سرنوشت كيهان

عالم محدود است يا نامحدود؟ آيا انفجار بزرگ با يك فروريزش بزرگ به پايان مي ر سد؟ ‌آيا فضا واقعاً خميده است؟ چه مقدار ماده در عالم وجود دارد؟ و اين ماده چه شكلي به خود مي گيرد؟ مطمئناً بشر اميدوار است كه يك كيهان شناسي علمي موفق، بتواند پاسخ هاي مناسبي به اين سؤالات بنيادين دهد. اين پاسخ ها به طور قطع به يك عدد، معروف به امگا (1) ( Ω )، بستگي دارد. ستاره شناسان مدت طولاني با اين مسئله كه چگونه با استفاده از رصدهاي عالم اطراف ما مي توانند Ω را اندازه بگيرند، دست و پنجه نرم كرده اند و تنها موفقيت هاي مختصر و محدودي نصيبشان شده است. از پيشرفت هاي فوق العاده در توسعه و كاربرد تكنولوژي چنين برمي آيد كه احتمالاً مقدار Ω بالاخره طي چند سال آينده قابل حصول است. اما مشكلي در اين داستان وجود دارد. آخرين مشاهدات نشان مي دهد كه Ω، در كل پاسخگوي تمام اين سؤالات نيست. اما موضوع Ω، كاملاً يك مسئله رصدي نيست، زيرا مقدار دقيقي كه اين پارامتر مي گيرد، سرنخ هاي مهمي راجع به مراحل بسيار اوليه انفجار بزرگ و ساختار بزرگ مقياس عالم به دست مي دهد. به همين دليل است كه Ω تا اين اندازه مهم و مقدارش اغفال كننده است.

در جست و جوي Ω

جهت فهميدن نقش Ω در كيهان شناسي، نخست لازم است به ياد آوريم كه چگونه نظريه نسبيت عام اينشتين به خواص هندسي فضا زمان، ( نظير انحنا و انبساط آن ) و به خواص فيزيكي ماده ( نظير چگالي و حالت حركت ) مرتبط مي شود. كاربرد اين نظريه پيچيده در كيهان شناسي با تعريف اصل كيهان شناسي، خيلي ساده مي شود. در انتها، تحول كل عالم توسط يك معادله نسبتاً ساده كه اكنون به معادله فريدمان مشهور است، به دست مي آيد.
در كل مي توان گفت كه معادله فريدمان، بيانگر قانون پايستگي انرژي در عالم است. انرژي در طبيعت به صور بسيار متفاوتي وجود دارد اما تنها دو نوع شكل نسبتاً آشنا دارد. يك شي در حالت حركت، مانند يك گلوله، حامل آن نوعي از انرژي است كه انرژي جنبشي ناميده مي شود و مقدارش به جرم و سرعت آن شيء بستگي دارد. از آنجا كه عالم در حال انبساط است و تمام كهكشان ها در حال دور شدن از يكديگرند، آشكار است كه بخش بزرگي از انرژي عالم از نوع جنبشي است. شكل ديگر انرژي، پتانسيل است كه درك آن كمي مشكل تر است. هر وقت شيءاي در حال حركت باشد و تحت تأثير برخي از انواع نيرو قرار بگيرد، مي تواند انرژي پتانسيل به دست آورد يا از دست بدهد. به عنوان مثال وزنه اي را در نظر بگيريد كه در انتهاي يك تكه طناب آويزان است. در واقع مانند يك پاندول ساده عمل مي كند. اگر وزنه را بالا ببرم انرژي پتانسيل به دست مي آورد زيرا من برخلاف گرانش كار انجام دادم تا آن را جا به جا كنم. سپس اگر وزنه را رها كنم، پاندول شروع به نوسان مي كند. در اين صورت انرژي جنبشي وزنه تقويت مي شود و زماني كه مي افتد، انرژي پتانسيل از دست مي دهد. در اين مرحله انرژي ميان اين دو نوع جا به جا مي شود اما انرژي كل سيستم پايسته است. وزنه به پايين كمان، جايي كه انرژي پتانسيل آن صفر است، مي رسد. ولي هنوز به حركت خود ادامه مي دهد. اين در واقع توصيفي از يك چرخه كامل است، تا اينكه بالاخره به بالاترين نقطه كمان منطقه اي كه در آن به طور لحظه اي مي ايستد و دوباره شروع به نوسان مي كند، مي رسد.
در بالاترين نقطه، ديگر هيچ انرژي جنبشي اي ندارد در حالي كه انرژي پتانسيل در آنجا ماكزيمم است.
انرژي كل سيستم، صرف نظر از جايي كه وزنه در آن است، در همه جا يكسان است. اين همان قانون پايستگي انرژي است. به طور قطع انرژي جنبشي در دوره هاي كيهان شناسي، به آهنگ انبساط و به عبارت ديگر به ثابت هابل بستگي دارد. انرژي پتانسيل به چگالي عالم يعني اينكه چه مقدار ماده در واحد حجم عالم وجود دارد وابسته است. متأسفانه اين مقدار اصلاً به طور دقيق معلوم نيست. به طوري كه دقت آن، حتي از دقت مقدار ثابت هابل هم كمتر است. اگر چگالي ماده و مقدار H. را مي دانستيم، آنگاه قادر بوديم انرژي كل عالم را محاسبه كنيم. كه اين مقدار طبق قانون پايستگي انرژي ( يا در اين متن مطابق معادلات فريدمان ) بايد با گذشت زمان ثابت باشد.
با كنار گذاشتن مشكلات فني و تكنيكي كه اوج آن زمانيست كه درگير نسبيت عام هستيم، ديگر اكنون مي توايم تحول عالم را در عبارت هايي ساده و كلي و با استفاده از مثال هاي ملموس و آشناي فيزيك دوره دبيرستان شرح دهيم. به عنوان نمونه، مسئله پرتاب يك متحرك از زمين به فضا را در نظر بگيريد. در اينجا جرم مسئول در قبال انرژي پتانسيل گرانشي متحرك، زمين است. انرژي جنبشي متحرك به وسيله توان موشكي كه مورد استفاده قرار مي گيرد، تعيين مي شود. اگر ما پرتابه را از نوع نسبتاً ضعيف در نظر بگيريم، آنگاه طي پرتاب، خيلي سريع حركت نخواهد كرد. پس انرژي جنبشي آن كوچك است و احتمالاً براي گريز از جاذبه زمين ناكافي است. در نتيجه، متحرك مسيري را بالا مي رود و دوباره به زمين برمي گردد. آنچه كه رخ مي دهد اين است كه موشك از انرژي جنبشي اش بهره مي برد كه خرج انرژي پتانسيل كند تا ارتفاعش زياد شود. اگر از يك موشك بزرگتر استفاده كنيم، مي تواند قبل از سقوط به زمين، بسيار بالاتر رود. سرانجام موشكي خواهيم يافت كه آن قدر قوي باشد كه بتواند پرتابه را با انرژي ارسال كند تا بتواند به طور كامل از ميدان گرانشي زمين خارج شود. اين سرعت پرتاب بحراني را معمولاً سرعت فرار مي نامند. در سرعت هاي بالاتر از سرعت فرار، موشك تا ابد به حركت خود ادامه خواهد داد و در پايين تر از اين سرعت موشك دوباره به زمين خواهد رسيد.
وضعيت كيهان شناختي هم به لحاظ تصويري شبيه به همين مثال است اما ديگر مقدار بحراني، سرعت موشك نيست ( كه با ثابت هابل قابل مقايسه است و به همين دليل علي الاصول شناخته شده است ) بلكه جرم زمين است ( يا در مورد كيهان شناسي، چگالي ماده ). به همين خاطر مفيدتر است كه به جاي سرعت بحراني، به يك چگالي بحراني فكر كنيم.
اگر چگالي واقعي ماده از چگالي بحراني تجاوز كند، آنگاه عالم سرانجام، دوباره رمبش خواهد كرد(2) و انرژي گرانشي آن براي كند كردن، ايست و سپس معكوس كردن انبساط، كافي است. اگر چگالي از اين مقدار بحراني كمتر باشد، عالم تا ابد منبسط خواهد شد و در نتيجه چگالي بحراني بي نهايت كوچك مي شود به طوري كه به مرتبه يك اتم هيدروژن در متر مكعب مي رسد. اگرچه اين

