فكري كه نخست از طرف ارنست ماخ انشا شده است مي گويد، نيروهاي لخت از مجموع دستگاه ثوابت سرچشمه مي گيرند، ذهن را به آساني متوجه مي كند كه نظريه نسبيت عام بر سراسر عالم به كار بسته شود. اين گام را اينشتين خود عاملاً در سال 1917 برداشت، و از همين سال به بعد است كه براي تحول كيهانشناسي، و پيدايش كيهان (علم ساختار و تكوين عالم) بايست تاريخ قائل شد. اين تحول همچنان به سرعت در حال پيشرفت و انبوهي از دستاوردهاي مهم در اختيار مي گذارد، گو اينكه هنوز از نتيجه قطعي سخني در ميان نيست. اگر مي خواستيم گزارش اين شاخه هيولاي پژوهش و ملاحظات نظري را در اين جا نقل كنيم، اين خود كتابي مي شد به قطر كتاب حاضر. ولي از آنجا كه بسياري از افراد به پژوهش كيهانشاني در حكم مهمترين اقدامات اينشتين مي نگرند، روا نبود كه اين قسمت يكسره ناديده گرفته شود. به همين ملاحظه سطور زير به يك طرح موجز تاريخي و وضع مرحله كنوني كيهانشناسي اختصاص داده مي شود.
از زمانهاي بسيار قديم به خاطر نيامدني درباره عالم، غور و تعمق شده است. در عهد باستان چنين معتقد بوده اند كه ستارگان ثابت بر كره اي بلورين نصب شده و همراه اين كره در گردش بوده باشند؛ اما اين سؤال كه در وراي اين كره چيست، مطرح نمي شد. از سوي ديگر، زمان را بنا بر رأي ارسطو بدون مرز به شمار مي آوردند. توماس آكويناس در قرون وسطي مي گفت، رأي ارسطو نه قابل اثبات است و نه قابل رد كردن؛ مرزهاي عالم و جريان زمان يك موضوع اعتقادي است. مكتب مدرسي آفرينش جهان در يك لحظه زماني معين و پايان پذيري گسترش آن را بر طبق احكام مقدس تعليم مي داد.
اين فكر كه جهان ممكن است بي پايان بوده باشد، از طرف متفكر قرون وسطايي نيكولاي كوزايي (1401 - 1464) اظهار شد.
نيوتون فكر بي پاياني فضا و زمان را اقتباس كرد و در اصلهاي بنيادی خود گنجانيد، او خود از سوي ديگر اين سؤال را مطرح مي كند كه، آيا عدد ستارگان متناهي است و اين تعداد فقط يك بخش نامتناهي را پر مي كند يا نه. نيوتون به اين نتيجه رسيد كه شمار ستارگان نامتناهي است و توزيع آنها در فضا تقريباً يكنواخت بايد بوده باشد؛ چون اگر عدد مزبور متناهي مي بود، اين ستارگان بر اثر گرانش متقابل برهم فرو مي ريختند. ولي آن تلاشهايي كه بعداً به منظور اجراي اين انديشه نيوتوني به كار رفت، همگي با يك رشته دشواريهاي جدي رياضياتي برخورد مي كرد، بدان سان كه معتقد شده بودند، در قانون جاذبه نيوتون براي فاصله هاي بزرگ تغييراتي بايد منظور كردد. اما يك ايراد ديگر هست كه به متناهي بودن عدد ستارگان وارد است و درست بر خلاف استدلال نيوتون حكم مي كند، به اين معنا كه چنين دستگاهي قاعدتاً بايد منبسط شود و سرانجام به علت ازدياد رقت ناپديد گردد. ستارگان در واقع از سرعتهاي بزرگ قابل ملاحظه برخوردارند، و اين سرعتها با خصوصيت آماري در كلهي جهات توزيع شده اند. از اين رو دستگاه ستاره به مولكولهاي يك گاز شباهت دارد؛ و گازي كه در يك ظرف بسته جاي نگرفته باشد، انبساط پيدا مي كند و سرانجام پراكنده مي شود. بنا بر نظريه سينيتيك گازها، پذيرش چنان فرضي كه نيروهاي جاذبه بين مولكولها وجود داشته باشند و بر طبق قانون نيوتون به نسبت معكوس مجذور فاصله عمل كنند، سدي در برابر اين پراكندگي ايجاد نخواهد كرد. به اين ترتيب دشوار مي توان فهميد كه ستارگان با وجود گرايش به گسترش، چگونه به هستي خود هنوز همچنان ادامه مي دهند. اما اين تعقل، چنانكه هم اكنون خواهيم ديد، پس از آنكه پ‍ژوهش نو وجود يك انبساط واقعي عالم را اثبات كرد، قدرت خود را از دست داد.
