نخستين بنيادهاي آموزه ي نسبيت عام

اينشتين نظريه نسبيت عام خود را در سال 1915 منتشر كرد. وي تقريباً در همان زمان، درصدد برآمد كه از چارچوب نظريه جديد خود براي توصيف رفتار كل كيهان، در مقياس بزرگ تر، استفاده كند. اما به خاطر نداشتن اطلاعات كافي از پيگيري اهدافش عاجز ماند.
كيهان واقعاً چيست؟ دانش اينشتين راجع به نجوم بسيار اندك بود اما براي ادامه كار بايستي پاسخ برخي از سؤالات اساسي را مي دانست. وي مطمئن بود كه فقط با فكر كردن نمي تواند بفهمد كه عالم چيست و چگونه رفتار مي كند و بايد حدسيات خود را با مشاهدات عيني توأم مي كرد.

سادگي و تقارن

شكي نيست كه نظريه نسبيّت عام داراي چارچوب مفهومي بسيار زيبايي است. حقيقت تلخ اين است كه اين نظريه حاوي دشوارترين نوع رياضياتي است كه تاكنون براي توصيف طبيعت به كار رفته است.
براي اينكه بيشتر متوجه اين پيچيدگي شويد، مي توانيد نظريه اينشتين را با نظريه نيوتن مقايسه كنيد.
در نظريه نيوتن، اساساً‌ فقط يك معادله رياضي وجود دارد كه بايد حل شود و آن معادله F=ma است كه نيروي وارد شده بر جسم (F) را به شتاب آن جسم ( a ) مرتبط مي كند و اين نسبتاً ساده به نظر مي رسد. اما تبيين گرانش در اين رويكرد عملاً بسيار سخت و پيچيده مي شود. علت اين است كه هر تكه از مواد موجود در كيهان روي ساير اجسام يك نيروي گرانشي اعمال مي كند. اين موضوع تا زماني كه حركت تنها متأثر از بر هم كنش دو جسم باشد ( مانند برهم كنش ميان خورشيد و زمين ) نسبتاً ساده است. اما وقتي اثر ساير اجسام را در نظر بگيريد همه چيز بسيار غامض و پيچيده مي شود. در حقيقت نظريه نيوتن در مورد حركت دو جسم در حال چرخش يك روش حل دقيق دارد اما براي حالت هاي پيچيده تر هيچ روش مشخص و حل دقيقي ندارد. حتي امكان حل براي سه جسم هم مقدور نيست.
كاربرد نظريه نيوتن براي تحليل حركت سيستم هايي شامل مجموعه اي از اجسام داراي گرانش بسيار سخت بوده و عموماً براي محاسبه آنچه كه رخ مي دهد نيازمند رايانه هاي قدرتمند است. تنها استثناء مربوط به زماني است كه سيستم شامل نوعي تقارن براي ساده سازي باشد. مثلاً يك كره و يا سيستمي كه مؤلفه هايي دارد كه به طور يكنواخت در فضا پخش شده باشد.
كاربرد گرانش نيوتن براي موقعيت هاي واقعي به خودي خود به اندازه كافي سخت هست اما در اين شرايط نظريه اينشتين كاملاً شبيه يك كابوس است. مثلاً نظريه نيوتن تنها شامل يك معادله است و اين در حاليست كه نظريه اينشتين هيچگاه كمتر از 10 معادله نيست كه همگي بايد همزمان حل شوند، به طوري كه هر معادله مجزاي آن، خود به تنهايي بسيار پيچيده تر از قانون ساده عكس مجذوري نيوتن است.
با توجه به هم ارزي ميان جرم و انرژي كه از طريق رابطه
قابل محاسبه است، همه ي صورت هاي مختلف انرژي، به نوعي گرانش خواهند داشت.
ميدان گرانشي حاصل از يك جسم خود صورتي از انرژي است و بنابر اين داراي گرانش نيز هست. فيزيكدانان چنين مسائل مرغ- تخم مرغي ( اينكه اول مرغ به وجود آمده يا تخم مرغ ) را مسائل غيرخطي مي نامند. كه اغلب منجر به مسائل بسيار پيچيده ي غيرقابل حل رياضي مي شوند و اين دقيقاً همان شرايطي است كه در نسبيت عام رخ مي دهد. راه حل هاي رياضي معادلات اينشتين بسيار محدود و نادر است به طوري كه حتي با در نظر گرفتن تقارن هاي خاص، چالش هاي بزرگي را پيش پاي رياضيدانان و كامپيوترها مي گذارد.
اينشتين مي دانست بدون در نظر گرفتن تقارن و يكنواختي در جهان نمي تواند اين معادلات را حل كند. تا سال 1915 تقريباً هيچ روش مطمئني وجود نداشت كه نشان دهد اجزاء كيهان چگونه توزيع و پخش شده اند و بسياري از منجمين فكر مي كردند كه راه شيري يك « جزيره ي كيهاني » است. برخي نيز اعتقاد داشتند كه راه شيري تنها يكي از اجرام بسياري است كه كم و بيش به طور يكنواخت در فضا توزيع شده اند. اين احتمال اخير بيشتر مورد توجه اينشتين قرار گرفت. راه شيري يك صفحه زشت از گاز، گرد و غبار و ستارگان است و به سختي مي توان آن را كل كيهان فرض كرد. لذا احتمال دوم بهتر به نظر مي رسد چرا كه مي توان راه شيري و ساير كهكشان ها را به صورت اجزاء ريزي در يك توزيع بزرگ و يكنواخت از مواد در نظر گرفت. اينشتين براي ترجيح دادن يكنواختي در مقياس بزرگ، دلايل فلسفي خاص خود را داشت كه از ايده ي موسوم به « اصل ماخ » نشأت مي گرفت. اگر كيهان در همه جهت و همه جا يكسان مي بود، او مي توانست نظريه كيهان شناختي خود را بر پايه اي استوار و با انتخاب يك چارچوب مرجع خاص كه به بررسي آثار گرانشي كمك مي كند، بنا نهد. لذا در ادامه راه، اينشتين با استفاده از مدارك و شواهد رصدي نسبتاً اندكي، تصميم گرفت كه براي سادگي تشريح رفتار كيهان، آن را همگن(1) فرض كند ( يعني در همه جا يكسان است ) دست كم در مقياسي بسيار بزرگ تر از خرده هاي قلنبه قلنبه ( منظور كهكشان ها ). وي همچنين كيهان را همسانگرد(2) فرض كرد (‌ يعني در همه جهات مشابه ديده شود ).
اين فرض هاي دوقلو با هم « اصل كيهان شناسي » را شكل مي دهند.

