اتم هاي سبک؛ شاهدي ديگر بر مهبانگ
نويسنده: رضا منصوري
تابش زمينه کيهاني کشف قاطعي بود در تأييد نظريه ي مهبانگ يا انفجار بزرگ، اما اگر تنها همين تأييد بود مخالفان اين نظريه به سادگي دست از مخالفت نمي کشيدند. به ويژه که اين کشف در ابتدا هنوز کامل نبود و تابش زمينه ي کيهاني در تمام طول طيف الکترومغناطيس تأييد نشده بود. همين کشف اما باعث شد تعداد بيشتري فيزيک دان و اختر فيزيک دان به مسايل کيهان شناسي رو بياورند و کشفهاي جديدي انجام بدهند که تأييدي قوي تر براي نظريه ي انفجار بزرگ يا مهبانگ به دست مي دادند. زمينه عمده ي ديگري در تأييد مهبانگ وجود عناصر مختلف در عالم بود. براي شناخت چگونگي تحول اين عنصر ها لازم بود تعداد قابل توجهي فيزيک دان هسته اي به مسئله هاي کيهان شناسي رو بياورند که کشف تابش زمينه ي کيهاني اين اشتياق را به وجود آورد. به همين علت است که مي بينيم در نيمه ي دوم دهه ي 1960/1340 تحول عمده اي در شناخت چگونگي تشکيل هسته ي اتم ها در ابتداي عالم، يا علم هسته زايي، پيدا شد. اين بازمانده هاي کيهاني اوليه چگونه به وجود آمدند و چگونه مي توان آن ها را تشخيص داد؟
فوتون هاي اوليه تنها بازمانده هاي رويدادهاي اوايل مهبانگ نيستند. ديديم که چگونه انبساط عالم باعث سرد شدن يا کاهش دماي کيهان مي شود. در ابتداي مهبانگ، يعني حدود زمان پلانک که برابر با 43- 10 ثانيه است، کيهان به قدري داغ است که همه ي ميدان هايي که مي شناسيم در هم ادغام يا متحد شده اند. يعني برهم کنش هاي الکترومغناطيسي و هسته اي ضعيف و قوي به گونه اي متحدند که گويي تنها يک ميدان داريم. کيفيت اين ميدان در نظريه ي استاندارد ذرات بنيادي توضيح داده مي شود. پس از اين که کيهان قدري سرد شد. ابتدا نيروي هسته اي قوي، بهتر است بگوييم برهم کنش هسته اي قوي، از دو بر هم کنش ديگر، که آن را الکتروضعيف مي ناميم، جدا مي شود. هنوز مدتي طول مي کشد تا اين دو نيز از هم جدا شوند و ما سه بر هم کنش را به صورت مجزا در کيهان داشته باشيم. از اين پس است که فوتون، نوترينو، الکترون، پروتون، و نوترون حضور دارند و صحبت از آن ها معني پيدا مي کند. همه ي اين رويدادها تا يک ثانيه بعد از مهبانگ به وقع پيوسته است. توجه کنيد که يک ثانيه براي موجودات زميني زمان کوچکي است، اما اگر واحد زمان را زمان پلانک، يعني 10 به توان 43- بر ثانيه بگيريم، آنگاه 1 ثانيه را مي توانيم 10 به توان 45 برابر واحد زمان پلانک بگيريم که عدد بسيار بزرگي است!
مي بينيد که نسبت ها چقدر اهميت دارد و طول و جرم و زمان مطلق ما زميني ها در رويدادهاي کيهاني گاهي چقدر بي معني است! نخستين اتم ها بسيار ديرتر ايجاد شدند، حدوداً زماني که عالم چند ثانيه سن داشت! اما مگر ما اين اتم هاي اوليه را مي بينيم که آن ها را شاهدي بر وجود مهبانگ بدانيم؟!