ديگر ملاكهايي هستند كه مي توان آنها را در مسئله تناهي و عدم تناهي دستگاه ستارگان به كار برد. چنين استدلال كرده اند كه: اگر دستگاه ستارگان نامتناهي مي بود، آسمان مي بايست يكپارچه نور روشن بدرخشد؛ چون گو اينكه مقدار نروي كه از يكايك ستارگان به ما مي رسد، به نسبت مجذور فاصله كاهش مي يابد، ولي به همين نسبت بر شمار ستارگان در لايه هاي متوالي داراي قطر يكسان افزوده مي شود؛ و اگر اين لايه ها تا بينهايت ادامه مي داشتند، و در عين حال انباشتگي ستارگان تقريباً ثابت مي ماند، چشم به هر طرف كه مي نگريست احساس روشنايي مي كرد. اين برداشت با توجه به اين واقعيت كه فضاي بين ستاره اي كاملاً تهي نيست، تا حدي متزلزل مي شود: در همه جا اتمها و ذرات غبار غالباً با تراكم بسيار مختصر، ولي جا به جا به صورت ابرهاي غليظ، وجود دارند كه نور را جذب و پراكنده مي كنند، به طوري كه از روشني ستارگان كاسته مي شود. اين طرز نتيجه گيري فقط در صورتي معتبر است كه جهان يك آغاز زماني داشته باشد؛ وگرنه ابرهاي غباري در تعادل گرمايي پايدار درست به همان اندازه ستارگان مي بايست داغ و درخشان باشند. اين گونه ملاحظات منجر به مسئله «گرماي مرگبار جهان» مي شود؛ يعني قضيه به همان نحو كه در ترموديناميك آموخته مي شود، به برگشت ناپذيري فرآيند زوال كليه اختلاف دماها منتهي مي گردد.
هيچيك از اين تأملات فكري به نتيجه قطعي نرسيد. از اين رو در آن هنگام كه اينشتين بررسي مسئله را از ديدگاه نظريه نسبيت عام آغاز كرد، بحث در اين موضوع صورتي حاد به خود گرفته بود. او نخست درصدد برآمد كه پرسش ديرينه را پاسخ گويد: چگونه ممكن است كه ماده، بدون آنكه در ضمن حركتي به خارج راه يابد و پراكنده شود، به حالت توزيع يكنواخت در فضا وجد داشته باشد؟ ولي در اين راه دچار سرگشتگي شد، به اين معنا كه او نيز با همان موانعي مواجه گشت كه در سر راه پژوهشگران ديگر به هنگام استفاده از روشهاي سنتي قرار گرفته بود. همان طور كه قبلاً هم گفته شد، اين دشواريها به اندازه اي بزرگ بود كه يگانه راه برون رفت را در اين ديدند كه در قانون گرايش نيوتون براي فاصله هاي دور ناگزير تغييراتي منظور كنند - البته بدون آنكه كمترين خللي به اصل عمومي ناوردايي وارد آيد. اينشتين معادلات ميدان را به صورتي تغيير داد كه اين تغيير براي دستگاه سياره ها نامحسوس و فقط براي دوريهاي كيهاني قابل ملاحظه است. بنابر نظر اينشتين، جهان فضا زماني غيراقليدسي و خميده است. خميدگي به وسيله ده مقدار

كه مانند ده مقدار متريك از لحاظ هندسي از يك نوعند، معين مي شود. اينشتين اينك به رديف جمله هاي اضافي وارد كرد و آن را به صورت در‌آورد. λ در اين جمله هاي اضافي معرف يك ثابت عمومي است. اعتقاد وي بر اين بود كه اين مقادير جديد، مانند R's در گذشته، عيناً به همان طرز بايست بر اساست توزيع جرم معين بوده باشند. حاصل اين عمليات (توأم با دلايل محكم رياضي) همان بود كه وي انتظار داشت: يك راه حل آماري، راه حل مستقيم از زمان، براي معادلات ميدان وجود داشت كه توزيع يكنواخت جرم (ستارگان) را در يك فضاي داراي صفات قابل توجه نمايش مي دهد: اين فضا غيراقليدسي، متناهي و در عين حال بدون مرز است.
