیارد نوترینو و پادنوترینو وجود داشته باشد و دمای این گاز نوترینویی باید 2 کلوین باشد. اگر فرض کنیم که جرم نوترینو‌ها صفر نیست، چگالی انرژی که به آن‌ها نسبت داده‌می‌شود عمدتاً به جرمشان بستگی خواهد داشت. نوترینو‌های باقیمانده به دلیل کثرت تعدادشان می‌توانند به تنهایی جهان را بسته کنند؛ کافی است که جرم آن‌ها از 10 eV⁄c^2 بزرگتر باشد (شکل5). از طرف دیگر کافی است که جرم نوترینو‌ها بزرگتر از 1 eV⁄c^2 باشد تا سهم آن‌ها در چگالی کل از سهم نوکلئون‌ها در چگالی کل زیادتر شود و در نتیجه نقش اساسی را در تعیین دینامیک جهان به عهده گیرند (کاسیک 1972؛ ژورنال آسترو فیزیک 1973).
در مورد نوترینو‌های با جرم زیاد (بیشتر از 1 MeV⁄c^2 ) وضعیت متفاوت است (لی 1977). در عمل این نوترینو‌ها قبل از آنکه امکان بر‌هم‌کنش با ذرات دیگر را از دست دهند تدریجاً در فرایند‌های نابودی از بین می‌روند. در این صورت، می‌توان شکل 5 را که در آن اطلاعات اصلی مربوط به نوترینو‌های سبک و نوترینو‌های سنگین گردآوری شده است، به نحو زیر توضیح داد: هرچه جرم نوترینو‌های سبک که اکثراً از فرایند نابودی جان سالم به در می‌برند، بیشتر باشد سهم بیشتری از چگالی کنونی جهان را از آن خود می‌سازند؛ از طرف دیگر چون تعداد نوترینو‌های سنگینی که باقی می‌مانند سریعاً با افزایش جرم نوترینو کاهش می‌یابد بنابراین سهم آن‌ها در چگالی جهان متناسب با جرمشان کاهش می‌یابد به طوری که سهم نوترینو‌های با جرم بالا در چگالی جهان قابل اغماض می‌شود. اگر مشاهدات تعیین کننده که جرم نوترینو‌ها صفر نیست – همانطوری که شواهد تجربی نشان می‌دهد (روشرش 1981) – آینده‌ای بسیار درخشان در انتظار نوترینو‌ها خواهد بود.... برای ذرات شبح گونه‌ای که زاییده‌ی تصورات پاؤلی بوده‌اند این نقشی بس شگرف است که دینامیک همه‌جایی جهان را تعیین کنند و تصمیم بگیرند که آیا جهان باید در یک سرمای زمهریری خاموش شود و یا در یک گرمای جهنمی

بسوزد...

آیا می‌توان جرم ناپایدار را یافت؟
اگر نوترینو‌ها دارای جرم باشند، می‌توان یکی دیگر از مسائل بزرگ اخترفیزیک را که به آن مسئله‌ی «جرم ناپیدا» می‌گویند حل کرد. هرچه بررسی‌های ما ساختار‌های کیهانی وسیعتری را در بر می‌گیرد. معلوم می‌شود که در واقع قسمت بیشتری از جرم موجود در کیهان، که بر اثر مطالعه‌ی میدان گرانشی آشکار شده است، ناشی از اجسام نورانی نیست. بدین ترتیب به نظر می‌رسد که توده‌های کوچک در مجموع حاوی جرمی بیشتر از آنچه به شکل ستاره‌های مرئی است، باشند. این اختلاف [بین جرم قسمت مرئی و جرم قسمت نامرئی] در مورد ابر توده‌های کهکشانی بازهم بیشتر است و ممکن است در برخی موارد تا صد برابر برسد. در مورد کهکشان‌های حلزونی، مانند کهکشان خودمان، هم این مسئله وجود دارد. به نظر می‌رشد که بیشتر جرم این کهکشان‌ها در یک هاله‌ی عظیم خارجی نامرئی نهفته باشد. از استدلال‌های کیهان‌شناختی در مورد تشکیل هسته‌های سبک، دینامیک توده‌ی اجرام و انبساط همه جانبه استنباط می‌شود که در مقیاس ساختارهای عظیم، جرم ناپیدا نمی‌تواند به صورت ماده‌ی «معمولی» باشد (شرام 1981). نوترینو‌هایی که دارای جرم‌اند می‌توانند جرم ناپایداری توده‌های کهکشانی را تشکیل دهند. اتلاف انرژیی که همواره با انبساط صورت می‌گیرد باعث می‌شود که از سرعت نوترینوهای جرمدار کاسته شود: سرعت کنونی آن‌ها [البته اگر وجود داشته باشند] فقط در حدود چند کیلومتر در ثانیه است، به طوری که توده‌های کهکشانی می‌توانند آن‌ها را گیر بیندازند. چون این ذرات زندانی میدان گرانش حاصل از ساختار‌های کیهانی‌اند بنابراین در حال حاضر در روند تکاملی آن‌ها شرکت می‌کنند. از برکت وجود نوترینوهای جرمدار، حل مسئله‌ی «جرم ناپیدا» حتی در مقیاس جهانی کاملاً امکانپذیر می‌شود.