( 16 ) مدل های فریدمان. همان طور که برای فضای خمیده انتخاب های متنوعی وجود دارد، مدل های فریدمان هم با گذشت زمان به طرق مختلفی عمل می کنند. اگر Ω از یک بزرگ تر باشد، انبساط سرانجام متوقف می شود وعلام دوباره می رمبد. اگر کمتر از 1 باشد، عالم برای همیشه منبسط می شود. در میان این دو حالت، عالم تخت است که در آن Ω دقیقاً معادل واحد است.
مقدار به H. هم بستگي دارد. اغلب فيزيكدانان تجربي جديد، ماده اي با چنين چگالي پاييني را به طور تقريبي مثال بسيار خوبي از خلأ فرض مي كنند.
اكنون، حداقل، مي توانيم مقدار Ω را معرفي كنيم: به سادگي مي توان گفت كه Ω نسبت چگالي واقعي ماده در عالم به مقدار بحراني است كه حد فاصل ميان انبساط ابدي و رمبش دوباره نهايي را تعيين مي كند. 1= Ω نشان دهنده اين حد فاصل است. Ω<1 يعني عالمي كه تا ابد منبسط مي شود و Ω>1 عالمي را نشان مي دهد كه در اينده دوباره با يك فروريزش بزرگ متلاشي خواهد شد. ولي هر قدر هم كه مقدار Ω دقيق باشد، باز تأثير ماده همواره به اين صورت است كه از سرعت انبساط عالم بكاهد. لذا اين مدل ها هميشه در مدت طولاني تر يك شتاب رو به كاهش كيهاني را پيش بيني مي كنند كه دقت و بزرگنمايي آن به Ω بستگي دارد. اين استدلال ها كه بر پايه عقايد ساده منتج از فيزيك نيوتني پيرامون انرژي بنا شده اند، گوياي همه ی داستان نيستند. در نظريه نسبيت عام اينشتين، چگالي انرژي كل مواد، خميدگي كلي فضا را تعيين مي كند. يك مدل با انحناي منفي مدل عالم باز ناميده مي شود و مدل با انحناي مثبت ( بسته) به زماني مربوط مي شود كه Ω بيشتر از يك باشد.
در اين ميان، يك جهان مصالحه اي سنتي بريتانيايي هم وجود دارد كه ميان انبساط ابدي و رمبش دوباره ی نهايي، توازن برقرار مي كند كه در مدل اخير Ω دقيقاً مساوي 1 است. چنين مدلي، هندسه تختي دارد كه كليه قضاياي اقليدسي در آن سازگار است و واقعاً اگر عالم از بين همه مدل ها اين مدل ساده را انتخاب مي كرد، توصيف همه وقايع مربوط به آن بسيار راحت و اسان مي شد. مقدار Ω هم سرنوشت نهايي عالم را تعيين مي كند و هم هندسه فضا را در مقياس كيهان شناسي مشخص مي كند. ولي مهم است كه تأكيد كنيم، مقدار Ω اصلاً در مدل استاندارد انفجار بزرگ پيش بيني نشده است.
ممكن است نظريه اي كه در پاسخ به سؤالاتي اساسي كه پيرامون Ω دور مي زند ناتوان است، نسبتاً بلااستفاده به نظر برسد، اما در واقع چنين انتقادي، تند و غيرمنصفانه است. همان طور كه توضيح دادم، انفجار بزرگ بيش از اينكه يك نظريه باشد، يك مدل است و به عنوان يك مدل، از لحاظ رياضي منسجم و با رصدها و مشاهدات قابل مقايسه است ولي كامل نيست. و اين بدان معني است كه Ω نيز همانند ثابت هابل، H0، يك پارامتر « آزاد » است.
از سوي ديگر، معادلات رياضي نظريه انفجار بزرگ، مسير تدريجي تحول عالم را شرح ميد هد. از آنجا كه در لحظات بسيار اوليه، رياضياتي كه مدل بر پايه آن بنا شده، با شكست مواجه مي شود، چاره اي نداريم جز اينكه حالت هاي اوليه را به صورت نظريه تعيين كنيم. معادلات فريدمان به راحتي با هر مقداري از Ω و H0 قابل تعريف است اما عالم ما ناچار است با تركيب عددي خاصي از اين مقدار شروع به كار كند. لذا همه آنچه كه مي توانيم انجام دهيم اين است كه با بهره گيري از داده هاي رصدي، به يك نتيجه و استنباط صحيح پيرامون پارامترهاي كيهان شناسي برسيم. كه البته اينها با دانش موجود و در چارچوب مدل استاندارد انفجار بزرگ، صرفاً با دلايل، قابل استنتاج نيست. از سوي ديگر، اين فرصت وجود دارد كه با استفاده از مشاهدات رصدي كيهان شناسي امروزي، به اطلاعات بيشتري پيرامون لحظات بسيار اوليه عالم دست يابيم.

