كيهانشناسي در هزاره نو

ما اكنون در ميان انقلابى از دانسته هايمان پيرامون سر منشاء تكامل جهان هستيم. انقلابى كه هم از نظريه هاى جديد و هم از تكنولوژى پيشرفته تغذيه مى كند. تلسكوپ هاى فضايى اى كه از آن سوى طيف الكترومغناطيسى جهان را زيرنظر دارند، تلسكوپ هاى عظيم زمينى، ابررايانه ها و شتاب دهنده هاى ذرات اتمى و حتى تلسكوپ هاى زيرزمينى، همگى نقش مهمى را در اين زمينه ايفا مى كنند. به مدد نظريه نسبيت عام اينشتين و فيزيك نوين ذرات مى توان با اطمينان بيشترى تاريخ كيهان را از زمان تركيب ذرات بنيادى، كه در يك ميكرو ثانيه بعد از پيدايش جهان به وجود آمدند، بررسى كرد.
بعد از چند دهه تلاش و كوشش ما نتوانسته ايم ويژگى اساسى جهان خودمان را شناسايى كنيم. در توافق نظر جديد، كه در يك دهه قبل به سختى قابل تصور بود، بيشتر كيهان شناسان عمر جهان را 7/13 ميليارد سال مى دانند و عقيده دارند كه جهان تخت است (يعنى از هندسه اقليدسى تبعيت مى كند، با خطوط موازى كه دربى نهايت هم موازى مى مانند و زواياى داخلى مثلث كه مجموعاً 180 درجه هستند). نظريه هاى جديد كيهان شناسى، تعدادى از مشكلاتى را كه به مدت چند دهه مطرح بوده اند حل مى كنند. معروف ترين اين معضلات اين بود كه جهان، جوان تر از ستاره هايى كه در آن قراردارند به نظر مى آمد .
برابرى اندازه گيرى هاى مستقل با مقادير كليدى مانند ثابت هابل نيز از موضوعات مهم كيهان شناسى هستند. بيشتر ماده كهكشان هيچ نورى از خود منتشر نمى كند و برخلاف ماده كه براى ما آشناتر و ملموس تر است، از نوترون و پروتون تشكيل نشده. به نظر مى آيد اين ماده سياه عجيب كه 30 درصد از كل جرم _ انرژى جهان را تشكيل مى دهد، از نوعى ذره بنيادى تشكيل شده كه كمى بعد از انفجار بزرگ به وجود آمده است. حتى شگفت آورتر از اين، دوسوم از جرم - انرژى كيهان است كه از انرژى تاريك اسرارآميز تشكيل شده، كه باعث سرعت يافتن گسترش جهان مى شود.