در خصوص اين ادعاي به ظاهر عجيب كه فضايي بتواند متناهي و درعين حال بدون مرز بوده باشد، ناگزيريم به پاره اي توضيحات اشاره كنيم. بدين منظور قضيه را در حالت دو بعدي در نظر مي گيريم؛ در اين حالت هيچ مشكلي وجود ندارد، به اين معنا كه به آساني مي توان يك رويه محدود و در عين حال «بدون حدود» را به تصور آورد، مثلا سطح خارجي يك كره را. اينشتين معتقد است كه در فضاي سه بعدي نيز همين كيفيت وجود دارد؛ اين فضا در مورد توزيع جرمي يكنواخت مشابه سه بعدي يك رويه كره است. يك خط ژئودزي بر رويه كره (بزرگترين) دايره است، پس بسته است. اينك همين كيفيت براي خط هاي ژئودزي جهان ترازمند (استاتيكي) اينشتيني نيز بايد صادق باشد، منظور همان خطهايي كه با پرتوهاي نور يا با مسير آزاد (نه مسير متأثر از جرمهاي ديگر) جسمها مطابقت دارد. به اين ترتيب، يك علامت نوري، يا جسمي كه به سمت پرتاب شده باشد، مي بايد از سمت ديگر كه سمت معكوس پرتاب است، بازگشت كند، البته پس از يك مدت زمان بسيار طولاني. در ضمن ديگر نتيجه گيريهايي هستند كه هيچيك از آنها از قلمرو آگاهيهاي تجربي بيرون نيست. از جمله اينكه در يكي از رصدخانه هاي اروپايي از ستاره اي عكس گرفته مي شود؛ در محل متقاطر (2)، بگوييم در سيدني پايتخت استراليا، ستاره اي در جهت مخالف به چشم مي خورد. اينك قابل تصور تواند بود كه اين هر دو ناظر ستاره واحدي را در يك عالم كروي مشاهده مي كنند - به همان نحو كه يك خبر راديويي كه از ايستگاه تقاطري زمين فرستاده شود، پس از پيمودن انحناي زمين، مي تواند از دو سمت به ما برسد. علاوه بر اين مي توان به تصور آورد كه هويت هر دو عكس ستاره را از طريق خطهاي خاص در طيف مي توان متحمل كرد. و اگر نور براي پيمودن اين راه نوري طولاني پاسخگو نباشد، شيوه هاي جديد راديو اخترشناسي را در اختيار داريم كه ميدان عملشان در فضا به مراتب بيشتر است. امكانات آينده اگر هم هنوز فقط به صورت بحثهاي نظري مطرح بوده باشند، ولي آشكار مي كنند كه راه ورود فرضيه يك فضاي متناهي بسته و بدون مرز به بررسي تجربي گشوده است.
اينك معلوم شده است كه الگوي ترازمند جهان اينشتين از طريق اندازه ثابت λ با شعاع «سطح كره» سه بعدي مرتبط است و اين هر دو به مجموع جرم موجود در عالم بستگي دارند. به هر اندازه كه مجموع جرم بزرگتر باشد، شعاع كره مزبور به همان نسبت كوچكتر خواهد بود؛ اگر جرم بيشتر و هرچه بيشتر رقيق شود، خميدگي كاهش مي يابد.
اين الگوي كيهاني نسبتاً ساده در عصر اكتشاف خود تقريباً رضايتبخش به نظر مي رسيد، زيرا كه با واقعيتهاي شناخته شده تطبيق مي كرد. چون حاصل مشاهدات از توزيع جرم تقريباً يكنواخت ستارگان، كه توأم با حركتهاي خفيف و نامنظم بوده است، حكايت مي كرد. ولي انديشه هاي نو، اينشتين به پيكر پژوهش زندگي بخشيد، و چندان نگذشت كه منظره هاي كاملاً جديد براي اين مسئله آشكار گرديد.
در همان سال 1917، به هنگامي كه اينشتين الگوي ترازمند كيهاني شا را (با عضوλ ) معرفي كرد، دسيتر (3) اخترشناس هلندي شرح يك الگوي ديگر را انتشار داد كه به همين نحو با راه حل معادلات ميدان اينشتيني جديد (معادلات با عضو λ) تطبيق مي كرد؛ و به صورتي بنا شده بود كه به يك مفهوم خاص حتي براي جهان «تهي» بدون توزيع جرم وجود مي داشت و نيز اينكه در حالت انباشتگي فضا از جرم، ترازمند نبود: يك نوع رانش كيهاني بين جرمي وجود داشت كه جرمها را از يكديگر مي راند و توزيع آنها را به سمت رقيق شدن مي كشانيد. گرايش به انبساط طبعاً فقط براي فاصله هاي بسيار بزرگ وجود مي داشت. دو سيتر در پي اين بود كه درباره حركت شيئي هاي بسيار دور افتاده اطلاعاتي كسب كند. اما در اين جستجو فقط به چند گزارش معدود غيرمطمئن برخورد كه همگي مربوط بوده اند به حركت سحابيهاي معروف به مارپيچي. اين سحابيها واقعاً از ستارگان فوق العاده انبوه تشكيل مي شوند و به كهكشان يا دستگاه راه شيري (بنات النعش) كه خورشيد ما را نيز شامل است، شباهت دارند؛ ولي اين سحابيها به حدي از مادورند كه اكثرشان به صورت لكه هاي روشن ضعيف به چشم مي خورند، حال آنكه تعدادي از آنها، دست كم جزئاً نه كلاً در ستارگان تحليل مي روند. اين سحابيها را امروزه غالباً كهكشان نامند. در آن زمان فقط پاره اي اطلاعات ناچيز راجع به اين شيئي هاي آسماني داشتند. فقط در بعضي موارد بود كه سرعت شعاعي را با كمك اثر دوپلر توانستند تعيين كنند؛ در اين سنجشها همواره يك جابه جايي قرمز خطهاي طيفي ظاهر مي گشت كه به مراتب از جابه جايي قرمز خطهاي طيفي ظاهر مي گشت که به مراتب از جا به جايي قرمز مربوط به ستارگان شيئي هاي نزديك بيشتر بود. مثلاً از جابه جايي قرمز مربوط به ستارگان راه شيري ما. همه اين نشانه انگيزه اي شد براي بررسيهاي نظري بعدي و نيز موجب گشت كه اندازه گيري دوري و سرعت سحابيهاي مارپيچي دقيقتر گردد.