ما روي زمين عناصري مي بينيم مثل هيدروژن، اکسيژن، نيتروژن، و فلزاتي مانند آهن، مس، طلا، و آلومينيوم؛ يعني عناصر سنگين و سبک، چه عناصري در عالم دوردست وجود دارند و چگونه به آن ها دسترسي داريم؟ از يک طرف سنگ هاي آسماني اند که به زمين مي افتند که البته از داخل منظومه ي شمسي مي آيند در آن ها هم عناصر سنگين، مشابه آنچه روي زمين هست، مي يابيم. تنها دسترسي مستقيم ما به سطح ماه و در آينده به بعضي از سيارات خواهد بود. عناصري که در منظومه ي شمسي مي يابيم همان هايي اند که روي زمين يافت مي شوند و کما بيش با همان فراواني. اين مواد حدود 4/5 ميليارد سالي که منظومه ي شمسي به وجود آمده است وجود داشته اند و در منظومه ي شمسي حفظ شده اند راهِ يافتن مواد موجود در مکان هاي دور دست عالم چيست؟ جاهايي که دسترسي مستقيم به آن ها امکان ندارد، در ستاره هاي ديگر، و کهکشان هاي ديگر؟ تنها اطلاعاتي که ما از نقاط دور دست دريافت مي کنيم از طريق نور، يا کلي تر بگوييم امواج الکترومغناطيسي، از اجرام آسماني است. اين نور اطلاعات بسياري در اختيار ما مي گذارد، مثلاً از طريق طيف نگاري.
مي دانيم که اگر نور، يعني نور سفيد، را از منشوري عبور بدهيم به رنگ هاي مختلف مي شکند و به زبان طيف نگاري به طول موج هاي مختلف تفکيک مي شود. اين سنگ بناي طيف نگاري است. طيف ها، بسته به اين که نور از کجا آمده باشد، ممکن است بسيار پيچيده باشند و شناخت آن ها کاري به مراتب دقيق تر از انگشت نگاري است. امروز طيف نگاري بخشي مهم از علم فيزيک است. هر ماده اي در شرايط خاص، در دماي خاص، طيف مشخصي دارد که مي توان آن را مثلاً در آزمايشگاه توليد کرد و آن وقت طيف نور يک ستاره يا کهکشان را با آن مقايسه کرد. به اين ترتيب مي توان حضور هر ماده اي را در هر ستاره کشف کرد. علت وجود اين طيف ها، وجود ترازهاي مختلف انرژي يا، به زبان ديگر، مدارهاي مختلف الکترون ها در اتم است؛ و هر اتم در هر دمايي از خودش تابش الکترومغناطيسي مشخصي گسيل مي کند که ناشي از جهش الکترون ها بر اثر گرما از حالتي به حالت ديگر است. همين اثر «انگشت» ماده است که ما در طيف نور گسيل شده از اعماق آسمان کشف مي کنيم و از آنجا به حضور مواد مختلف پي مي بريم. اگر در ستاره اي هيدروژن يا هليوم وجود داشته باشد از ديدن خطوط روشني در طيف ستاره، که مشخصه ي هيدروژن يا هليوم است، به وجود آن ها پي مي بريم. حتي شدت نسبي اين دو عنصر، يا فراواني نسبي آن ها، را مي توان از روي طيف تشخيص داد.
به همين دو عنصر اصلي توجه کنيد. نسبت هليوم به هيدروژن در ستاره هاي مختلف است و اين نسبت در گاز هاي داخل کهکشان نيز مقدار ديگري دارد. علت اين است که در داخل ستاره ها به علت گرماي زياد انواع واکنش هاي هسته اي رخ مي دهد. هيدروژن به هليوم و هليوم به عناصر سنگين تر مثل کربن يا حتي عناصر سنگين تر از نوعي که روي زمين يافت مي شود، تبديل مي شود. پس اگر به ستاره اي نگاه کنيم که در عرف نجوم پير است بايد در آن هليوم کمتري ببينيم تا آنچه که در فضاي ميان ستاره ها يا ميان کهکشان ها وجود دارد، زيرا مقدار هليوم در آنها ثابت مي ماند؛ نه ديگر ايجاد مي شود و نه از بين مي رود. اما اگر به ستاره هاي جوان تر نگاه کنيم، يا به گازهاي ميان ستاره اي که نور ستاره ها را جذب مي کند،آنگاه برآورد دقيقتري داريم که چقدر هليوم در عالم هست.