اصل كيهان شناسي

دو فرض همگني و همسانگردي به هم مرتبط هستند، اما با هم يكي نيستند. همسانگردي ضرورتاً شامل همگني نيست مگر با فرض اينكه ناظر در يك مكان خاص نباشد.
مي توان در هر توزيع متقارن كروي از مواد، همسانگردي را مشاهده كرد به شرطي كه در مركز آن توزيع قرار گيريم. يك فرش دوار با يك طرح تو در تو از حلقه هاي فشرده، تنها براي ناظري كه در مركز آن طرح قرار گرفته باشد همسانگرد به نظر مي رسد. اين اصل كه ما در يك نقطه ويژه از كيهان زندگي نمي كنيم به اصل كوپرنيكي معروف است، اشاره اي به اين امر كه كيهان شناسي مدرن مرهون تاريخ است. همسانگردي مشاهده شده و اصل كوپرنيكي با هم، مستلزم اصل كيهان شناسي اند.
راه شيري از ديد هر فردي كه در آسمان شب آن را رصد كرده باشد، به وضوح ناهمسانگرد است و به صورت دسته اي مجزا در ميان آسمان ديده مي شود. بنابراين جهاني شامل تنها يك راه شيري نمي تواند با اصل كيهان شناسي در تطابق باشد.
گرچه نام « اصل كيهان شناسي » سنگين به نظر مي رسد، نبايد درباره منشأ آن دچار توهم بود. اغلب اوقات، اصول توليد مي شوند تا بتوان هنگام كمبود اطلاعات تجربي، از آنها براي پيشرفت بيشتر كمك گرفت. اصل كيهان شناسي استثنايي بر اين قاعده نيست. اكنون اثبات شده كه اين حدس و فرض اساساً درست بود.
آنچه كه در دهه 1920 انتشار يافت حاكي از اين بود كه سحابي ها قطعاً خارج از كهكشان راه شيري هستند. مطالعات رصدي بيشتر در بزرگ مقياس از توزيع كهكشان ها و زمينه ريز موج كيهاني ثابت مي كنند كه كيهان در مقياس بزرگ يكنواخت است. اخيراً بسياري از اختر فيزيك دان ها در توافق با اين موضوع دلايل قانع كننده اي پيرامون تقارن خاصي كه كيهان دارد مطرح كرده اند. اساس اعجاب انگيز يكنواختي در بزرگ مقياس « مسئله افق » نام گرفته است كه از نتايج تورم كيهاني است.