جست و جوي دو عدد

اهميت تعيين پارامترهاي كيهان شناسي از همان اوايل تاريخ كيهان شناسي شناخته شده بود. در حقيقت ستاره شناس برجسته، آلن سنديج (3) ( دانشجوي سابق مؤسسه تحقيقاتي هابل ) يك بار مقاله اي تحت عنوان « كيهان شناسي: جست و جوي 2 عدد » نوشت. از آن زمان دو دهه مي گذرد و ما هنوز اين 2 عدد را نمي شناسيم و نمي دانيم كه انواع رصدهايي كه پيرامون Ω انجام مي دهيم به چه نوع نتايجي منجر خواهند شد.
اين رصدها انواع بسيار متفاوتي دارند اما مي توان همه آنها را به 4 دسته اصلي گروه بندي كرد.
در دسته اول، يك سري آزمايشات كيهان شناسي كلاسيك وجود دارد. اساس اين آزمايشات بر آن است كه از طريق رصد اجسام بسيار دور انحناي فضا را اندازه گيري كنيم و يا در واقع آهنگ كند شدن انبساط عالم را محاسبه كنيم. ساده ترين نوع اين آزمايشات مربوط است به مقايسه سن اجرام نجومي ( به خصوص ستارگاني كه در سيستم هاي خوشه هاي كروي هستند ) با سني كه در نظريه كيهان شناسي پيش بيني شده است. در فصل 4 توضيح دادم كه اگر انبساط عالم دچار كاهش شتاب نمي شد، سن پيش بيني شده، به نحو محسوسي بيش از Ω، به ثابت هابل وابسته مي شد. و در هر صورت سن ستارگان پير، با دقت كافي و با اطمينان قابل تعيين نبود، لذا، چنين آزمايشي در اين شرايط قدرت كافي براي تعيين Ω ندارد.
ساير آزمايشات كلاسيك در برگيرنده بهره گيري از خصوصيات مربوط به منابع با فواصل بسيار دور است تا بتوان مستقيماً آهنگ كند شدن شتاب و يا هندسه فضايي عالم را تعيين كرد. پيش گام برخي از تكنيك ها هابل بود و به طور هنرمندانه اي توسط سنديج بسط و گسترش يافت. البته ايشان در دهه هاي 1960 و 1970 با انتقادهاي شديدي مواجه شدند زيرا در آن زمان فهميدند كه نه تنها عالم با شدت زياد منبسط مي شود بلكه اشياء درون آن نيز به سرعت در حال باز شدن هستند. از آنجا كه بشر براي بررسي آثار بسيار جزئي هندسي ناشي از انحناي فضايي نياز به اندازه گيري فواصل بسيار بزرگ دارد، لذا ناچار است اشياء نجومي را رصد كند زيرا خود آنها از زماني كه نورشان پراكنده مي شود تا زماني كه نورشان به ما برسد، وجود داشته اند. در حقيقت از زمان هاي بسيار قبل از آن وجود داشتند. محاسبه بيش از 80 درصد از سن عالم، در مشاهدات كيهان شناسي بسيار ساده و پيش پا افتاده است.
ضمانتي وجود ندارد كه درخشندگي و اندازه اشيا دور همان خصوصياتي را داشته باشد كه اشياء نزديك دارند. زيرا اين احتمال وجود دارد كه اين خصوصيات با گذشت زمان تغيير كنند. در واقع آزمايشات كلاسيك كيهان شناسي، اكنون به طور گسترده اي جهت مطالعه سير تكامل تدريجي اين خصوصيات به كار مي روند و كمتر براي بررسي جوانب اساسي و بنيادين كيهان شناسي مورد استفاده قرار مي گيرند.
با اين وجود اخيراً يك استثناء به وجود آمده است. استفاده از انفجارهاي سوپرنواها به عنوان منابع نوري استاندارد، نتايج غيرعادي اي به دست داده كه به نظر مي رسد نشان مي دهد كه عالم اصلاً با كند شدن شتاب مواجه نيست. در پايان اين فصل بيشتر به اين موضوع خواهم پرداخت.
دسته بعدي آزمايش ها به استدلال هايي مربوط است كه بر پايه ی نظريه هسته زايي بنا شده اند. همان طور كه در فصل 5 شرح دادم، تطابق ميان وفور عناصر اوليه مشاهده شده و پيش بيني هاي مربوط به محاسبات گداخت هسته اي در عالم اوليه، يكي از اركان اصلي مدارك تأييد كننده انفجار بزرگ است. اما اين استدلال در حقيقت تنها زماني برقرار است كه چگالي ماده خيلي كم باشد و تنها درصد كوچكي از چگالي بحراني موردنياز براي به وجود آمدن فضاي تخت باشد. اين مسئله ساليان دراز مورد تأييد بود و در نگاه اول به نظر مي رسد كه جواب بسيار ساده اي براي تمام سؤالات مطروحه مهيا مي كند. با اين وجود يك ايراد كوچك بر اين استدلال وجود دارد. محدوديت « چند درصد كوچك » تنها شامل ماده اي مي شود كه مي تواند در واكنش هاي هسته اي شركت كند. عالم مي تواند زمينه اي پر شده از ذرات استريل شده باشد كه قادر نيستند روي تركيب عناصر نوري تأثير بگذارند. ماده اي كه خود را در اجسام هسته اي درگير مي كند، ماده باريوني ناميده شده و از دو ذره بنيادي ساخته مي شود: پروتون ها و نوترون ها.