مي دانيم که عمده ي ماده ي عالم هيدروژن است و عناصر سنگين تر بسيار کم اند و درصد بسيار کمي از ماده ي کل عالم را تشکيل مي دهند. از کل ماده ي مرئي عالم 25 درصد هليوم است و فقط 2 درصد عناصر سنگين تر. اين مقدار هليوم با هليومي که در ستاره ها مي توانست ايجاد بشود نمي خواند. نتيجه گيري اين بود که مقدار هليوم مي بايست در شرايط خاصي در عالم به وجود آمده باشد. چون توليد هليوم در ستاره ها کافي نيست پس مي بايست در شرايطي توليد شده باشد که هنوز کهکشان ها و ستاره ها به وجود نيامده بودند. پس هر نظريه اي براي عالم بايد بتواند وجود اين مقدار هليوم را توجيه کند نظريه اي که بخواهد وجود هليوم را از راهِ توليد ستاره ها توجيه کند، مطرود است.
تابش زمينه ي کيهاني با مقدار هليوم بي ارتباط نيست. هر دو به شرايطي از عالم مربوط اند که ثانيه هاي پس از انفجار بزرگ مي توانسته ايجاد بشود. ژرژ گاموف در عمل با استفاده از همين واقعيت و فرض کردن مقدار هليوم موجود در عالم به دماي تابش زمينه ي کيهاني دست يافت. اما تازه پس از کشف تابش زمينه بود که، همان طور که قبلاً گفتم، فيزيک دانانان بسياري به کيهان شناسي رو آوردند. در اين ميان، فيزيک دانان فيزيک اتمي و هسته اي به محاسبه ي مقدار هليوم 3 هليوم 4 و دوتريوم، از اتم هاي اوليه موجود در عالم، و همچنين عناصر سنگين تر پرداختند. براي توليد اين عناصر دماها و چگالي بسيار زياد لازم بود. از اين رو، همه ي اين کيهان شناسان به صراحت يا به طور ضمني نظريه اي مهبانگ را فرض مي کردند. مهم تري روشي که کيهان شناسان براي اندازه گيري چگالي ماده ي موجود در عالم به کار مي برند. همين اندازه گيري فراواني نسبي عناصر سبکي چون هيدروژن، هليوم، ليتيوم، بريليوم، و بُر است. اين عناصر سبک در لحظات اوليه ي انفجار بزرگ به وجود آمده اند. در اين ميان، هليوم، بعد از هيدروژن، از همه فراوان تر و مشهودتر است. بنابراين بايد شاخص خوبي براي شناخت شرايط اوليه ي عالم در آن لحظات باشد. مشکل بزرگي که در اندازه گيري فراواني اين عناصر سبک موجود در عالم فعلي در انفجار بزرگ توليد نشده اند. ستاره ها ميلياردها سال است که هيدروژن را به هليوم، هليوم را به کربن، و کربن را به عناصر سنگين تر تبديل مي کنند. عناصر ديگر هم در شرايط خاصي درون ستاره ها توليد مي شوند. براي اين که بتوانيم بگوييم چقدر هليوم در مهبانگ توليد شده است بايد محصول کار ستاره ها را از کل هليوم موجود کم کنيم.
خوشبختانه دوتريم، يعني ايزوتوپ هيدروژن، از اين قاعده مستثناست. دوتريم، هر چند در بعضي از ستاره ها توليد مي شود، فوراً به ايزوتوپ هاي هليوم تبديل مي شود. به نظر مي رسد فراواني دوتريوم در عالم، از مهبانگ تاکنون، افزايش نيافته است. البته چگالي دوتريوم توليد شده در مهبانگ در ستاره ها تغيير کرده است؛ زيرا ستاره ها از هيدروژن دوتريوم و از دوتريوم هليوم مي سازند و از آن نور و گرما توليد مي کنند اما دوتريوم موجود در سحابي ها - که درون آن ها هيچ واکنش هسته اي روي نمي دهد - همان دوتريوم مهبانگ است.