مقارن سال 1929، اخترشناس آمريكايي هابل (4) وجود يك ارتباط آشكار بين دوري و سرعت را اثبات كرد: سحابيها همه از ما دور مي شوند، در واقع با سرعتي كه به نسبت دوري افزايش مي يابد؛ يا به عبارت ديگر، دستگاه سحابي مارپيچي انبساط مي يابد - درست مانند قياس ساده اين دستگاه با يك ابر گاز كه به نظر اخترشناسان يك دوره پيشتر متحمل رسيده بود.
اينك اگر فرض بر اين پايه باشد كه انبساط در گذشته نيز به همين صورت امروزي بوده است، درنهايت چنين نتيجه گرفته مي شود كه تمامي دستگاه مي بايست آغازي داشته باشد، در اين صورت يك لحظه زماني وجود داشته كه در آن همه ما در يك «اَبَر هسته» (5) نسبتاً كوچك جمع شده بود، و فاصله زماني از اين لحظه «آغاز جهان» تا امروز را مي توان محاسبه كرد. هابل حاصل اين نتيجه را از ارقامي كه در اختيارش بود، استخراج كرد و عمر عالم را در حد بين 2000 تا 3000 ميليون سال تخمين زد.
كيهانشناسي نسبتي كه به دست اينشتين و دسيتر پديد آمده بود، دراين ميان رشد خود را به سمت بلوغ آغاز كرد، در حقيقت به كوشش فريدمان (6)، لومتر (7)، تولمان (8)، روبرتسون (9) و ديگران. يك رديف الگوي جهاني كه همگي ممكن و جديد بودند و حالتهاي بينابيني دو الگوي حالت حد اينشتيني و دسيتري را نمايش مي دادند، كشف شد. سپس اين سؤال به ميان آمد: كداميك از اين الگوها بهترين است و بويژه با اظهارات هابل تطبيق مي كند. تاكنون در اين نظريه ظرافتكاريها و تعديلهاي فراوان وارد شده و مضافاً انبوه كثير مدارك و شواهد روزافزون در اختيار ما قرار گرفته است، بدان حد كه امروزه قضاوت اصولي راجع به وضع در آن روزگار دشوار تواند بود. انديشه هايي كه پيشتر ثمربخش مي نمودند، خود را لاغر و حتي نادرست نشان مي دادند. براي معادلات اينشتين جواب حلهايي ناترازمند (غيراستاتيكي) يافت مي شود كه صفت خاص الگوي ترازمند سال 1917 او، يعني متناهي و بسته بودن را با خود دارند؛ اين جوابها در مورد دو بعد، مطابقت دارند با سطح خارجي يك قشر كرويي كه به طرزي يكنواخت منبسط شود، مثلاً مانند بادكنك به هنگام باد كردن. اما همين صفت متناهي و بسته بودن جهان كه نخستين پيام آن تا آن اندازه شورانگيز و رباينده مي نموده است، هرگز سيماي انديشه تحميلي به خود نگرفت، چون جواب حلهاي ناترازمند ديگري يافت مي شوند كه جهان را نامتناهي و «مسطح» و «ناخميده» معرفي مي كنند. آري، به صراحت مي توان ادعا كرد كه الگوي سنتي يك گاز منبسط شونده كه مولكولهايش يكديگر را بر طبق قانون نيوتون در فضاي اقليدسي معمولي جذب مي كنند، براي توضيح خطوط اصلي مشاهده كاملاً كافي است. نظريه اي از اين نورع را در 100 يا 150 سال قبل هم، اگر انبساط را مي شناختند، مي توانستند براي عالم به كار بندند. ولي اب اين وصف، فكر يك دستگاه ستاره اي ناترازمند براي آن عصر كاملاً بيگانه بود، چون در نوشته ها كمترين اشاره اي به اين نكته نشده است؛ فقط بولتزمان، يكي از پايه گذاران نظريه جنبشي گازها و نظريه آماري ماده به مفهوم عام، در سال 1905 به امكان انبساط ستارگان اشاره مي كند، بدون آنكه مطلب را ادامه دهد. واقعاً هم وارد كردن تغييرات براي شيئي هاي بسيار دور از اين رو بسيار سريع در