بزرگ ترين اشتباه اينشتين

با مجهز شدن به اصل كيهان شناسي، اينشتين مي توانست مدل هاي رياضي سازگار با خودي از كيهان بسازد. البته خيلي زود با يك مسئله مشكل مواجه شد و آن نتيجه ي گريزناپذيري از نظريه خودش بود بدان معنا كه حل هر معادله او كه شامل اصل كيهان شناسي بود، مي بايست داراي فضا- زمان متحرك و ديناميكي باشد. يعني اينكه براي او غيرممكن بود، مدلي از كيهان بسازد كه پايا ( استاتيك ) باشد و با زمان تغيير نكند. نظريه او به كيهاني نياز داشت كه يا در حال انبساط باشد و يا در حال انقباض، اگرچه نمي گفت كه كدام يك از اين دو احتمال رخ خواهد داد. اينشتين دانش كافي نسبت به نجوم نداشت، اما راجع به حركات ميان ستارگان چيزهايي پرسيده بود. شايد به اين دليل كه او سؤال را اشتباه پرسيده بود. به هر حال به اين جواب رسيد كه به طور ميانگين ستارگان نه به خورشيد نزديك مي شوند و نه از آن دور مي شوند. البته در كهكشان ما اين واقعاً درست است اما شواهد نشان مي دهد كه اين حالت براي ساير كهكشان ها رخ نمي دهد.
اينشتين آن چنان متقاعد شده بود جهان ايستا است كه براي اصلاح معادلاتش به عقب بازگشت. او فهميد كه مي تواند با تغييراتي جزيي، خصوصيات اصلي آن معادلات را حفظ كند و در عين حال بتواند مدل هاي كيهان شناسي در حال انبساط و يا در حال انقباض را توصيف كند. اصلاحي كه او به وجود آورد، « ثابت كيهان شناسي » ناميده مي شود. اين دوره جديد در نظريه او نمايانگر يك تغيير در رفتار گرانش در بزرگ مقياس است.
ثابت كيهان شناسي اجازه مي دهد كه فضا با گذشت زمان منبسط و يا منقبض شود و مي تواند متناسب با نظريه به گونه اي تنظيم شود كه ميزان دقيق انقباض و يا انبساطي را كه لازم است كيهان داشته باشد، برآورده سازد و با رضايت از اين اصلاح زماني، اينشتين به ساختن مدل كيهان شناسي استاتيك خود كه در سال 1917 منتشر كرد، ادامه داد. چند سال بعد در 1929، هابل نتايجي را منتشر كرد كه نشان مي داد كيهان اصلاً و ابداً ايستا نيست و در حال انبساط است. حال مدل عام اينشتين ديگر تنها به لحاظ تاريخي جالب توجه بود. بدون نياز به جلوگيري از انبساط جهاني ديگر لازم نبود كه او ثابت كيهان شناسي به وجود آورد. در سال هاي پايان عمر اينشتين از اين حادثه مهم به عنوان بزرگ ترين اشتباهي كه او در علم به وجود آورد، ياد مي كرد.
اين توضيحات و تفاسير عموماً به خود ثابت كيهان شناسي اشاره دارد اما اشتباه واقعي اين بود كه او نتوانست انبساط جهان را پيش بيني كند. اگرچه تا همين اواخر بيشتر كيهان شناسان از اينكه ثابت كيهان شناسي را در مدل هايشان لحاظ كنند ناراضي و ناخشنود بودند، ثابت كيهان شناسي هرگز واقعاً از دور خارج نشد و در پس زمينه و در خفا مانند خويشاوند ديوانه اي كه در اتاق زير شيرواني زندگي مي كند به بقاي خود ادامه داد.