( 17 ) خوشه گیسو. این مثالی از یک خوشه غنی از کهکشان هاست. از ستارگان منفرد ( نظیر آن یکی که در سمت راست تصویر است ) که بگذریم، اجرام درون این تصویر همگی کهکشان هایی درون یک خوشه غول پیکر هستند. چنین خوشه های عظیم الجثه ای انصافاً کمیاب اند و در بردارنده مقادیر شگفت انگیری از جرم از مرتبه ی بالاتر از 100/000/000/000/000 برابر جرم خورشید هستند.
فيزيكدانان ذرات بنيادي پيشنهاد مي كنند كه ساير انواع ذرات هم نظير ذرات باريوني، مي توانند در اين ديگ جوشان عالم اوليه توليد شده باشند. حداقل برخي از اين ذرات ممكن است تاكنون باقي مانده باشند و احتمالاً برخي از آنها در تشكيل ماده تاريك دخالت داشته اند. لذا برخي از اجزاء‌ اصلي سازنده عالم ممكن است شامل ذرات ناشناخته غيرباريوني باشند. ماده معمولي، كه ما از آن ساخته شده ايم، ممكن است لكه كوچكي از توده عظيم ماده كيهاني مربوط به طبيعتي باشد كه تاكنون شناخته شده است. اين تصوير بعد ديگري به قاعده كوپرنيكي اضافه مي كند و آن اين است كه « ما نه تنها ديگر در مركز كيهان نيستيم، بلكه از همان ماده اوليه اي ساخته شده ايم كه اغلب عالم را تشكيل داده است ».
طبقه سوم از مدارك و شواهد براساس استدلال هاي اخترفيزيكي بنا شده است. تفاوت ميان اين استدلال ها و اندازه گيري هاي في نفسه كيهان شناختي كه در بالا مورد بحث قرار گرفت، اين است كه آنها به جاي بررسي خواص فضاي ميان اجرام، خودِ اجرام را مورد مطالعه قرار داده اند. در نتيجه تلاش مي كنند كه چگالي عالم را با توزين يك به يك عناصر اصلي سازنده آن تعيين كنند. به عنوان مثال، فرد مي تواند سعي كند كه با استفاده از حركات داخلي كهكشان ها، با فرض اينكه چرخش يك صفحه كهكشاني به گرانش مرتبط است همان طور كه حركت زمين به دور خورشيد ناشي از گرانش خورشيد است. جرم آنها را به دست آورد. جرم خورشيد را مي توان از سرعت زمين در مدار آن محاسبه كرد و براي كهكشان ها هم مي توان به همين روش از محاسباتي مشابه استفاده كرد. سرعت هاي مداري ستارگان درون كهكشاني، به وسيله جرم كل كهكشاني كه آنها را به سمت خود مي كشد، به دست مي آيند. اين قاعده را مي توان به خوشه هاي كهكشاني و حتي سيستم هاي بزرگ تر از اين هم تعميم داد.

( 18 ) خوشه گیسو در اشعه x، چند درصد کهکشان مشاهده شده در تصویر قبلی، و نیز خوشه هایی نظیر گیسو شامل گازهای بسیار داغی هستند که در تابش x منتشره قابل رؤیت است. این تصویر توسط ماهواره ROSAT گرفته شده است.
اين تحقيقات قدرتمند و طاقت فرسا به وجود مواد بسيار بيشتري نسبت به آنچه كه شخص به صورت ستارگاني نظير خورشيد، در كهكشان ها مي بيند، اشاره دارد. كه اين همان ماده تاريك معروف است كه ما آن را نمي بينيم ولي از روي آثار گرانشي پي به وجود آن مي بريم. خوشه هاي كهكشاني غني، سيستم هايي با وسعتي بيش از ميليون ها سال نوري شامل انبوه عظيمي از كهكشان ها نيز نسبت به آنچه كه كهكشان هاي منفرد درون خود جاي داده اند، در بر گيرنده مواد بيشتري هستند. مقدار دقيق ماده نامشخص است اما شواهد بسيار قوي اي وجود دارد كه حاكي از آن است كه ماده موجود در سيستم خوشه اي غني آن قدر زياد است كه قطعاً Ω در آنها از 0/1بيشتر است و احتمالاً از 0/3 هم تجاوز مي كند. از شواهد تجربي مربوط به حركات ساختارهاي بزرگ تر، ابرخوشه هايي كه از خوشه ها ساخته شده اند و اندازه شان ده ها ميليون سال نوري است، چنين برمي آيد كه حتي امكان وجود ماده پنهان تاريك بيشتري نيز در فضاي بين خوشه ها وجود دارد. اين استدلال هاي ديناميكي، اخيراً هم بيشتر مورد سنجش و بررسي قرار گرفته اند و بر مبناي مشاهدات مستقل مربوط به همگرايي گرانشي توليد شده توسط خوشه ها تأييد شده اند و ضمناً با اندازه گيري هاي مربوط به خصوصيات پرتو x منتشره از گازهاي بسيار داغ كه داخل آنها پخش شده تطابق دارند.
به نظر مي رسد، كسر ماده باريوني داخل خوشه ها در مقايسه با جرم كل آنها، به طور قابل ملاحظه اي بزرگ تر از مقدار كلي اي است كه در هسته زايي، در صورت وجود يك چگالي بحراني از كل مواد، مجاز است. در نتيجه به اين مسئله « فاجعه باريوني » گويند و بدين معناست كه چگالي كل ماده يا خيلي از مقدار بحراني كمتر است و يا ممكن است كه در اثر برخي فرايندهاي ناشناخته، ماده باريوني در خوشه ها متمركز شده باشد.
و دسته آخر، اينكه ما سرنخ هايي داريم كه بر پايه تلاش هايي بنا شده اند كه سعي در فهميدن ساختار كيهان شناسي دارند: چگونه اين توده شدگي و بي قاعدگي عالم مي تواند در عالمي رشد يابد كه بايد آن قدر يكنواخت باشد تا با اصل كيهان شناسي سازگار باشد؟ در فصل بعد به طور مشروح و با جزئيات بيشتر به ايده چگونگي رخ دادن اين امر در مدل ها انفجار بزرگ پرداخته مي شود. به اعتقاد من، اكنون به درك خوبي نسبت به اصول پايه دست يافتيم. با وجود اين جزئياتي به طور باورنكردني پيچيده اند و مستعد بسياري از جهت گيري ها و عدم قطعيت ها هستند.
مدل ها به گونه اي بنا شده اند كه به نظر مي رسد با تمام داده هاي موجود با Ω خيلي نزديك به 1 همخواني دارند.
سايرين مي توانند اين كار را براي Ω خيلي كمتر از 1 هم انجام دهند. چنين مطالعه اي احتمالاً در نهايت مي تواند كليدي براي دستيابي موفقيت آميز به تعيين مقدار Ω باشد.