چنين عمليات سنتي امري است اجتناب پذير؛ زيرا كه اعتبار مكانيك نيوتون در آنجا پايان مي يابد و اين اعتبار را بايد به مكانيك نسبيتي تسليم كند. اخترشناس انگليسي مايلن (10)، از همين ديدگاه نظريه اي درباره عالم قابل اتساع انشاء كرد، به طوري كه براي آن فقط از نظريه نسبيت خاص و اصل همگني استفاده كرده بود. اصل مزبور مي گويد: جهان در برابر هر ناظري، هر آينه در هر جا كه بوده باشد، حد متوسط منظره يكسان عرضه مي كند. مايلن به كار آيي نظريه خود به حدي يقين داشت كه مي پنداشت، نظريه اش بلامنازع و حتمي است. او نيز مانند سلف خود ادينگتن معتقد بود كه ساختار جهان را بدون توسل به تجربه و با استفاده از اصلهاي قبلي (ماتقدم) مي توان استخراج كرد. منكر نمي توان شد كه اين دو پژوهشگر براي اصلهايي كاملاً متفاوت و ناسازگار از «ماتقدم» دستگاه هاي خود هواداري كرده اند؛ اين هر دو نمي توانست درست باشد. عملاً هم هيچيك از اين دو نظريه نتوانست خود را براي علم ثمربخش نشان دهد.
عضو λ كه در سال 1917 از طرف اينشتين وارد شد و تحول كيهانشناسي را يكپارچه دگرگون ساخت، به سرنوشتي دچار گشت كه چندين بار تغيير كرد. و ايل ادينگتن دخالت λ را به وجود يك درازاي عمومي كيهاني مربوط دانستند و نظريه اي با يك خروار بار فلسفه بر اين پايه استوار نمودند. بعدها چون معلوم شد كه يك تعداد زياد نظريه هاي ديگري در حد فاصل دو نظريه اينشتين و دسيتر وجود دارند و انتخاب اين نظريه ها ممكن به نظر رسيد، عضو λ تقريباً زايد مي نمود، و اينشتين خود پيشنهاد كرد كه λ را حذف كنند. ولي چنين پيداشت كه او و كيهانشناسان ديگر به اين واقعيت توجه نداشته اند كه به وجود λ ناگزير نياز پيدا مي كردند. و اين نياز هنگامي بود كه مي خواستند «عمر جهان» را به شيوه برونيابي از ارقام هابل محاسبه كنند و نتيجه را مطابقت دهند با حداكثر عمر هر يك از شهابسنگ ها، ستاارگان يا منظومه ها ستاره اي كه به شيوه هاي ديگر و كاملاً تجربي به دست مي آيد (مثلاً قدمت شها بسنگي كه در سطح زمين يافت مي شود، از طريق تجزيه محتواي عنصار راديو آكتيو و بازمانده هاي فروپاشي در اين شهابسنگ به دست مي آيد؛ در اين ميان زمانهاي فروپاشي اين «اتمهاي ساعتي» مقياسي را براي به كارگيري در كيهان تثبيت مي كنند). اين دو قدمت عمر كه يكي براي جهان در مجموع و ديگري براي شيئي هاي خاص مشخص مي شوند، هر دو از مرتبه بزرگي يكسان به چندين هزار ميليون سال بالغ مي گردند؛ ولي ضرورت عضو λ ايجاب مي كند كه جهان در مجموع از آن شيئي هاي خاص كهنسالتر باشد.
وضع دوباره تغيير كرد، در واقع از سال 1952 كه دوريهاي كيهاني را بار ديگر به دقت تعيين كردند و معلوم شد كه اين دوريها از اندازه هايي كه بر اساس ارقام هابل به دست آمده بود، واقعاً بزرگترند. اينك ناگزير بار ديگر به عضو λ متوسل شدند، بدون آنكه مشكلي از جهات مختلف پيش آيد؛ نه از قدمت جهان بر طبق دستور هابل، و نه از قدمت شهابسنگها كه به شيوه راديو آكتيو به دست مي آمد و نه همچنين از لحاظ قدمت عمر جسمهاي آسماني كه به طرق ديگر تخمين زده مي شد. به اين ترتيب، اندازه گيريهاي جديد نشان مي دهند كه عمر جهان در حدود 10،000 ميليون سال است.