مدل هاي فريدمان

اينشتين تنها دانشمندي نبود كه در سال هاي پس از انتشار نظريه نسبيت عام در سال 1915، به كيهان شناسي روي آورد. يكي ديگر از آن افراد، يك فيزيكدان گمنام روسي به نام الكساندر فريدمان بود. در واقع اين، اينشتين نبود كه مدل هاي رياضي انبساط جهان را توسعه داد بلكه فريدمان بود كه پايه هاي كيهان شناسي مدرن انفجار بزرگ را شكل داد. دستاوردهاي او در اين باب، از همه كارهاي ديگرش برجسته است زيرا محاسباتش را در شرايطي بسيار سخت و در خلال محاصره پتروگراد، انجام داد. فريدمان در 1925 قبل از اينكه كارش ( منتشر شده در1922 )مورد هرگونه شناسايي بين المللي قرار گيرد، دار فاني را وداع گفت. بعداً استالين مؤسسه اي را كه او در آن كار مي كرد تصفيه كرد. چندي بعد يك كشيش بلژيكي، جرج لوميتر (3) به طور اتفاقي، نتايج مشابهي به دست آورد. اين انديشه ها از طريق لوميتر منتشر شد و كل اروپاي غربي را در بر گرفت.
ساده ترين مدل هاي فريدمان از خانواده ويژه حل هاي معادلات اينشتين هستند كه به دليل وجود اصل كيهان شناسي و با اين فرض كه ثابت كيهان شناسي وجود ندارد، برقرارند. اصل كيهان شناسي سهم بسزايي در اين مدل ها ايفا مي كند.
در نظريه نسبيت فضا و زمان مطلق نيستند. توصيف رياضي اين دو منظر از وقايع يك فضا زمان چهار بعدي پيچيده را در بر مي گيرد كه ادراك و تصور ذهني آن بسيار سخت است. در كل، نظريه اينشتين راهكار صريحي براي مجزا كردن فضا و زمان از يكديگر به دست نمي دهد. ناظران مختلف، مي توانند راجع به زمان وقوع حوادث نظرات متفاوتي داشته باشند، كه اين به حركت آنها و نيز ميدان هاي گرانشي اطرافشان بستگي دارد. اگر اصل كيهان شناسي به كار رود، آنگاه راهكار خاصي براي فكر كردن راجع به زمان وجود خواهد داشت كه تمام اين مشكلات را به سادگي رفع مي كند. اگر كيهان در همه جا، چگالي يكساني داشته باشد ( يعني همگن باشد )، آنگاه چگالي ماده، خود، معرف نوعي ساعت خواهد بود. اگر كيهان، منبسط شود، آنگاه فاصله ميان ذرات افزايش مي يابد و در نتيجه چگالي ماده كاهش مي يابد و زمان بعدي معادل كم شدن چگالي ماده است. به همين ترتيب چگالي بالاتر نشان دهنده زمان قبل تر است. ناظران در هر جا از كيهان مي توانند، ساعت هايشان را با چگالي محلي مواد اطراف تنظيم كنند، بنابر اين تمام اين ساعت ها كاملاً همزمان مي شوند. و يك همزماني عالي و كامل به راحتي قابل حصول خواهد بود. معيار زماني كه از اين طريق به دست مي آيد، معمولاً « ويژه زمان كيهان شناختي » (4) ناميده مي شود.
از آنجا كه چگالي در همه جا يكسان است، و چگالي جرم و يا انرژي است كه تعيين كننده انحناي فضا در معادلات اينشتين است.
اصل كيهان شناسي، تبيين علت انحناي ناشي از گرانش فضا را هم ساده كرده است. فضا مي تواند داراي انحنا شود. اما اين انحنا بايد در تمام نقاط يكسان و به يك شكل باشد. چنين اتفاقي تنها در سه حالت رخ مي دهد.
آشكارترين راه براي داشتن يك انحناي مشابه در تمام نقاط، اين است كه در هيچ نقطه اي انحنا وجود نداشته باشد كه اين حالت به كيهان تخت موسوم است. در يك كيهان تخت، نور به خط مستقيم سير مي كند و تمام قوانين هندسه اقليدسي حاكم است. درست همان چيزي كه در جهان معمولي رخ مي دهد. اما اگر فضا خميده نباشد چه بر سر گرانش آمده است؟ در كيهان تخت ماده وجود دارد پس چرا به فضا انحنا نمي دهد؟ جواب اين است كه جرم عالم فضا را خم مي كند، اما دقيقاً با انرژي ناشي از انبساط كيهان همديگر را خنثي مي كنند. يعني ماده و انرژي اثرات گرانشي يكديگر را خنثي مي كنند.
در هر حال با وجود اينكه فضا مي تواند تخت باقي بماند، اما فضا- زمان هنوز خميده است. عالم تخت، آشكارا خاص است زيرا به يك موازنه خيلي دقيق ميان انبساط و جاذبه گرانشي ماده نيازمند است. زماني كه اين دو در توازن نباشند دو راهكار ديگر وجود خواهد داشت. اگر كيهان چگالي ماده بالايي داشته باشد، آنگاه اثر گرانشي مواد داخل آن برنده خواهند شد و فضا را به داخل خود مي كشند. مانند يك تصوير سه بعدي از سطح يك كره. از نظر رياضي انحناي فضا در چنين حالتي، مثبت خواهد بود. در اين حالت ( عالم بسته )، پرتوهاي نور واقعاً بر روي يكديگر همگرا مي شوند.
با وجود اينكه يك عالم تخت، مي تواند در همه جهات به طور نامحدودي گسترده شود. عالم بسته محدود است. اگر از سويي به بيرون برويد پس از چندي دوباره به همان جايي كه حركت را آغاز كرديد، خواهيد رسيد.