( 19 ) همگرائی گرانشی، خوشه های غنی به کمک مشاهده انحراف نور مربوط به پس زمینه کهکشان ها وقتی از خوشه عبور می کنند قابل توزیع هستند. در این مثال زیبا از خوشه اَبل 2218 ، نور منابع پس زمینه به شکل یک الگوی پیچیده از منحنی ها، متمرکز شده است. به طوری که خوشه مانند یک عدسی عظیم الجثه عمل می کند.این ساختارها مقدار ماده موجود در خوشه کهکشانی را معلوم می کنند.
اگر بتوان اندازه گيري هاي دقيق تري از ساختارهاي زمينه ريز موج به دست آورد، آنگاه ويژگي هاي مربوط به اين ساختارها فوراً ما را به تعيين چگالي ماده سوق مي دهند كه به كمك آن مي توان ثابت هابل را تعيين كرده و از كار كسالت آور نردبان فواصل كيهان شناسي رهايي مي يابيم. تنها مي توانيم اميدوار باشيم كه ماهواره هايي كه بدين منظور برنامه ريزي شده اند MAP ( ناسا ) و نقشه بردار پلانك (ESA). بتوانند ظرف چند سال آتي با موفقيت پرواز كنند. آزمايشات اخير نشان مي دهند كه چنين اهدافي عملي هستند ولي فعلاً بحث بيشتر راجع به آن را به فصل7 موكول خواهم كرد. در كل با استناد به شواهد، به طور خلاصه مي توانيم بگوييم كه احتمالاً اكثريت مطلق كيهان شناسان پذيرفته اند كه مقدار Ω نمي تواند از 0/2 كمتر باشد. اگرچه همين مقدار كمينه نيز خود نيازمند اين است كه اغلب عالم را ماده تاريك پوشانده باشد. همچنين به اين معناست كه حداقل برخي از آنها نبايد به شكل پروتون ها و نوترون ها (باريون ها ) ‌باشند كه بيشتر جرم موجود در مواد پيرامون ما، كه به طور روزمره با آنها سروكار داريم را تشكيل مي دهند. به عبارت ديگر بايد ماده تاريك غيرباريوني وجود داشته باشد. خيلي از كيهان شناسان به مقداري حدود 0/3براي Ω علاقمندند كه به نظر مي رسد با اكثر شواهد رصدي نيز سازگار است. برخي مدعي هستند كه شواهد، چگالي اي نزديك به مقدار بحراني را تأييد مي كنند. بنابراين Ω مي تواند خيلي نزديك به 1 باشد. بخشي از اين مسئله مربوط به جمع آوري شواهد اخترشناسي است كه تأكيد بر وجود ماده تاريك دارند. ولي بخشي هم به خاطر درك نظري اين واقعيت است كه ماده غيرباريوني ممكن است در انرژي هاي بسيار بالا در انفجار بزرگ توليد شود.

بندبازي كيهاني

بخشي از جدال چشمگير پيرامون Ω، بر اثر عدم توافق ناشي از مشكلات مربوط به دقت و گاهي گيج كنندگي شواهد رصدي است. اكثر استدلال هاي شفاهي به مقدار بالاتري براي Ω ( يعني نزديك به واحد ) گرايش دارند. كه البته بيشتر اساس استدلال نظري دارد نه رصدي.
فرد ممكن است چنين استدلال هايي را تحت عنوان پيش داوري محض كنار بگذارد اما اين دسته از استدلال ها ريشه در يك راز عميق و ذاتي در نظريه استاندارد انفجار بزرگ دارند و در حقيقت مسئله اي است كه كيهان شناسان آن را بسيار جدي گرفته اند.
براي درك سرشت اين راز، فرض كنيد كه در يك اتاق در بسته و مهر و موم شده ايستاده ايد.محتويات اتاق به غير از يك پنجره كوچك كه با يك درب كوچك بسته شده براي شما نامشخص و پنهان است. به شما مي گويند كه مي توانيد هر وقتي كه دلتان خواست درب را باز كنيد ولي فقط يك بار مي توانيد چنين كاري را انجام دهيد، آن هم بسيار كوتاه و مختصر. به شما مي گويند كه اتاق ساده و خالي است و فقط يك ريسمان بند بازي معلق در هوا در وسط با حدود 2 متر طول، قرار دارد و مردي در زماني نامشخص در گذشته شروع به راه رفتن بر روي اين طناب بندبازي كرده است. ضمناً مي دانيد كه اگر مرد بيفتد، روي زمين مي ماند تا شما درب را باز كنيد. اگر نيفتد تا زماني كه او را ببينيد روي طناب بندبازي راه خواهد رفت. توقع داريد وقتي درب را باز مي كنيد چه چيزي ببينيد؟ ممكن است حدس بزنيد كه مرد روي طناب باشد و يا اينكه حدس مي زنيد كه روي زمين است. اگر او يك هنرمند سيرك باشد احتمالاً به خوبي خواهد توانست روي ريسمان راه برود و تا ساعت هاي طولاني تا انتها بدون اينكه بيفتد عقب و جلو برود. از طرف ديگر اگر او ( مثل همه ما ) يك فرد آزموده و خاص نباشد، ماندن او روي طناب نسبتاً مردود خواهد بود. گرچه، يك چيز واضح و آشكار است. اگر فرد بيفتد، زمان خيلي كوتاهي طول مي كشد كه از روي طناب به زمين بيفتد. لذا بسيار تعجب خواهيد كرد اگر هنگام ورود اشعه خورشيد از ميان پنجره، مرد را در حال افتادن از طناب به زمين ببينيد. طبق آنچه كه ما راجع به اين موقعيت مي دانيم عاقلانه است كه بپذيريم هنگام ديدن ما مرد يا روي طناب است و يا روي زمين. اما اگر او را در ميانه مسير افتادن ببينيم قطعاً به اين نتيجه خواهيم رسيد كه مورد مشكوكي در حال وقوع است. اين مسئله ممكن است در ظاهر تشابه چنداني با Ω نداشته باشد اما دليل اين مقايسه زماني آشكار مي شود كه بفهميم Ω با گذشت زمان تغيير مي كند و ثابت نيست. در مدل هاي استاندارد فريدمان، به طور عجيب و غريبي مقدار Ω بزرگ مي شود. به طوري كه در زمان هاي به اندازه كافي و دلخواه نزديك به انفجار بزرگ اين مدل ها همگي Ω را نزديك به واحد توصيف مي كنند. از طرف ديگر، به تصوير 16 نگاه كنيد. صرف نظر از رفتارها در زمان هاي ديرتر، هر سه منحني نشان مي دهند كه در لحظات اوليه انفجار بزرگ، همه مدل ها به هم نزديك و نزديك تر مي شوند. علي الخصوص در اين لحظات هر سه منحني به « خط عالم تخت » مي رسند. با گذشت زمان، در مدل هايي كه در آنها Ω كمي بزرگ تر از واحد است، در مراحل اوليه تكامل، مقادير Ω بزرگ و بزرگ تر مي شود، تا به مقاديري بسيار بزرگ تر از واحد برسد كه در اين شرايط دوباره رمبش را آغاز مي كند.
عالم هايي كه با Ω كمتر از يك آغاز مي شوند در نهايت بسيار سريع تر از مدل تخت منبسط مي شوند به طوري كه در پايان مقدار Ω در آنها به سمت صفر ميل مي كند.
حالت آخر، كه احتمالاً استدلال هاي مناسب تري ارائه مي دهد، اين است كه Ω<1 است و گذار از « Ω » نزديك به 1» به « Ω نزديك به صفر » بسيار سريع است.
اكنون پي مي بريم كه مشكل از كجاست. اگر همان طور كه گفته شد Ω برابر 0/3 باشد، آنگاه در مراحل بسيار اوليه تاريخ كيهاني، بسيار نزديك به واحد بوده است. ( البته كمي كمتر از1 ) درواقع اينكه مقدار اختلاف با 1 بسيار كوچك است حقيقت دارد. به عنوان مثال در زمان پلانك ( يعني –ثانيه بعد از انفجار بزرگ ) اختلاف Ω با واحد، در شصتمين اعشار ظاهر مي شود. با گذشت زمان، در همان محدوده چگالي بحراني حركت مي كرد تا اينكه تنها در همين اواخر، با سرعت شروع به فاصله گرفتن از واحد كرده است و در آينده اي بسيار نزديك به صفر نزديك خواهد شد. اما اكنون همانند همان لحظه اي است كه ما بندباز را در ميانه راه افتادنش گير انداختيم و به همين خاطر بسيار تعجب آور است و باعث مي شود كه خام و سست به نظر آيد. اين باطلنما كه تحت عنوان « مسئله تختي كيهان شناسي » معروف شده است برآمده از ناكامل بودن نظريه انفجار بزرگ است. اين مسئله آن قدر بزرگ است كه بسياري از دانشمندان را بر آن داشته است كه راه حلي جدي برايش بيابند. تنها راهي كه محتمل به نظر مي رسيد كه بتواند اين معما را تجزيه و تحليل كند اين بود كه عالم ما واقعاً مي بايست همانند يك هنرمند حرفه اي سيرك مي بود. وقتي اين تشبيه را ادامه مي دهيم به طور مشابه اي به نقطه شكست مي رسيم.
آشكار است كه Ω به صفر نزديك نيست زيرا شواهد قوي وجود دارد كه نشان مي دهد Ω نمي تواند بيش از 20 درصد كوچك تر از 1 باشد كه اين موضوع راهكار « مرد- روي- زمين » را مردود مي كند. استدلالي كه باقي مي ماند اين است كه Ω بايد بسيار نزديك ( در حد تساوي ) به واحد باشد. و اينكه بايد اتفاقي در زمان هاي اوليه رخ داده باشد تا اين عدد را دقيقاً مشخص كند.