اما آنچه كه به اصل ماخ مربوط مي شود و نقطه عزيمت اينشتين را تشكيل مي داد، اين است كه تيرينگ پيدايش نيروهاي گريز و نيروهاي لخت بر اثر دوران جرمهاي دور را اثبات كرد. اينك بدين وسيله فقط نشان داده شده است كه جرمهاي دور به طور كلي نيروهايي مطابق با اصل ماخ بر جسمهاي آزموني وارد مي کنند، ولي نه آنکه همه نيروهاي لخت در اين طريق روشن شده باشند. چون جرمهاي دور، آنچنان كه در كارهاي تيرينگ ملاحظه مي شود، در جهاني قرار مي گيرند كه در فاصله هاي بسيار دور از هر ماده، داراي متريك مينكوفسكي است. حال آنكه نيروهاي لخت، بنابر اصل كامل ماخ، حتي در حوزه فضايي آزاد از هر ماده، همچنين در خود متريك مينكوفسكي در ان شتابها از ديناميك نيوتون تبعيت مي كنند، نخست بر اثر توزيع جرمهاي دور بايستي ظاهر شوند. پس مثلاً gik هاي مينكوفسكي (دستور ) اعتبار خود را براي سراسر كيهان بايستي از دست بدهند، يعني gik ها بايستي مساوي صفر باشند (gik = 0). سپس همان طور كه اصل ماخ حكم مي كند، حركتهاي اختياري يك جسم آزموني بدون نيروهاي لخت تحقق پذير خواهند بود: يعني هيچيك تغيير شكل نمي دهد؛ يا «چرخش نسبت به فضا» در آزمايش سطل نيوتون تشخيص داده نخواهد شد.
اينك ه. هونل (11) به اتفاق همكارانش در سال 1962 نشان داده است كه در يك رديف معين از جوابهاي معادلان اينشتين، نيروهاي لخت در ضمن حركتهاي دوراني بر طبق اصل ماخ ظاهر مي شوند. در سال 1963 نيز ف. گورسي (12) به وجهي عامتر نشان داد كه چگونه جرم لخت در مورد بعضي از جوابهاي معادلاتي اينشتين از طريق مقادير كيهاني با جرم سنگين ارتباط دارد. جواب معادلات اينشتين كه به توسط گورسي و هونل به كار برده مي شوند، تعلق دارند به الگوهايي كه قبلاً براي جهان ذكر شد، يعني براي جهان متناهي و بدون مرز. چنانچه يك چنين الگويي جهان جرمي داشته باشد به اندازه M (يكنواخت توزيع شده در فضا) و شعاي در حد R (اين شعاع يك دايره با بزرگترين محيط است كه در انطباق با محيط دايره عظيمه كره، مثلاً با استوا، براي يك الگويي جهان داراي حجم شناسي در نظر گرفته مي شود)، آنگاه رابطه بين جرم سنگين و جرم لخت جسم آزموني، بنابر محاسبات گورسي، خواهد شد

كه C در اين رابطه يك مقدار ثابت را نشان مي دهد. به عبارت ديگر، جرم لخت به وسيله كل جرم و هندسه جهان متعين است. هرگاه جرم M وجود نداشته باشد، مي گردد. مضافاً اينكه سپس همه ها هم ناپديد مي شوند.
محاسبات هونل و گورسي نخستين گام به سمت هدف است، به اين معنا كه آن رديف جواب حلهايي كه مشمول اصل ماخ مي شده اند، از درون انبوه جواب حلهاي ممكن معادلات اينشتين به دست آمد. پس اصل ماخ نتيجه معادلات اينشتين نيست، ولي همراه با اين معادلات به نظر مي رسد كه ساختار ممكن جهان را از ديد فلسفي به نحوي رضايتبخش مشخص كند.
تصور «آغاز براي جهان» براي پژوهشگران طبيعت به حدي بيگانه بود كه بعضي از آنها كوشيدند، تا از آن اجتناب ورزند و يك حالت ايستور (ساكن نما) را جايگزين آن كنند. ولي بقاي چنين حالتي، بدون پيدايش پي در پي ماده از هيچ، محققاً غيرممكن به نظر مي رسد؛ چون چگونه ممكن است كه ستارگان حركتي به سمت خارج داشته باشند، بدون آنكه يكي رقت توزيع جرمي بيشتر و هرچه بيشتر به دنبال خود باقي نگذارد؟ اما چنين حالتي پيش نمي آيد؛ اكنون دلايل روشني در دست هست كه براي فضا، تا جاهايي كه در ميدان برد نيرومندترين دوربينهاي نجومي قرار مي گيرند، يك چگالي ستاره اي متوسط و تقريباً يكنواخت وجود دارد.