(5) فضاي باز، بسته و تخت در 2 بعد در يک فضاي دو بعدي تخت ( وسطي ) قوانين هندسه اقليدسي حاکم اند. در اين حالت جمع زواياي داخلي يک مثلث 180 درجه است. در يک فضاي بسته مانند يک کره ( تصوير پايين ) مجموع زواياي داخلي مثلث از 180 درجه بيشتر مي شود. در حالي که در يک فضاي باز ( نظير يک زين اسب که در بالاي تصوير نشان داده شد ) از 180 درجه کمتر است.
جايگزين ديگر، عالم باز است. اين عالم هم نامحدود است اما، تصور كردن آن بسيار سخت تر از حالت بسته است، زيرا انحناي فضا منفي است. در اين مثال پرتوهاي نور واگرا هستند ( همان طور كه در تصوير 5 به صورت مثالي 2 بعدي نشان داده شده است). رفتار فضا در اين مدل ها، روش ظاهر شدن آنها در زمان را منعكس مي كند. عالم بسته يك فضاي محدود است كه يك دوره زماني محدود هم دارد. اگر كيهان هر لحظه در حال انبساط و در عين حال بسته باشد، انبساط به زودي در آينده از بين خواهد رفت و بالاخره انبساط عالم متوقف و در خود فرو خواهد رمبيد. مدل هاي باز و تخت تا ابد انبساط خواهند يافت. در مدل هاي فريدمان، گرانش همواره به رويارويي با انبساط عالم در مي آيد، اما تنها در مدل بسته، گرانش مي تواند بر انبساط چيره شود.
مدل هاي فريدمان بيشتر قسمت هاي نظريه انفجار بزرگ را پي ريزي كرده اند اما كليد بزرگ ترين ضعف آن را هم در بر مي گيرند. چنانچه ما از اين محاسبات براي معكوس كردن انبساط عالم استفاده كنيم و زمان را به عقب برگردانيم تا به وضعيت كنوني كيهان برسيم، عالم را لحظه به لحظه چگال تر مي بينيم. اگر همين طور بيشتر و بيشتر به عقب بازگرديم، رياضيات در درون تكينگي مي افتد.