اندازه گيري فراواني نسبي دوتريوم در عالم مزيت مهم ديگري نيز دارد؛ مقدار دوتريوم به شدن به چگالي عالم در دقايق اوليه ي مهبانگ حساس است. دوتريوم از اضافه شدن يک نوترون به پروتون يا همان هسته ي اتم هيدروژن ساخته مي شود. اگر چگالي نوترون زياد باشد ممکن است يک نوترون ديگر هم به اين مجموعه اضافه شود و هسته ي تريتيوم را بسازد. تريتيوم ناپايدار است و بعد از اندک زماني يکي از نوترون هايش وامي پاشد و به پروتون تبديل مي شود. حاصل اين واکنش ها، هسته اي است که دو پروتون و يک نوترون دارد و از ايزوتوپ هاي هليوم است. بنابراين هر چه چگالي دوتريوم فعلي کمتر باشد نشان از زياد بودن چگالي نوترون ها در مهبانگ دارد.
با تمام اين مزيت ها دوتريوم موجود در عالم به راحتي آشکار پذير نيست. دوتريوم هيچ خط طيفي در ناحيه ي مرئي ندارد. از رصد خط گاماي ليمان دوتريوم در ناحيه ي فرابنفش مي توان به مقدار ماده ي موجود در عالم پي برد. به اين ترتيب، اين شاخص ها شاهدي نيز بر حضور ماده ي تاريک و انرژي تاريک در کيهان است.
اما برگرديم به اصل قضيه، دوتريوم روي زمين، در آب درياها هم هست. آيا اين مقدار با مقدار موجود در عالم يا ستاره ها يکي است؟ خير! دوتريوم روي زمين بسيار بيشتر از آن چيزي است که از ستاره ها مي دانيم، چه به صورت رصدي و چه از روي محاسبات. آزمايش هايي که با آپولو 11، که روي ماه نشست، انجام شد به حلّ اين معما خيلي کمک کرد. فضانوردان آپولو 11 ورقي فلزي را در معرض باد خورشيدي قرار دادند. باد خورشيد مجموعه اي از ذرات بنيادي مانند پروتون ها و ديگر ذرات و عناصر است که از سوي خورشيد گسيل مي شود. اين صفحه را به زمين آوردند تا ببينند که چه موادي در باد خورشيدي بوده که روي فلز نشسته است. اين آزمايش نشان داد که مقدار دوتريوم، در فضاي خارج از زمين در همان حدودي است که پيش بيني مي شد و در ستاره ها هم هست؛ يعني حدود يک دهم دوتريوم موجود در زمين. اين آزمايش قوّت قلب خوبي بود براي کيهان شناسان زيرا ديدند که حدس شان درباره ي دوتريوم دست است، اين آزمايش ها در سال 1352 دوباره تأييد شدند. در اين سال ماهواره ي کُپرنيک بيرون از سطح زمين باز هم نمونه هايي به زمين آورد که آزمايش شدند.
بنابراين مقدار دوتريوم، و دقيق تر بگوييم نسبت مقدار هليوم به دوتريوم، نشان گري عمده است براي تحقيق درباره نظريه ي انفجار بزرگ است که اين نسبت را به درستي پيش بيني مي کند. دو داده ي رصدي ديگر نيز از کهکشان دوردست اين امر با تأييد مي کند. وقتي کهکشاني دوردست را رصد مي کنيم يعني نوري از آن دريافت مي کنيم که ميلياردها سال پيش از آن گسيل شده است. پس در آن هنگام تابش زمينه ي کيهاني، يعني گاز فوتوني مانده از مهبانگ، گرم تر بوده است. در اين رصدها يکي کهکشاني با انتقال به سرخ 3 و ديگري با انتقال به سرخ 2/3، اولي با دماي تابش زمينه اي برابر T=12 کلوين و دومي با دماي T=10 کلوين، طيف نگاري شد و جالب اين که همان نسبت کيهاني هليوم به دوتريوم در آن ها رصد شد.