چند تجربه در یک آزمایشگاه استثنایی

بحث را نمی‌توانیم در اینجا رها کنیم مگر اینکه سفری هم در جهت مخالف، یعنی از کیهانشناسی به فیزیک ذرات انجام دهیم. در ایالات متحده‌ی آمریکا، اروپا و اتحاد جماهیر شوروی برای آفریدن ذرات جدید، کشف قوانینی که بر تولد آن‌ها حاکم است و قوانین تبدیل و نابودی آن‌ها، شتاب‌دهنده‌های غول‌آسایی ساخته شده‌اند: مسابقه برای نیل به ابر انرژی‌ها آغاز شده است. در شتاب ‌دهنده‌ی اروپایی LEP ، که قطر آن در حدود ده کیلومتر است، می‌توان به انرژی‌های واکنشی تا 200GeV دست یافت. این مسابقه بدون انتها است، زیرا شاید هرگز نتوان در یک آزمایشگاه زمینی به انرژی‌هایی برابر با 1015GeV ، که مدل‌های «وحدت بزرگ» برای وقوع پدیده‌های غیر عادی لازم می‌دانند، دست یافت. متخصصین فیزیک ذرات که نومیدانه در جستجوی راه‌های نیل به ابر انرژی‌ها هستند، به این نتیجه رسیده‌اند که در جهان جوان آن شرایط انرژی حدی که برای آزمایش مدل‌هایشان لازم است فراهم بوده. به این دلیل است که اکنون یکی از دلایلی که بر له نظریه‌های وحدت ارائه می‌شود و در بالا بدان اشاره شد، وجود ماده است.
اما در این آزمایشگاه استثنایی، یعنی جهان جوان، آزمایش‌های دیگری نیز انجام گرفته است؛ ‌به‌خصوص در زمان‌های بعد از ثانیه‌ی اول مهبانگ، یعنی در دورانی که همجوشی هسته‌ی هلیوم رخ می‌دهد. هنگامی که دما تا‌شش میلیارد کلوین پایین می‌آید، در واقع دیگر تابش گرمایی منحصراً از فوتون‌ها تشکیل نشده و ماده در اقیانوسی از نور معلق است. این دوران دوران تابش است که طی آن، در دمایی نزدیک به یک میلیارد کلوین نوکلئوسنتز‌کیهانی آغاز می‌شود. این فرایند عبارت است از ساخته شدن هسته‌های سبک از طریق همجوشی پروتون‌ها و نوترون‌ها. قبل از این دوران دما زیاده از حد بالا است و برخورد‌ها زیاده از حد شدید، در نتیجه هسته‌ها نمی‌توانند دوام بیاورند؛ و پس از این دوران هم دیگر تعداد برخورد‌ها چندان زیاد نیست و بعلاوه انرژی برخورد‌ها دیگر آنقدر نیست که بتوان بر نیروی دافعه‌ی کولنی بین پروتون‌ها فائق آید. در طی فرایند نوکلئوسنتز، مهمترین واکنش همان همجوشی یک پروتون و یک نوترون برای تشکیل هسته‌ی هیدروژن سنگین یا دوتریوم است؛ انرژی و اندازه حرکت

اضافی را یک فوتون منتقل می‌کند.