طبيعت تكين گرانش

تكينگي در رياضيات، يك خاصيت مبهم است كه در آن ارزش عددي يك كميت خاص، بي نهايت مي شود. به عنوان يك مثال بسيار ساده، محاسبه نيروي گرانشي نيوتني وارده از طرف يك جسم بسيار چگال بر ساير ذرات را در نظر بگيريد. اين نيرو با مجذور فاصله ميان دو جسم رابطه معكوس دارد. لذا چنانچه بخواهيد نيرويي ميان اجسامي را كه در فاصله صفر از هم قرار دارند محاسبه كنيد، نتيجه حاصل، بي نهايت مي شود.
تكينگي ها هميشه مسائل رياضي جدي نيستند، بلكه گاهي اوقات تنها نتيجه انتخاب يك مختصات نامناسب اند. به عنوان مثال در نقشه هاي اطلس چيزي عجيب و شبيه به تكينگي رخ مي دهد اين نقشه ها در همه جا ملموس به نظر مي رسند تا زماني كه چشم شما به نزديكي قطب ها مي رسد.
در يك نمايش استوايي، قطب شمال آن گونه كه بايد به صورت يك نقطه ديده شود، نيست بلكه به صورت يك خط مستقيم كه در بالاي نقشه پهن شده، ديده مي شود. اما اگر شما به قطب شمال سفر مي كرديد هيچ چيز متفاوت و فاجعه آميزي نمي ديديد. ابهامي كه باعث مي شود اين نقطه ظاهر گردد، مثالي از يك مختصات تكينه است كه مي توان با تغيير نوع نگرش اين تكينگي را از بين برد و اين در حاليست كه تلاش شما در رفع تكينگي هيچ اختلالي را به وجود نخواهد آورد.
در نسبيت عام تكينگي ها، با از بين بردن كثرت وقوع جواب ها در معادلات، رخ مي دهند. برخي از آنها تكينگي هاي ناشي از مختصات هستند مانند همان نمونه اي كه شرح دادم كه البته اين دسته از تكينگي ها خيلي هم جدي نيستند و به راحتي قابل رفع هستند. اگر چه نظريه اينشتين از اين جهت خيلي خاص است كه وجود تكينگي هاي واقعي را پيش بيني مي كند. اين تكينگي ها زماني رخ مي دهند كه مقادير فيزيكي واقعي اي كه همچنان بايد بهتر شناخته شوند مانند چگالي ماده يا دما بي نهايت مي شود. انحناي فضا- زمان هم خود مي تواند در موقعيت هاي خاصي بي نهايت شود. به عقيده بسياري از فيزيكدانان، وجود چنين تكينگي هايي، گوياي آن است كه برخي از اصول بنيادي فيزيك كه اثر گرانشي ماده اي با چگالي بي نهايت را توصيف مي كنند، خارج از درك ماست. اين احتمال وجود دارد كه نظريه گرانش كوانتوم بتواند، فيزيكدانان را قادر سازد تا آنچه را كه در اعماق درون يك سياهچاله رخ مي دهد، محاسبه كنند بدون اينكه تمام مقادير رياضي بي نهايت مي شوند.
خود اينشتين در سال 1950 نوشت:
اين نظريه براساس جداسازي مفاهيم ميدان گرانشي و ماده پايه ريزي شده است در عين اينكه اين امر مي تواند براي ميدان هاي ضعيف معتبر باشد، ممكن است به جرئت بتوان گفت كه براي چگالي هاي بالا اصلاً درست نيست. بنابراين شخص نمي تواند همان معادلات را براي چگالي هاي بالا معتبر بداند و تنها اين احتمال وجود دارد كه در يك نظريه همسان شده چنين تكينگي اي وجود نخواهد داشت.