o ساختار انفجار بزرگ

اساس دريافت ذهنى ما از تكامل جهان، مدل انفجار بزرگ است كه بر پايه نظريه نسبيت عام اينشتين و رصدهاى ادوين هابل در مورد گسترش جهان مطرح شد. اثر متقابل تئورى و رصد در اينجا اهميت خاصى دارد. در ساختار نسبيت عام فضا و زمان مى توانند بپيچند، خم شوند و كشيده شوند. به وسيله رصد نيز گسترش جهان به خوبى رؤيت شده البته اين گسترش به صورت به جلو برده شدن ماده است و نه پرتاب شدن آن در خلأ. علاوه براين، ميل به قرمز (redshif) نور ساطع شده از كهكشان هاى دوردست، با اثر دوپلر، كه در اثر حركت در ميان فضا به وجود مى آيد توجيه نشده، بلكه به عنوان نتيجه گسترش فضا كه باعث كشيدگى طول موج فوتون ها راهى زمين مى شود، توضيح داده شده است.
(پديده ميل به قرمز در اثر كشيده شدن فوتون هاى رسيده به زمين از يك كهكشان دوردست ظاهر مى شود كه باعث شكافته شدن خطوط جذبى در طيف كهكشان و تمايل آن به طيف هاى قرمزتر نورمريى _ در مقايسه با ستارگان كهكشان راه شيرى - مى شود.) ميل به قرمز يك كهكشان دوردست مستقيماً نشان مى دهد جهان از زمانى كه نور آن كهكشان را ترك كرده است چقدر بزرگ تر شده. تفاوت اندازه برابر ميل به قرمز(Z)+1 است. به طور مثال دورترين كوازار شناخته شده ميل به قرمز zبرابر4/6 دارد. يعنى حجمى از فضا كه درزمان ترك نور از كوازار يك ميليون سال نورى پهنا داشته، اكنون 4/7 ميليون سال نورى است!
نظام انفجار بزرگ بسيارى از ويژگى هاى اصلى جهان امروز را در خودجاى مى د هد - البته همه آنها را توضيح نمى دهد- از جمله: تخت بودن فضا، امواج پس زمينه كيهانى و برآمدگى هاى موجود در ماده آغازين كه ساختارهاى بزرگ آشكار امروزى را پديد آورده اند. در سال 1980 فيزيكدانى به نام آلن اچ - گروت نظريه اى ارائه كرد به نام تورم. بعدها ديگران نيز توضيحاتى به اين نظريه افزودند. اين تئورى كه نشات گرفته از فيزيك كاربردى ذرات است، مهمترين ويژگى هاى جهان امروز را توضيح مى دهد. در تئورى تورم قسمت هاى كوچك كيهان اوليه به طور تصاعدى گسترش پيدا كردند و قسمتى از فضا را كه ما امروزه مى بينيم، صاف تر كردند. مانند وقتى كه بيشتر بادكردن يك بادكنك باعث مى شود قسمت كوچكى روى سطح آن صاف تر به نظر برسد.
گفته مى شود دليل اصلى جريان يافتن اين گسترش انرژى پتانسيلى وابسته به انرژى فرضى به نام inflaton است، اين انرژى پتانسيل inflatin است كه حرارت چشمگير انفجار بزرگ را فراهم كرده در حين پديده inflaton نوسانات كوانتومى در مقياس هاى زيراتمى به وسيله گسترشى مهيب به اندازه هاى نجومى مى رسند. اين بزرگ تر شدن ها در ساليان دراز بعدى به همراه گرانش رشد كردند و در نهايت به پيدايش كهكشان ها و خوشه هاى كهكشانى كنونى انجاميدند. از نظريه تورم مى توان سه نتيجه گيرى كرد: 1- فضا بايد در لبه مريى آن صاف به نظر برسد. 2- توزيع ماده در مقياس هاى نجومى بايد منشاء كوانتومى داشته باشد. 3- فضا را بايد پس زمينه اى از امواج گرانشى فرا گرفته باشد، كه به وسيله نوسانات كوانتومى بعد از 10به توان 32 - ثانيه از شروع جهان به وجود آمده اند. دو پيش بينى نخست اكنون با اندازه گيرى هايى كه روى CMBR انجام مى شود ديده شده اند (و سومى نيز احتمالاً در آينده اى نه چندان دور با اندازه گيرى ها به اثبات خواهد رسيد). اكنون به بحث درباره گسترش جهان مى پردازيم.