اما هسته‌ی دوتریوم بخصوص شکننده است و اگر دما کافی باشد (KT=0.2MeV) فوتون‌ها می‌توانند آن را از هم بپاشانند. بنابراین در این شرایط تعداد دوتریومها در سطح بسیار کم باقی می‌ماند. اما با کاهش دما، از همپاشی دوتریوم‌ها تقلیل می‌یابد و تعداد دوتریوم‌ها افزایش پیدا می‌کند، و این راه برای واکنش‌هایی که به تولید هلیوم 4 منجر می‌شوند باز می‌کند. اگر در دماهای بسیار بالا، تعداد پروتون‌ها و نوترون‌ها تقریباً یکی است، در عوض هنگامی که دمای جهان به حدود KT=1MeV تنزل می‌کند، آهنگ تبدیل یکی به دیگری که تابع برهم‌کنش ضعیف بین نوترون‌ها و پروتون‌هاست آهسته می‌شود. اختلاف جرم بین نوترون و پروتون به نفع پروتون تمام می‌شود؛ از این به بعد فروپاشی نوترون‌ها و تبدیل آن‌ها به پروتون به میزان قابل ملاحظه‌ای صورت می‌گیرد. فراوانی نهایی هلیوم 4 عمدتاً به نسبت چگالی عددی نوترون‌ها به پروتون‌ها بستگی دارد نه به چیز دیگر، چون پیوند هسته‌ی هلیوم 4 بسیار محکم است؛ تقریباً تمام نوترون‌ها در هسته‌های هلیوم گیر می‌افتند؛ چون چگالی بسیار سریع کاهش می‌یابد، نوکلئوسنتز عملا در مرحله‌ی هلیوم 4 متوقف می‌شود. در این هنگام جرم کل هلیوم‌ها 25% جرم کل هیدروژن‌هاست، عناصر یبک دیگر مانند لیتیوم و بریلیوم هم وجود دارند اما بسیار کمیابند. دوتریوم از برخوردهای هسته‌ای دوتایی تولید می‌شود و بنابراین فراوانی نهایی آن به طور محسوسی به غلظت باریون‌ها در هنگام نوکلئوسنتز بستگی دارد. بدین ترتیب فراوانی نسبی دوتریومها شاخص بسیار خوبی است برای چگالی باریونی جهان: هر قدر این چگالی بیشتر باشد (یا بوده باشد)، تعداد دوتریومها باید کمتر باشد زیرا در دوران نوکلئوسنتز دوتریومها هسته‌هایی شکننده بودند. می‌توان از مقدار نسبی مشاهده شده‌ی دوتریوم‌ها برای به دست آوردن حد بالایی برای مقدار چگالی باریونی جهان کنونی استفاده کرد. از این طریق حساب شده است که چگالی باریونی جهان در حدود 8% چگالی بحرانی است (اگر سهم باریون‌ها در چگالی جهان تعیین کننده باشد، جهان باز خواهد بود). در عوض مقدار نسبی هلیوم کیهانی موجود برای آزمودن مدل‌های فیزیک ذرات دارای اهمیت اساسی است. بدین ترتیب نوکلئوسنتز به نحوی نشانگر محدودیت تعداد انواع نوترینوهاست. اگر این مقدار از مقداری که هم اکنون پذیرفته شده است زیادتر باشد، افزایش چگالی حاصل از آن باعث می‌شود که جهان سریعتر انبساط پیدا کند و در نتیجه هنگام سرد شدن نسبت n⁄p بزرگتر می‌شود و مدت زمانی که نوترون‌ها تا قبل از تشکیل دوتریوم فرصت دارند تا فروپاشند کاهش می‌یابد. این دو عامل باعث می‌شوند که هلیوم فراوانتر شود و برای اینکه مقدار آن با مقدار مشاهده شده‌ی کنونی مطابقت داشته باشد لازم است که بیش از سه نوع نوترینو وجود نداشته باشد که هرسه تا کنون شناسایی شده‌اند (یانگ 1979؛ اولیو 1981).