از اين رو نظريه هايي پيشنهاد شده اند كه در آنها وجود يك حالت ايستور از لي ناشي از آفرينش جديد ماده براي جهان احتمال داده مي شود. در واقع هم همواره ستارگان جديد از قبيل «نو اختران» و «اَبَر اختران» پديد مي آيند. پيدايش اين گونه ستارکان را معمولا ناشي از انفجار ستارگاني مي دانند كه توانايي تابش را از دست داده اند. بنابر نظريه ارائه شده ژوردان (13)، اين دسته از اختران واقعاً «نوبنيادند»، بدين سان كه از تبديل انرژي گرانش به ماده اصيل به وجود مي آيند. نظريه او تعميم نظريه اينشتين است به نحوي اصولي. ژوردان در ضمن اتكاء بر پيشنهاد ديرك (14)، حدس زده است كه ثابت نظريه نسبيت عام (نسبت ثابت خميدگي فضا به جرم ميدان زا - ثابت گرانش تعميم يافته) واقعاً ثابت نبوده باشد، بلكه متغير و يازدهمين جزء توصيفي ميدان گرانشي را در كنار ده g_34 ...،g_11 بيان كند. آزمونهاي اخترشناسي اين نظريه عجالتاً هنوز فراتر از حدود دقت مشاهدات قرار گرفته اند. با اين حال يك نتيجه گيري ژئوفيزيكي هست كه به نفع نظريه ژوردان حكم مي كند. اگر ثابت گرانش، چنانكه اين نظريه احتمال مي دهد، پيوسته كاهش يابد، دراين صورت جسمهاي آسماني بايد انبساط پيدا كنند. چنانچه اين نتيجه گيري در مورد كره زمين به كار رود، به اين نکته مي رسيم که سطح خارجي زمين، بر خلاف آنچه که معمولا تصور مي رود خود را جمع نمي كند، بلكه آرام آرام بزرگتر مي شود. و اما آ. وگنر (15) جغرافيدان از همان زمانهاي بسيار قبل توجهات را به اين نكته جلب كرده بود كه خط دوره ساحلي اروپا و آفريقا با خط دوره ساحلي آمريكاي شمالي و جنوبي مطابقت دارد، بويژه درست در نيم بخش جنوبي، و مضافاض اينكه ساختار منطقه هاي ساحلي همشكل، از لحاظ زمين شناسي و زيست شناسي مشابه است. وگنر وجود چنين وضعي را به اين صورت توجيه كرده است كه، احتمالاًقاره اي به نام «گوندوانا» در اصل وجود داشته كه از هم بريده شده است، و سپس اين دوبخش از يكديگر دور شده اند. اما اينكه چه نيروهايي باعث جداشدن چنين قاره هايي مي شوند، در تاريكي ماند؛ اگر آنچنان كه ژوردان معتقد است، سطح خارجي زمين انبساط يابد، آنگاه جدايي قاره ها قابل فهم خواهد بود. گذشته از اين، واقعيتهاي جغرافيايي ديگر، از قبيل شكافهايي كه از كف زمين اقيانوسها و عمق قاره ها مي گذرند، نيز قابل توجيه خواهند شد.
يك نظريه ديگر از طرف پژوهشگران انگليسي هويل (16)، بوندي (17) و گولد (18) عنوان شده است. اين پژوهشگران حدس مي زنند كه تعدادي اتمهاي هيدروژن تكي در همه جاي فضاي عالم از هيچ به وجود مي آيند. و اين نشانه آن است كه معادلات اينشتين بايد اصلاح شوند. ولي خوشبختانه - براي كاشفان اين نظريه - معلوم شد كه شمار اين اتمهاي نوبنياد به حدي كم است (از مرتبه بزرگي 1 اتم در مكعبي به طول يال 100m در طول يك قرن) كه چنين فرايندي قابل مشاهده نيست. ولي البته تفاوتهاي قابل مشاهده ديگري بين نظريه هاي كيهاني ايستور و ناايستور وجود دارند كه به مسئله توزيع سحابي در فاصله هاي بسيار دور مربوط مي شوند. از آزمايشي كه رايل (19) و همكارانش به وسيله راديو تلسكوپ در كيمبريج اجرا كرده اند، چنين مي نمايد كه فرضيه توليد ماده براي حل مشكل مناسب نباشد.