تا به اينجا اين دو کشف عمده، تابش زمينه و نسبت هليوم به دوتريوم، تأييدي مهم بر نظريه ي مهبانگ اند. اين نه به اين معني است که همه چيز را در کيهان شناسي مي فهميم، بلکه اين تأييد مي گويد که ظواهر امر نشان مي دهند مدل عالم بايد از نوع انفجار بزرگ باشد؛ دست کم در زمان هايي که هسته زايي انجام مي شود بايد مانند مدل ساده ي مهبانگ عمل کند.
منبع: ماهنامه نجوم شماره 204
فوتون هاي اوليه تنها بازمانده هاي رويدادهاي اوايل مهبانگ نيستند. ديديم که چگونه انبساط عالم باعث سرد شدن يا کاهش دماي کيهان مي شود. در ابتداي مهبانگ، يعني حدود زمان پلانک که برابر با 43- 10 ثانيه است، کيهان به قدري داغ است که همه ي ميدان هايي که مي شناسيم در هم ادغام يا متحد شده اند. يعني برهم کنش هاي الکترومغناطيسي و هسته اي ضعيف و قوي به گونه اي متحدند که گويي تنها يک ميدان داريم. کيفيت اين ميدان در نظريه ي استاندارد ذرات بنيادي توضيح داده مي شود. پس از اين که کيهان قدري سرد شد. ابتدا نيروي هسته اي قوي، بهتر است بگوييم برهم کنش هسته اي قوي، از دو بر هم کنش ديگر، که آن را الکتروضعيف مي ناميم، جدا مي شود. هنوز مدتي طول مي کشد تا اين دو نيز از هم جدا شوند و ما سه بر هم کنش را به صورت مجزا در کيهان داشته باشيم. از اين پس است که فوتون، نوترينو، الکترون، پروتون، و نوترون حضور دارند و صحبت از آن ها معني پيدا مي کند. همه ي اين رويدادها تا يک ثانيه بعد از مهبانگ به وقع پيوسته است. توجه کنيد که يک ثانيه براي موجودات زميني زمان کوچکي است، اما اگر واحد زمان را زمان پلانک، يعني 10 به توان 43- بر ثانيه بگيريم، آنگاه 1 ثانيه را مي توانيم 10 به توان 45 برابر واحد زمان پلانک بگيريم که عدد بسيار بزرگي است!
مي بينيد که نسبت ها چقدر اهميت دارد و طول و جرم و زمان مطلق ما زميني ها در رويدادهاي کيهاني گاهي چقدر بي معني است! نخستين اتم ها بسيار ديرتر ايجاد شدند، حدوداً زماني که عالم چند ثانيه سن داشت! اما مگر ما اين اتم هاي اوليه را مي بينيم که آن ها را شاهدي بر وجود مهبانگ بدانيم؟!
ما روي زمين عناصري مي بينيم مثل هيدروژن، اکسيژن، نيتروژن، و فلزاتي مانند آهن، مس، طلا، و آلومينيوم؛ يعني عناصر سنگين و سبک، چه عناصري در عالم دوردست وجود دارند و چگونه به آن ها دسترسي داريم؟ از يک طرف سنگ هاي آسماني اند که به زمين مي افتند که البته از داخل منظومه ي شمسي مي آيند در آن ها هم عناصر سنگين، مشابه آنچه روي زمين هست، مي يابيم. تنها دسترسي مستقيم ما به سطح ماه و در آينده به بعضي از سيارات خواهد بود. عناصري که در منظومه ي شمسي مي يابيم همان هايي اند که روي زمين يافت مي شوند و کما بيش با همان فراواني. اين مواد حدود 4/5 ميليارد سالي که منظومه ي شمسي به وجود آمده است وجود داشته اند و در منظومه ي شمسي حفظ شده اند راهِ يافتن مواد موجود در مکان هاي دور دست عالم چيست؟ جاهايي که دسترسي مستقيم به آن ها امکان ندارد، در ستاره هاي ديگر، و کهکشان هاي ديگر؟ تنها اطلاعاتي که ما از نقاط دور دست دريافت مي کنيم از طريق نور، يا کلي تر بگوييم امواج الکترومغناطيسي، از اجرام آسماني است. اين نور اطلاعات بسياري در اختيار ما مي گذارد، مثلاً از طريق طيف نگاري.