o گسترش جهان

در سال 1929 ادوين هابل و ميلتون هوماسون، فاصله چند كهكشان نزديك را اندازه گيرى كردند و رابطه ميان فاصله و سرعت عقب نشينى آنها را به دست آوردند (كه وقتى كهكشانى با سرعتى كمتر از كسرى از سرعت نور از ما دور مى شود، اين رابطه با ميل به قرمز آن متناسب است). اين مؤلفه تناسب، ثابت هابل نام دارد (HO) و سرعت گسترش جهان امروز را اندازه گيرى مى كند. تعيين دقيق فواصل كهكشانى به طرز شگفت آورى سخت است و پيچيدگى هاى زيادى مزاحم تلاش براى مشخص كردن (HO) مى شود. اكنون با استفاده از پيشرفت ها و ابزار پيچيده و به مدد روش هاى متعدد و متفاوت اندازه گيرى، بر مقدارى براى اين ثبات اتفاق نظر شده است.
فواصل دقيق كهكشانى در مقياس هاى دور كه به وسيله بخشى از پروژه كليدى هابل (hstkp) به دست آمده است، قسمتى از سرفصل هاى مدنظر فريدمن (freedman) مدير اين پروژه را تشكيل مى دهد .با آشكارسازى و اندازه گيرى ستاره هاى متغير (Cepheid) در 24 كهكشان مارپيچى، هابل محققان اين پروژه را قادر كرد تا 5 روش تنظيم شده، به عنوان دومين شاخص فاصله، براى فواصل بيش از يك ميليارد سال نورى، به دست آوردند. چنين فواصلى به خوبى در مسير رصدى هابل قرار دارند. جايى كه اثر مخرب اجتماع كهكشان هاى پر جرم، همچون خوشه سنبله، تاثير محسوسى در اندازه گيرى ها ندارند. با تركيب هر پنج تكنيك، مقدار 72 كيلومتر در ثانيه، در مگاپارسك - با خطايى حدود 10 درصد _ براى ثابت هابل به دست آمد.
در حالى كه پارامتر اندازه گرفته شده توسط خود هابل 550 كيلومتر در ثانيه در مگاپارسك بود. از آنجا كه اندازه جهان قابل رصد و سن آن، هر دو با ثابت هابل رابطه عكس دارند. رشدى كه اين مقدار اصلاح شده براى جهان قابل رؤيت نشان مى دهد هشت برابر گسترشى است كه قبلاً براى جهان اندازه گرفته شده بود. گروه هاى نجومى ديگرى هم با ثابت هابلى كه اين پروژه به دست آورد موافقت كردند. پس مى توان گفت يكى از پارامترهاى مهم كيهان شناسى بالاخره تعيين شده است.