اينك شايد به خواننده چنين احساسي دست دهد كه كيهانشناسي نو از راه راست پژوهش تجربي منحرف شده و به چنان وضعي دچار گشته است كه نمي توان ادعاهايش را از طريق مستقيم تجربي امتحان كرد. در واقع هم نظريه هاي كه هم اكنون مطرح كرده ايم، غالباً از همين نوعند، و اين نگراني وجود دارد كه استقبال از چابكي اين نظريه ها حس اطمينان از خود را در مؤلفين آنها تشديد كند و اين خود مزيد بر علت بيداري و شيوع اين قبيل نظريه ها گردد. اين وضعي است كه متأسفانه ولي قابل فهم مورد استفاده جهان بينيهاي مختلف قرار مي گيرد، بدين منظور كه اين يا آن نظريه ها را به عنوان يك سند تأييد در ستايش جزميتهاي خويش و نكوهش بينشهاي مخالف به كار برند. در اين ميان الهيون بر آن نوع كيهانشناسي كه آغازي براي تكوين عالم قائل است درود مي فرستند، زيرا كه اين آغاز را در حكم سند مبداء خلقت تعبير مي كنند. زمينشناسي و سنگواره شناسي جانوران و گياهان در حال حاضر به ما آموخته اند كه معيارهاي زماني تاريخ خلقت در كتاب مقدس بايد با يك ضريب فوق العاده بزرگ منظور گردد؛ براي آنكه داستان نقل شده خلقت عالم در كتاب مقدس را به عنوان نشانه هاي رمزي دستاوردهاي علم بتوان تلقي كرد، لازم است كه ضريب مزبور را باز هم چندين بار بزرگتر كنند. منكران وجود خدا و مادي انديشان پيدايش عالم از نوع تصوري هويل را بيشتر ترجيح مي دهند، تا از تكوين عالم خلق الساعه و مسئله دشوار «قبلاً چه بود؟» دوري جويند. دايرة المعارف شوروي بر سر قضيه انبساط جهان يكرويه و روشن نيست، از يكسو جهان را در موارد ديگر ساكن نما به شمار مي آورد، ولي انبساط را يك پديده با وسعت محدود در جهان تلقي مي كند.
اينگونه اظهارنظرها كه از جزميت تراوش مي كنند، با روح پژوهش علمي سازگار نيستند. هريك از اين قبيل ادعاها ازاين حيث كه همه جوانب مسئله را مرعي نمي دارند، با دليل مي توان رد كرد. كساني كه «آغاز چيزها» را تخمين مي زنند، ناديده مي گيرند كه فقط تا جايي مي توان با اطمينان از اين «آغاز» سخن گفت كه يك حالت داراي چگالي جرمي فوق العاده متراكم وجود داشته باشد، كاملاً مغاير حالت توزيع شناخته شده يكايك ستارگان. ممكن است در قابليت و كارايي برداشتهاي ما از فضا و زمان در اين حالت به حق ترديد شود، چون اين برداشتها با چگالي رقيق ستاره اي موجود كنوني يك پيوند بسيار نزديك ضمني دارند. «آغاز» فقط به استعداد ما مربوط مي شود، يعني به وجود حالتي كه تصورات و مفاهيم ساخته و پرداخته ما در آن بيان مي شوند. وانگهي، اين مسئله كه خلقتي از عدم به وجود واقع شده يا نشده باشد، همان طور كه فيلسوفان قديم دريافته بودند - كه از جمله توماس آكويناس را به ياد آوريم - يك موضوع علمي نيست، بلكه صرفاً يك امر اعتقادي است كه در وراي هر تجربه اي قرار مي گيرد. به منكران خدا كه «آغاز» را نمي پسندند، از اين حيث كه ممكن است به رويداد خلقت تعبير شود، بايد گفت، «آغاز جهان» به تعبير ما ممكن است كه پايان يك دوره تحول ديگري از ماده بوده باشد، ولو آنكه هرگز اثري از اين تحول به دست ما نرسد، زيرا كه كليه رد و اثرها در ضمن بي نظميهاي از هم گسيختگي و از نوسازي زايل شده اند. و بالاخره آنچه كه به توضيح رسمي دايره المعارف شوروي در خصوص كيهانشناسي بر پايه نسبيتي «تخيلي» خوانده شده مربوط مي شود، اين است كه دايره المعارف شوروي، با اين نوع برچسب زدن، خود را از هر تفكر معقول در مسائل كيهانشناسي جدا كرده است.
اغراق آميزيها و تفنن پردازيها نمي بايد اين حقيقت را بپوشاند كه انديشه اينشتين چشم اندازهاي يكسره نو در عالم گشوده و به دانش اخترشناسي سنتي آنچنان جهشي بخشيده كه با عمل كوپرنيك همتايي مي كند.

پي‌نوشت‌ها:

1. Nikolaus von Kues
2. Antipod
3. De sitter
4. Hubble
5. Supernucleus
6. Friedmann
7. Lemaitre
8. Tolman
9. Robertson
10. Milne
11. H. Honl
12. F. Gursey
13. Jordan
14. Dirac
15. A.Wegener
16. Hoyle
17. Bendi
18. Gold
19. Ryle

منبع مقاله :
ماکس، بورن؛ (1371)، نظريه ي نسبيت اينشتين، ترجمه ي هوشنگ گرمان، تهران: انتشارات علمي و فرهنگي، چاپ چهارم.