نظر به اینکه وحدت بزرگ ایجاب می‌کند تعداد انواع لپتون‌ها و کوارک‌ها برابر باشند و چون انواع لپتون‌ها به سه زوج محدود می‌شود، بنابراین کوارک‌ها هم باید شش نوع باشند. بدین ترتیب این فکر فریبنده که دنیا از تعداد کمی اجزای ابتدایی تشکیل شده است، یعنی همان رأی قدیم دموکریت، دوباره ظهور می‌کند و بعلاوه کاملاً جای خود را در تاریخچه‌ی کیهان باز می‌یابد. رابطه‌ی میان کیهان‌شناخت و ذرات بنیادی تنها به ذرات مشاهده شده محدود نمی‌شود. کیهانشناخت اطلاعاتی هم از برای فرضیات جدید در فیزیک ذرات فراهم می‌آورد. استدلال‌هایی را که در مورد نوترینو‌ها به کار رفت می‌توانیم در مورد انواع دیگر ذرات هم، که وجودشان توسط نظریه‌های جدید برهم‌کنش‌های بنیادی پیش‌بینی شده است ولی قادر به تولیدشان در آزمایشگاه‌ها نیستیم، به کار بریم. بدین صورت که ابتدا فرض می‌کنیم این ذرات در شوربای اولیه وجود دارند و با انواع دیگر در تعادلند و سپس محاسبه می‌کنیم که خواص نسبت داده شده به آن‌ها چه نتایجی در تکامل جهان دارد؛ و این آزمونی است برای مدلی که وجود این ذرات را پیش‌بینی می‌کند. قیدی را که کیهان‌شناخت بر مشاهدات امروزی تحمیل می‌کند در مورد ذرات مختلف، از قبیل کوارک‌ها، تک قطبی‌های مغناطیسی، هادرون‌های ابر سنگین پایدار.... اعمال کرده‌اند و بدین ترتیب توانسته‌اند حدود جرم این ذرات را تعیین کنند(اشتایگ من 1979).
با وجود این رابطه‌ی ساده بین فیزیک ذرات و کیهانشناخت را می‌توان اندکی تغییر داد. در آنچه گفته شد، فرضیه‌ای که بر طبق آن تعداد اولیه‌ی نوترینو‌ها از مقدار اولیه‌ی پادنوترینوها بیشتر است در نظر گرفته نشد. این فرضیه چندان هم بی‌اهمیت نیست. تعریف عدد لپتونی عبارت است از اختلاف بین تعداد لپتون‌ها و پادلپتون‌ها. اگر عدد لپتونی برابر با تعداد فوتون‌ها باشد، رابطه‌ی نوترون – پروتون عوض می‌شود و باید مقدار هلیوم کیهانی را تغییر داد. این تغییر در نتایجی که در ارتباط با تعداد نوترینوها و همچنینم مقدار حدی جرم کوارک‌ها، تک قطبی‌های مغناطیسی و دیگر ذرات زمینی در آزمایشگاه استثنایی جهان جوان به دست آوردیم بدون تأثیر نیست. (لینده 1979؛ شرام 1979؛ ترنر1981؛ هاروی1981).

آینده‌ای روشن

هرچه باشد تا بحال ترازنامه‌ی روابطی که طی سال‌های اخیر بین کیهان‌شناخت و فیزیک ذرات برقرار شده چشم‌گیر بوده است: از یک طرف فیزیک ذرات افق جدیدی در حل مسائل اساسی کیهانشناخت مانند پیدایش عدد باریونی جهان، توضیح وجود خود ماده و فراوانی آن و تعیین سرنوشت همه جایی دنیا، گشوده است و از طرف دیگر کیهان‌شناخت برای نظریه‌های وحدت بر‌هم‌کنش‌های بنیادی، و بخصوص برای خواصی که این نظریه‌ها برای ذرات پیشگویی می‌کنند، قید‌هایی قائل شده است. بدین ترتیب در هم آمیختن علم چیز‌های بی‌نهایت کوچک و علم چیز‌های بی‌نهایت بزرگ در یک ظرف، که رؤیای شیرین قدما بود، در پیش چشم ما در حال به وقوع پیوستن است ...