تورم و تخت بودن(4)

آنچه رخ داده اين است كه ادعا مي شود تورم كيهاني كه در اصل توسط آلن گوث (5) در سال 1981 درباره مراحل بسيار اوليه مدل انفجار بزرگ بنا شده، يك تفكر عميق است. تورم اساساً مستلزم تغييرات عجيب و غريبي در خواص ماده در انرژي هاي بسيار بالاست كه عموماً به گذار فاز(6) معروف است.
ما هم اكنون به مثالي از گذار فاز برخورده ايم كه در مدل استاندارد و در حدود يك ميليونيم ثانيه بعد از انفجار بزرگ روي داده است و مستلزم واكنش هايي ميان كوارك هاست. در دماهاي پايين، كوارك ها به هادرون ها محدود مي شوند در حالي كه در دماهاي بالاتر شكل پلاسمايي كوارك- گلئون به خود مي گيرند. در اين ميان يك گذار فاز وجود دارد.
در بسياري از نظريه هاي وحدت، گذار فازهاي بسيار متفاوتي حتي در دماهاي بالاتر مي تواند وجود داشته باشد كه همگي نشان دهنده ی تغييراتي در شكل و خواص ماده و انرژي در عالم هستند. به طور قطع گذار فاز مي تواند با ظهور انرژي در فضاي تهي همراه شود كه به اين انرژي، انرژي خلأ مي گويند. اگر چنين اتفاقي رخ دهد، عالم بسيار سريع تر از مدل هاي استاندارد فريدمان، شروع به انبساط مي كند. اين همان تورم كيهاني است. در تمام 20 سال اخير، تورم ضربه بزرگ و محكمي به ساير نظريه هاي كيهان شناسي وارد كرده است و مهم ترين مورد آن، اين است كه اين فاز عجيب و نامعقول انبساط، كه خيلي هم زودگذر است، نحوه تغيير زماني Ω را معكوس كرد. وقتي تورم آغاز مي شود، Ω به طور قطع به سمت واحد حركت مي كند كه اين حركت بسيار سريع تر از زماني است كه از آن دور مي شد. تورم مانند يك مهاركننده ی مطمئن و ايمن عمل مي كند و وقتي به نظر مي رسد كه بندباز در حال سقوط است، وي را روي طناب نگه مي دارد. يك راه ساده براي اينكه بفهميم چگونه چنين اتفاقي رخ مي دهد، اين است كه از رابطه اي كه اخيراً ميان مقدار Ω و انحناي فضا ترسيم كرده ايم بهره ببريم. به ياد آوريد كه فضاي تخت معادل چگالي بحراني است به عبارت ديگر در اين فضا مقدار Ω برابر واحد مي باشد. اگر Ω كمي از اين مقدار جادويي فاصله بگيرد، آنگاه ممكن است فضا خميده باشد.
اگر فردي بادكنكي با انحناي بسيار را خيلي زياد باد كند، مثلاً در اندازه زمين، سطح آن صاف به نظر مي آيد. در كيهان شناسي تورمي، بالن از كسر كوچكي از سانتي متر شروع و تا اندازه اي بزرگ تر از كل عالم قابل مشاهده، خاتمه مي يابد. اگر نظريه تورمي صحيح باشد، آنگاه بايد بپذيريم كه در عالمي زندگي مي كنيم كه در حقيقت بسيار تخت است. از سوي ديگر، حتي اگر معلوم مي شد كه Ω خيلي به واحد نزديك است، اين امر ضرورتاً اثبات نمي كرد كه تورمي رخ داده است. برخي مكانيزم هاي ديگر، كه شايد با پديده هاي گرانشي كوانتومي مرتبط است، ممكن است عالم ما را به گونه اي پرورش دهند كه مثل بندباز روي طناب بندبازي راه برود.
چنين عقايد نظري اي بي نهايت مهم هستند. ولي به تنهايي نمي توانند نتيجه ي بحث را تعيين كنند. به هر حال چه به مذاق نظريه پردازها خوش بيايد و چه نيايد، مجبوريم بپذيريم كه كيهان شناسي بايد به يك علم تجربي تبديل شود. ممكن است زمينه هاي نظري بسياري راجع به گمانه زني Ω داشته باشيم مبني بر اينكه Ω بايد به واحد خيلي نزديك باشد، اما در نهايت، اين شواهد و رصدها هستند كه بايد بر اين گمانه ها مستولي شوند.