مي دانيم که اگر نور، يعني نور سفيد، را از منشوري عبور بدهيم به رنگ هاي مختلف مي شکند و به زبان طيف نگاري به طول موج هاي مختلف تفکيک مي شود. اين سنگ بناي طيف نگاري است. طيف ها، بسته به اين که نور از کجا آمده باشد، ممکن است بسيار پيچيده باشند و شناخت آن ها کاري به مراتب دقيق تر از انگشت نگاري است. امروز طيف نگاري بخشي مهم از علم فيزيک است. هر ماده اي در شرايط خاص، در دماي خاص، طيف مشخصي دارد که مي توان آن را مثلاً در آزمايشگاه توليد کرد و آن وقت طيف نور يک ستاره يا کهکشان را با آن مقايسه کرد. به اين ترتيب مي توان حضور هر ماده اي را در هر ستاره کشف کرد. علت وجود اين طيف ها، وجود ترازهاي مختلف انرژي يا، به زبان ديگر، مدارهاي مختلف الکترون ها در اتم است؛ و هر اتم در هر دمايي از خودش تابش الکترومغناطيسي مشخصي گسيل مي کند که ناشي از جهش الکترون ها بر اثر گرما از حالتي به حالت ديگر است. همين اثر «انگشت» ماده است که ما در طيف نور گسيل شده از اعماق آسمان کشف مي کنيم و از آنجا به حضور مواد مختلف پي مي بريم. اگر در ستاره اي هيدروژن يا هليوم وجود داشته باشد از ديدن خطوط روشني در طيف ستاره، که مشخصه ي هيدروژن يا هليوم است، به وجود آن ها پي مي بريم. حتي شدت نسبي اين دو عنصر، يا فراواني نسبي آن ها، را مي توان از روي طيف تشخيص داد.
به همين دو عنصر اصلي توجه کنيد. نسبت هليوم به هيدروژن در ستاره هاي مختلف است و اين نسبت در گاز هاي داخل کهکشان نيز مقدار ديگري دارد. علت اين است که در داخل ستاره ها به علت گرماي زياد انواع واکنش هاي هسته اي رخ مي دهد. هيدروژن به هليوم و هليوم به عناصر سنگين تر مثل کربن يا حتي عناصر سنگين تر از نوعي که روي زمين يافت مي شود، تبديل مي شود. پس اگر به ستاره اي نگاه کنيم که در عرف نجوم پير است بايد در آن هليوم کمتري ببينيم تا آنچه که در فضاي ميان ستاره ها يا ميان کهکشان ها وجود دارد، زيرا مقدار هليوم در آنها ثابت مي ماند؛ نه ديگر ايجاد مي شود و نه از بين مي رود. اما اگر به ستاره هاي جوان تر نگاه کنيم، يا به گازهاي ميان ستاره اي که نور ستاره ها را جذب مي کند،آنگاه برآورد دقيقتري داريم که چقدر هليوم در عالم هست.
مي دانيم که عمده ي ماده ي عالم هيدروژن است و عناصر سنگين تر بسيار کم اند و درصد بسيار کمي از ماده ي کل عالم را تشکيل مي دهند. از کل ماده ي مرئي عالم 25 درصد هليوم است و فقط 2 درصد عناصر سنگين تر. اين مقدار هليوم با هليومي که در ستاره ها مي توانست ايجاد بشود نمي خواند. نتيجه گيري اين بود که مقدار هليوم مي بايست در شرايط خاصي در عالم به وجود آمده باشد. چون توليد هليوم در ستاره ها کافي نيست پس مي بايست در شرايطي توليد شده باشد که هنوز کهکشان ها و ستاره ها به وجود نيامده بودند. پس هر نظريه اي براي عالم بايد بتواند وجود اين مقدار هليوم را توجيه کند نظريه اي که بخواهد وجود هليوم را از راهِ توليد ستاره ها توجيه کند، مطرود است.