o سن جهان شتابدار ما

ثابت هابل مى تواند زمانى كه از انفجار بزرگ مى گذرد و اندازه قسمتى از جهان را كه براى ما قابل رؤيت است، تعيين كند. مدت زمانى كه از انفجار بزرگ مى گذرد، به سرعت گسترش كنونى جهان ونيز سرعت گسترش آن درگذشته بستگى دارد. گرانش حاصل از وجود ماده رشد يافتن جهان راكند مى كند - مانند توپى كه وقتى به آسمان پرتاب مى شود نيروى جاذبه زمين سرعتش را كم مى كند- دانشمندان چند دهه است كه براى يافتن اين شتاب منفى تلسكوپ هايشان را به انتهاى محدوده جهان قابل رؤيت نشانه رفته اند. اين افراد اميدوارند با اندازه گرفتن ميزان كندشدن گسترش جهان، سرنوشت آن را مشخص كنند. آيا اين كند شدن براى معكوس كردن گسترش و در نتيجه جمع شدن دوباره جهان كافى است؟ نشانه هاى به دست آمده از رصدها و تئورى هاى نظرى 5سال اخير، كيهان شناسان را به اين تفكر سوق داده كه جهان از ماده اى با چگالى بحرانى Critical density تشكيل شده است.
پارامترى كه مى تواند گسترش جهان را بدون اينكه جمع شدن دوباره اش را تسريع بخشد، آهسته كند. اين نظريه يك تناقض به وجود مى آورد. سنى كه با تركيب اندازه ثابت هابل و اين ميل به قرمز براى جهان تخمين زده مى شد 9 ميليارد سال بود، در حالى كه پيرترين ستارگان در كهكشان راه شيرى 14-13 ميليارد ساله اند! در دهه 1990 با به كارگيرى تركيبى از تكنولوژى (دوربين هاى CCD 100مگا پيكسلى) و يك شاخص دقيق در فاصله اى دور (ابرنواخترهاى نوع Ia) بالاخره شتاب منفى جهان اندازه گيرى شد. اما اين به معنى پيدا كردن اين شتاب منفى نبود! چراكه در سال 1998 دو گروه به رهبرى لارنس بروكلى و سالپرلماتد پى بردند كه نور ابرنواخترهايى كه در فاصله چندين ميليارد سال نورى قرار دارند، كمتر از مقدارى است كه براى جهانى باشتاب منفى و با چگالى بحرانى صدق مى كند. نتيجه تلويحى اين كشف غيرمنتظره اين بود:
گسترش جهان در حقيقت در حال سرعت گرفتن است. با اينكه غبار بين كهكشانى و تكامل ابرنواختر هم مى تواند باعث اين كاهش نورشود، آزمايشات زيادى تاثير اين پارامترها را برروى كم شدن نور اين ابرنواخترها رد كرده اند. ظاهراً جهان واقعاً در حال سرعت گرفتن است. تا وقتى كه قدرت جاذبه با مجموع چگالى ماده در جهان و فشارى كه از هر سانتيمتر مكعب به وجود مى آيد نسبت مستقيم دارد، مى توان اين كشف را با نظريه اينشتين توجيه كرد. فشار منفى عظيم موجود در جهان (چيزى كه كيهان شناسان به آن خاصيت كشسانى فضا - زمان مى گويند) مى تواند اثر دافعه گرانشى ايجاد كند، كه اين براى سرعت بخشيدن به گسترش جهان كافى است. رصد ابرنواخترها مداركى مبنى بر وجود ماهيتى كشسان و عجيب به دست مى دهد كه آن را انرژى تاريك ناميده اند. انرژى تاريك كه تا يك دهه قبل از طرف بيشتر كيهان شناسان رد مى شد، اكنون به نظر مى رسد كه بيش از دوسوم ذخيره جرم _ انرژى كيهانى را تشكيل مى دهد.
اين كشف شگفت آور باعث شد كه كيهان شناسان در تفكرشان در مورد سرنوشت نهايى جهان تغييراتى دهند. اگر جهان تنها از ماده تشكيل شده بود، سرنوشت آن تنها از روى انحناى فضايى آن قابل تشخيص دادن بود. يك جهان بسته (كه داراى انحناى مثبت است) سرانجام جمع شده و فرو مى ريزد. در حالى كه يك جهان تخت يا باز ( كه داراى انحناى منفى است) تا ابد گسترش مى يابد. البته انرژى تاريك هر دو احتمال _ گسترش ابدى و فروريزى نهايى - را براى جهان ظاهراً تخت ما پيش بينى مى كند.
در اينجا هندسه جهان ديگر به پيش بينى سرانجام آن كمكى نمى كند. تا وقتى كه انرژى تاريك كاملاً شناخته شود، پايان كار جهان ما بلاتكليف خواهد ماند. گرچه اگر گسترش جهان تا 30 ميليارد سال ديگر به سريع تر شدن خود ادامه دهد، آسمان از كهكشان خالى خواهدشد(به جز چند كهكشان در خوشه كهكشانى سنبله). درحالى كه گرانش جاذبه اى ماده عمدتاً سياه جهان، گسترش آن را كندتر مى كند، گرانش دفعى (شتاب منفى) كه در اثر انرژى سياه به وجود آمده سعى در سرعت بخشيدن به آن را دارد. بنابراين اندازه گيرى مقادير انرژى و ماده تاريك به ما اجازه مى دهد فيلم كيهانى را تا زمان به وجود آمدن آن عقب ببريم و زمان شروع آن را دريابيم .براى جهان مطلوب امروزى- جهانى تخت با ثابت هابل 71 تا 72 و نسبت ماده تاريك به انرژى سياه سه به هشت - زمان انفجار بزرگ حدود 5/13 ميليارد سال پيش است كه البته 10 درصد احتمال خطا براى آن در نظر گرفته مى شود.
روش هاى ديگر اندازه گيرى عمده جهان نيز اين رقم را تاييد مى كنند. بهترين اين روش ها، روشى است كه در آن عمر پيرترين ستارگان راه شيرى كه در خوشه هاى كروى قرار دارند، اندازه گيرى مى شود. مدل هاى اخير كامپيوترى عمرى حدود 5/12 ميليارد سال را براى ستارگان موجود در اين خوشه ها تخمين مى زنند. (باز هم با خطاى ده درصد) پيدايش اين ستارگان قديمى بيشتر از يك ميليارد سال طول نكشيده است كه با اضافه كردن اين مقدار به عمر ستارگان نتيجه اى با مطابقت دلخواه با عمر گسترش جهان به دست مى آيد. از كرونومترهاى كيهانى ديگر مانند كوتوله هاى سفيد و ايزوتوپ هاى راديواكتيو نيز نتايج مشابهى به دست آمده است.