معضل

پرسشي كه پس از همه اين حرف ها به وجود مي آيد اين است كه اگر همان گونه كه به لحاظ تجربي به نظر مي رسد، Ω به طور قابل توجهي از يك كمتر باشد، آيا بايد تورم را كنار بگذاريم؟ پاسخ اين است كه « لزوماً نه ». اولاً برخي از مدل هاي تورمي به گونه اي بنا شده اند كه مي شوند عالمي باز و با انحناي منفي توليد كنند. بيشتر كيهان شناسان علاقه اي به اين مدل ها كه بيشتر سرهم بندي شده اند، ندارند. مهم تر از همه اين است كه در حال حاضر شواهدي وجود دارد كه اين امكان را مي دهد كه رابطه ی ميان Ω و هندسه فضا به سادگي آنچه قبلاً فكر مي كرده ايم، نباشد. پس از سال ها برهوت، آزمايش هاي كلاسيك كيهان شناسي، كه پيش از اين به آن اشاره كردم، اكنون دوباره به نحو چشمگيري پا به عرصه علم گذاشته اند. دو گروه بين المللي از اخترشناسان خصوصيات مربوط به نوع ويژه اي از ستارگان در حال انفجار به نام سوپرنواهاي نوع Ia را مطالعه مي كنند.
انفجار سوپرنوايي پايان مهيج زندگي يك ستاره سنگين را نشان مي دهد. سوپرنواها، در زمره ی تماشايي ترين پديده هاي شناخته شده ستاره شناسي هستند. اين اشياء، بيش از يك ميليون برابر، درخشان تر از خورشيد هستند و مي توانند چندين هفته، بيش از يك كهكشان كامل، بدرخشند. در طول تاريخ، سوپرنواها همواره مورد توجه و رصد واقع شده اند.
سوپرنوايي كه در سال 1054 مشاهده و ثبت گرديده سحابي خرچنگ (7) است كه ابري مملو از غبار و خار و خاشاك مي باشد كه در داخل ستاره اي كه با سرعت زياد مي چرخد قرار گرفته كه به آن تپ اختر يا پالسار (8) مي گويند.
ستاره شناس برجسته دانماركي تيكوبراهه در سال 1572 نيز يك سوپرنوا را رصد كرد. و در سال 1604 نيز اين پديده در كهكشان ما رخ داد و ستاره كپلر به عنوان يك سوپرنوا به ثبت رسيد. اگر چه بر پايه ی گزارشات قديمي ميانگين آهنگ اين انفجارات در كهكشان راه شيري، يكي دو مرتبه در هر قرن است ولي هيچ يك از آنها تا قبل از حدود 400 سال پيش رصد نشده اند. ولي در سال 1987 سوپرنوايي درون ابر ماژلاني منفجر شد، كه حتي با چشم غيرمسلح هم قابل ديدن بود.
دو نوع متفاوت از سوپرنواها وجود دارند كه به نوع I و نوع II معروف هستند. اندازه گيري هاي طيف سنجي از وجود هيدروژن در سوپرنواهاي نوع II خبر مي دهند و اين در حاليست كه هيدروژن در نوع I وجود ندارد.
اين نظر وجود دارد كه سوپرنواهاي نوع II مستقيماً از انفجارات ستارگان سنگين كه هسته ستاره اي آنها، مانند نوعي اثر باستاني مرده مي رمبد در حالي كه پوسته بيروني آنها به فضا پرتاب مي گردد.
وضعيت نهايي اين انفجار، منشأ يك ستاره نوتروني و يا يك سياهچاله خواهد بود.
ممكن است سوپرنواي نوع II، نتيجه اي از رمبش ستارگان با اجرام متفاوت باشد. لذا بين دو سوپرنواي مختلف از همين نوع، تفاوت هاي قابل ملاحظه اي وجود دارد. سوپرنواهاي نوع I با توجه به جزئيات مربوط به شكل طيفشان به طبقات كوچك تري نظير نوع Ib, la و Ic تقسيم مي شوند. سوپرنواهاي نوع Ia مورد توجه خاص هستند. اين سوپرنواها پيك ها ( قله ها )ي درخشندگي بسيار هم شكلي دارند، به همين دليل به نظر مي رسد كه نتيجه اي از انفجارهاي مشابه باشند. مدل معمول براي اين گونه رويدادها، اين است كه يك ستاره كوتوله سفيد به كمك يك ستاره همدم، از طريق بر افزايش جرم افزوده به دست مي آورد. وقتي جرم كوتوله سفيد از يك جرم بحراني، كه جرم چاندراشكار ( 9 ) ناميده مي شود ( حدود 1/4 برابر جرم خورشيد )، بيشتر شود، بخش بيروني تر آن منفجر مي شود در حالي كه بخش مركزي آن مي رمبد. از آنجا كه جرم درگير در اين انفجار همواره نزديك به اين مقدار بحراني است، انتظار مي رود كه اين اجرام هميشه سبب رهاسازي همين مقدار انرژي شوند. نظم موجود در خصوصيات آنها، بدين معني است كه سوپرنواهاي نوع Ia، براي انجام آزمايشات مربوط به انحناي فضا- زمان و آهنگ كند شدن شتاب عالم اجرامي بسيار نويدبخش هستند.
تكنولوژي جديد، ستاره شناسان را قادر ساخته كه بتوانند نوع Ia را در كهكشان هايي با انتقال به سرخ حدود 1 جست وجو ( و پيدا ) كنند. ( ‌به ياد آوريد كه اين يعني كه عالم با ضريب 2 منبسط مي شود در حالي كه نور از يك سوپرنوا به سمت ما حركت كرده است ) با مقايسه درخشندگي مشاهده شده از يك سوپرنواي دور و يك سوپرنواي نزديك، مي تواند تخميني از فاصله آنها از يكديگر به دست دهد. به اين ترتيب خواهيم فهميد كه در مدت زماني كه طول مي كشد تا نور به ما برسد آهنگ عالم چقدر كُند مي شود.
مشكل اين است كه چنين سوپرنواهايي در عالم در حال كند شدن، بسيار كمياب تر از آنچه هستند كه بايد باشند. شتاب عالم اساساً در حال كندشدن نيست بلكه در حال فزوني گرفتن است. اين مشاهدات مانند تيري است كه درست قلب توصيف استاندارد كيهان شناسي كه در معادلات فريدمان مجسم شده، را مي شكافد. تمام اين مدل ها بايد كند شونده باشند حتي آن دسته از اعضاي خانواده فريدمان با Ω پايين، آنهايي كه كند شوندگي شان با توجه به چگالي پايينشان، جزيي و مختصر است، نبايد سرعتشان زياد شود و مدل هايي با چگالي بحراني نزديك به تورمي، بايد تحت يك شتاب كندشونده شديد باشند. چه اشتباهي رخ داده است؟