تابش زمينه ي کيهاني با مقدار هليوم بي ارتباط نيست. هر دو به شرايطي از عالم مربوط اند که ثانيه هاي پس از انفجار بزرگ مي توانسته ايجاد بشود. ژرژ گاموف در عمل با استفاده از همين واقعيت و فرض کردن مقدار هليوم موجود در عالم به دماي تابش زمينه ي کيهاني دست يافت. اما تازه پس از کشف تابش زمينه بود که، همان طور که قبلاً گفتم، فيزيک دانانان بسياري به کيهان شناسي رو آوردند. در اين ميان، فيزيک دانان فيزيک اتمي و هسته اي به محاسبه ي مقدار هليوم 3 هليوم 4 و دوتريوم، از اتم هاي اوليه موجود در عالم، و همچنين عناصر سنگين تر پرداختند. براي توليد اين عناصر دماها و چگالي بسيار زياد لازم بود. از اين رو، همه ي اين کيهان شناسان به صراحت يا به طور ضمني نظريه اي مهبانگ را فرض مي کردند. مهم تري روشي که کيهان شناسان براي اندازه گيري چگالي ماده ي موجود در عالم به کار مي برند. همين اندازه گيري فراواني نسبي عناصر سبکي چون هيدروژن، هليوم، ليتيوم، بريليوم، و بُر است. اين عناصر سبک در لحظات اوليه ي انفجار بزرگ به وجود آمده اند. در اين ميان، هليوم، بعد از هيدروژن، از همه فراوان تر و مشهودتر است. بنابراين بايد شاخص خوبي براي شناخت شرايط اوليه ي عالم در آن لحظات باشد. مشکل بزرگي که در اندازه گيري فراواني اين عناصر سبک موجود در عالم فعلي در انفجار بزرگ توليد نشده اند. ستاره ها ميلياردها سال است که هيدروژن را به هليوم، هليوم را به کربن، و کربن را به عناصر سنگين تر تبديل مي کنند. عناصر ديگر هم در شرايط خاصي درون ستاره ها توليد مي شوند. براي اين که بتوانيم بگوييم چقدر هليوم در مهبانگ توليد شده است بايد محصول کار ستاره ها را از کل هليوم موجود کم کنيم.
خوشبختانه دوتريم، يعني ايزوتوپ هيدروژن، از اين قاعده مستثناست. دوتريم، هر چند در بعضي از ستاره ها توليد مي شود، فوراً به ايزوتوپ هاي هليوم تبديل مي شود. به نظر مي رسد فراواني دوتريوم در عالم، از مهبانگ تاکنون، افزايش نيافته است. البته چگالي دوتريوم توليد شده در مهبانگ در ستاره ها تغيير کرده است؛ زيرا ستاره ها از هيدروژن دوتريوم و از دوتريوم هليوم مي سازند و از آن نور و گرما توليد مي کنند اما دوتريوم موجود در سحابي ها - که درون آن ها هيچ واکنش هسته اي روي نمي دهد - همان دوتريوم مهبانگ است.
اندازه گيري فراواني نسبي دوتريوم در عالم مزيت مهم ديگري نيز دارد؛ مقدار دوتريوم به شدن به چگالي عالم در دقايق اوليه ي مهبانگ حساس است. دوتريوم از اضافه شدن يک نوترون به پروتون يا همان هسته ي اتم هيدروژن ساخته مي شود. اگر چگالي نوترون زياد باشد ممکن است يک نوترون ديگر هم به اين مجموعه اضافه شود و هسته ي تريتيوم را بسازد. تريتيوم ناپايدار است و بعد از اندک زماني يکي از نوترون هايش وامي پاشد و به پروتون تبديل مي شود. حاصل اين واکنش ها، هسته اي است که دو پروتون و يک نوترون دارد و از ايزوتوپ هاي هليوم است. بنابراين هر چه چگالي دوتريوم فعلي کمتر باشد نشان از زياد بودن چگالي نوترون ها در مهبانگ دارد.