o آرايش شبكه اى از ماده سياه، با ستارگان

يكى از ويژگى هاى دور از انتظار جهان بدون شك اين واقعيت تامل برانگيز است كه ستارگان حدود يك درصد از كل ذخيره جرم - انرژى آن را تشكيل مى دهند (و حتى كسرى كمتر از ذخيره ماده آن را) در حالى كه يك چهارم كل جرم - انرژى كيهانى را ماده تشكيل مى دهد، بيشتر آن تاريك است و وجودش تنها از آثار گرانشى آن قابل دريافت است. ماهيت اين ماده تاريك هنوز ناشناخته مانده، گرچه ما مدارك محكمى داريم مبنى براينكه قسمت اعظم اين ماده نمى تواند از پروتون ها و نوترون ها ساخته شده باشد.(اجزاى تشكيل دهنده هسته اتم كه جمعاً باريون ناميده مى شوند.)
در حقيقت كيهان شناسان توانسته اند با وزن كردن كهكشان ها و خوشه هاى كهكشانى شواهد محكمى براى اينگونه ناشناخته ماده فراهم كنند. امروزه ماده باريونى اشكال مختلفى به خود مى گيرد _ از ابرهاى سازنده ستارگان گرفته تا سياهچاله ها - گرچه بررسى واكنش هاى هسته اى انفجار بزرگ، به ما اجازه مى دهد شرح و مقدار نسبتاً دقيقى از زمان هاى پيشين كه ساختار جهان ساده تر بود به دست آوريم اما آمارگيرى دقيق از مواد باريونى در جهان امروزى هنوز نيمه تمام مانده است.
مثلاً ميزان فراوانى دوتريم _ايزوتوپى ناپايدار و سنگين از هيدروژن كه تنها در انفجار بزرگ به وجود آمد _ به چگالى كلى ماده باريونى كيهانى بستگى دارد. با اندازه گيرى مقدار دوتريم در ابرهاى گازى نخستين و به مددنظريه واكنش هسته اى انفجار بزرگ، كيهان شناسان نتيجه گرفته اند كه ماده معمولى تنها چهار درصد از چگالى بحرانى را تشكيل مى دهد كه البته اين از مقدار ماده اى كه در ستارگان ديده مى شود، بسيار كمتر است. اندازه گيرى مقادير CMBRنيز نتايج مشابهى را نشان مى دهند.
منجمان براين باورند كه ماده عادى غيرقابل رؤيت كه حدود سه چهارم محتواى كل ماده باريونى را تشكيل مى دهد، به وفور و به صورت گاز گرم درميان كهكشان ها قرار دارد. در كل مقدار ماده _ باريونى و غيرباريونى كه بيشتر آن نيز تاريك است _ هشت برابر بيشتر از ماده باريونى است. تصويرى گرافيكى كه از حضور ماده تاريك تهيه شده، از رصدهاى خوشه هاى كهكشانى اى كه در اثر گرانش، نور كهكشان هاى دور دست تر از خودشان را منحرف و تشديد مى كنند، به دست آمده است. منجمان همچنين توانسته اند مقادير چشمگيرى از ماده غيرقابل رؤيت را با اندازه گرفتن سرعت هاى ستارگان درميان كهكشان ها و سرعت كهكشان ها درميان خوشه هاى كهكشانى، شناسايى كنند. بدون وجود ماده تاريك غيرقابل رؤيت، اين اجرام پرسرعت بايد مدت ها پيش متفرق مى شدند.
همچنين اندازه گيرى دماى گاز ميان خوشه ها كه چند ميليون درجه دما دارند، اشعه ايكس ساطع مى كنند و بيشتر ماده معمولى ميان كهكشانى را تشكيل مى دهند، مى تواند عمق پتانسيل گرانشى به وجود آمده در اثر ماده تاريك را تعيين كند. به علاوه مقدار گاز ميان يك خوشه كهكشانى رامى توان به وسيله انحراف كوچكى كه در تشعشع مايكروويو پس زمينه كيهانى (CMBR) به وجود مى آورد، به دست آورد.