احتمالاً‌ مشهورترين مثال تكينگي در مركز يك سياهچاله است. اين مورد در حل اصلي شوارتزشيلد مربوط به يك چاله با تقارن كامل كروي ظاهر مي شود. طي ساليان متمادي فيزيكدانان تصور مي كردند كه وجود چنين تكينگي اي احتمالاً مربوط به طبيعت خاص و ساختگي اين حل كروي است. تا اينكه، در يك سري از پيش بيني هاي رياضي، راجر پنرز(5) و سايرين نشان دادند كه هيچ تقارن خاصي نياز نيست و اين تكينگي ها در هر جايي كه اجرام تحت تأثير گرانش خودشان مي رمبند(6)، ظاهر مي شوند.
نظريه نسبيت عام، گويي براي عذرخواهي از پيش بيني اين تكينگي ها، در وهله ي نخست نهايت كوشش خود را با پنهان كردن آنها از ما انجام داد. يك سياهچاله شوارتزشيلد توسط يك افق رويداد(7) محاصره شده است كه بطور مؤثر ناظران بيروني را از اين تكينگي حفظ مي كند. چنين تصور مي شود كه تمام تكينگي ها در نسبيت عام به همين روش محافظت مي شوند و به اصطلاح تكينگي هاي برهنه از لحاظ فيزيكي واقعي به نظر نمي رسند.
تا اينكه در دهه 1960، كارهاي راجر پنرز راجع به خواص رياضي تكينگي سياهچاله ها مورد توجه استفن هاوكينگ، كسي كه تلاش داشت آنها را در جاهاي ديگر به كار برد، قرار گرفت. پنرز آنچه را كه پس از رمبش يك شيء بر اثر گرانش اش رخ مي دهد تشريح كرد. هاوكينگ علاقمند بود بداند كه آيا اين ايده ها مي توانند به فهم اين امر كمك مي كنند كه در گذشته چه اتفاقي براي سيستمي مانند جهاني كه اكنون در حال انبساط شناخته شده روي داده است. هاوكينگ درباره اين موضوع با پنرز تماس گرفت، و آن دو با هم روي مسئله تكينگي كيهان شناسي، كه اكنون شناخته شده است، كار كردند. آنها نشان دادند كه مدل هاي عالم در حال انبساط وجود يك تكينگي را در لحظات بسيار اوليه عالم، پيش بيني مي كند كه در آن حرارت و چگالي بينهايت مي شود. بدون توجه به اينكه عالم باز، بسته و يا تخت باشد، يك مانع بنيادي در درك ما وجود دارد؛ در آغاز بينهايت وجود داشت.
اغلب كيهان شناسان تكينگي انفجار بزرگ را همانند تكينگي سياهچاله، تفسير مي كنند. به عبارت ديگر، معادلات اينشتين به دليل وجود حالات فيزيكي بينهايت در برخي از نقاط عالم اوليه، با شكست مواجه مي شود. اگر چنين باشد، آنگاه تنها اميد براي درك مراحل اوليه انبساط عالم، دستيابي به يك نظريه بهتر است. از آنجا كه چنين نظريه اي نداريم، انفجار بزرگ، ناكامل است. به خصوص از آنجا كه براي اينكه بدانيم عالم باز است يا بسته لازم است كه بدانيم ميزان انرژي كل عالم چقدر است. تنها به وسيله نظريه، نمي توانيم تشخيص دهيم كه كدام يك از اين بديل ها توصيفات « درست »ي هستند. اين نارسايي اثباتي است بر اينكه براي انفجار بزرگ كلمه « مدل » مناسب تر از « نظريه » است. عدم دانش به لحظات اوليه عالم دليلي است براي اينكه كيهان شناسان هنوز قادر به پاسخ دادن به برخي از سؤالات اساسي، نظير اينكه آيا عالم تا ابد انبساط مي يابد، نباشند.

پي‌نوشت‌ها:

1.homogeneity
2.isotropic
3.Georges Lemaître
4.Cosmological prorer time
5.Roger Penrose
6.Collaps
7.Event horizon

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