بزرگ ترين شگفتي اينشتين؟

مشاهدات مربوط به سوپرنواها كه راجع به آنها صحبت كرديم هنوز هم بسيار بحث انگيز هستند. اما قطعاً چنين به نظر مي رسد كه اشاره به يك تغيير چشمگير در كيهان شناسي دارند. از سويي ديگر يك راهكار دور از ذهن كه از زمان اينشتين آغاز شده، براي اين مسئله مرموز وجود دارد. اينشتين نظريه اصلي گرانش را با معرفي يك ثابت كيهان شناسي اصلاح كرد.
دليل او براي چنين كاري، كه بعداً از انجام آن پشيمان شد. اين بود كه مي خواست نظريه اي بسازد كه بتواند عالم ايستا و ( ‌نه در حال انبساط ) را تبيين كند. ثابت كيهان شناسي او، قانون گرانش را اصلاح كرد تا فضا را از انبساط و يا انقباض مصون كند. با توجه به متون مدرن، ثابت كيهان شناسي را مي توان به گونه اي معرفي كرد كه قانون گرانش را در مقياس هاي بزرگ، رانشي ( دافعه ) (10) كند. اگر چنين چيزي رخ دهد، تمايل به جاذبه گرانشي ماده كه موجب كند شدن عالم مي شود، با يك دافعه كيهاني خنثي مي شود تا سرعت را افزايش دهد.
البته اين ترميم و اصلاح نيازمند اين است كه بپذيريم ثابت كيهان شناسي در وهله ی نخست ايده ی بدي نبود. اما نظريه مدرن درك تازه اي از آنچه كه رخ داده به دست مي دهد. در نظريه اصلي اينشتين، ثابت كيهان شناسي، در معادلات رياضي ظاهر مي شود تا گرانش و خميدگي فضا - زمان را تبيين كند و در حقيقت اصلاحي بر قانون گرانش وارد مي سازد. اما به همين سادگي مي توانست اين اصل را در طرف ديگر معادلاتش بنويسد، يعني در بخشي از نظريه كه ماده را توصيف و تبيين مي كند. در طرف ديگر معادلات اينشتين، ثابت معروف كيهان شناسي او به عنوان اصلي كه تبيين كننده ی چگالي انرژي خلأ است ظاهر مي شود. خلأيي كه انرژي دارد، ممكن است شگفت انگيز به نظر برسد. ولي در همين فصل قبلاً ‌با آن برخورد كرديم و اين دقيقاً همان چيزي است كه براي « تورم » ضروري است. در اولين روايت هاي نظريه تورم كيهاني، انرژي خلأ كه با يك گذار فاز ( اوليه ) آزاد شده، بعد از پايان دوره گذار اَبَر- انبساط، ناپديد مي شود. ولي ممكن است مقدار كوچكي از اين انرژي تاكنون باقي مانده باشد و همان باعث شود كه گرانش به جاي جاذبه، دافعه شود. اين عقيده كه انرژي خلأ ممكن است شتاب تندشونده هم به وجود آورد اين امكان را به ما مي دهد كه نظريه تورم را با زماني كه Ω به طور قابل ملاحظه اي كمتر از 1 باشد، وفق دهيم كه اگر فضا تخت بود بايد هم همين مقدار را مي داشت. از آنجا كه انرژي خلأ در عالم محفوظ مي ماند، گرانش مجبور مي شود به جاي جذب كردن، بيشتر دفع كند و فضا را حداقل به همان روشي كه ماده معمولي انجام مي دهد، خميده كند.
اگر عالمي داشته باشيم كه هم شامل انرژي خلأ و هم ماده باشد، آنگاه مي توانيم بدون كند شدن شتاب، فضايي تخت داشته باشيم كه در آن صورت تنها همان مدل معمولي فريدمان مورد نياز است.
ما هنوز واقعاً نمي دانيم كه عالم قطعاً در حال شتابدار شدن است و يا اينكه آيا انرژي خلأ وجود دارد و يا حتي مقدار دقيق Ω چند است. ولي چنين عقايدي در چند سال اخير هم به لحاظ نظريه و هم از نظر تجربي فعاليت هاي بسيار شديدي را برانگيخته است. به طوري كه نسل جديدي از اندازه گيري هاي جديد در حال به وجود آمدن است كه اگر درست عمل كنند مي تواند به تمام اين سؤالات پاسخ دهد.

پي‌نوشت‌ها:

1.Omega
2.recollapse
3.Allan Sandage
4.Inflation and flatness
5. Alan Guth
6.Phase transition
7.Crab
8.Pulsar
9.chandrasckhar
10.repulsive

منبع مقاله :
كلز، پيتر، ( 1390)، كيهان شناسي، مترجم: ناديه حقيقتي، تهران: بصيرت، چاپ اول 1390