با تمام اين مزيت ها دوتريوم موجود در عالم به راحتي آشکار پذير نيست. دوتريوم هيچ خط طيفي در ناحيه ي مرئي ندارد. از رصد خط گاماي ليمان دوتريوم در ناحيه ي فرابنفش مي توان به مقدار ماده ي موجود در عالم پي برد. به اين ترتيب، اين شاخص ها شاهدي نيز بر حضور ماده ي تاريک و انرژي تاريک در کيهان است.
اما برگرديم به اصل قضيه، دوتريوم روي زمين، در آب درياها هم هست. آيا اين مقدار با مقدار موجود در عالم يا ستاره ها يکي است؟ خير! دوتريوم روي زمين بسيار بيشتر از آن چيزي است که از ستاره ها مي دانيم، چه به صورت رصدي و چه از روي محاسبات. آزمايش هايي که با آپولو 11، که روي ماه نشست، انجام شد به حلّ اين معما خيلي کمک کرد. فضانوردان آپولو 11 ورقي فلزي را در معرض باد خورشيدي قرار دادند. باد خورشيد مجموعه اي از ذرات بنيادي مانند پروتون ها و ديگر ذرات و عناصر است که از سوي خورشيد گسيل مي شود. اين صفحه را به زمين آوردند تا ببينند که چه موادي در باد خورشيدي بوده که روي فلز نشسته است. اين آزمايش نشان داد که مقدار دوتريوم، در فضاي خارج از زمين در همان حدودي است که پيش بيني مي شد و در ستاره ها هم هست؛ يعني حدود يک دهم دوتريوم موجود در زمين. اين آزمايش قوّت قلب خوبي بود براي کيهان شناسان زيرا ديدند که حدس شان درباره ي دوتريوم دست است، اين آزمايش ها در سال 1352 دوباره تأييد شدند. در اين سال ماهواره ي کُپرنيک بيرون از سطح زمين باز هم نمونه هايي به زمين آورد که آزمايش شدند.
بنابراين مقدار دوتريوم، و دقيق تر بگوييم نسبت مقدار هليوم به دوتريوم، نشان گري عمده است براي تحقيق درباره نظريه ي انفجار بزرگ است که اين نسبت را به درستي پيش بيني مي کند. دو داده ي رصدي ديگر نيز از کهکشان دوردست اين امر با تأييد مي کند. وقتي کهکشاني دوردست را رصد مي کنيم يعني نوري از آن دريافت مي کنيم که ميلياردها سال پيش از آن گسيل شده است. پس در آن هنگام تابش زمينه ي کيهاني، يعني گاز فوتوني مانده از مهبانگ، گرم تر بوده است. در اين رصدها يکي کهکشاني با انتقال به سرخ 3 و ديگري با انتقال به سرخ 2/3، اولي با دماي تابش زمينه اي برابر T=12 کلوين و دومي با دماي T=10 کلوين، طيف نگاري شد و جالب اين که همان نسبت کيهاني هليوم به دوتريوم در آن ها رصد شد.
تا به اينجا اين دو کشف عمده، تابش زمينه و نسبت هليوم به دوتريوم، تأييدي مهم بر نظريه ي مهبانگ اند. اين نه به اين معني است که همه چيز را در کيهان شناسي مي فهميم، بلکه اين تأييد مي گويد که ظواهر امر نشان مي دهند مدل عالم بايد از نوع انفجار بزرگ باشد؛ دست کم در زمان هايي که هسته زايي انجام مي شود بايد مانند مدل ساده ي مهبانگ عمل کند.
منبع: ماهنامه نجوم شماره 204