چگالی بحرانی جهان

مترجم: فرید احسانلو
منبع:راسخون
در چند سال گذشته، پژوهش‌هایی که در فصل مشترک فیزیک ذرات و کیهان‌شناسی جهان اولیه انجام می‌شود، هیجان بسیار برانگیخته است. این هیجان تا حدودی ناشی از آن است که با استفاده از مشاهدات و آزمایش‌هایی در شاخه‌هایی مختلف می‌توان به بررسی اندیشه‌های نظری پرداخت و حدودی بر آن‌ها قرار داد. در این مرور تحولات جدید، دو نمونه مشخصاً از این گونه‌اند: (1) آغاز تحقیق تجربی شمارش نوترینوهای کیهانی (2) رصدهای جدید در مورد ساخت بزرگ مقیاس عالم در زمینة "کف"، سرعت‌های زیاد، و همبستگی‌های فضایی، و نقش آن‌ها در گذارهای فاز جهان اولیه. این گذارهای فاز احتمالاً موجد افت و خیزهایی بوده است که مآلاً به ساختار فعلی جهان منجر شده است. عنوان دیگری که در مورد آن بحث خواهیم کرد، هنوز در مرحلة نظریه است ولی قریباً ممکن است به نتایجی تجربی و رصدی منجر شود. این مطلب، وضعیت کنونی سناریوی تورم است. جهان اولیه، که در دوران تسلط اثرات فیزیک ذرات است، برای فوتون‌ها کدر است و بنابراین از دید ستاره‌شناسان نامرئی است. کمی بعد از اینکه جهان شفاف شد، ساختارهای کیهانی شروع به شکل گرفتن کردند و همین ساختارهاست که به چشم اخترشناسان قابل مشاهده است. تقریباً چند ده سال قبل نشان داده شد که سنتز هسته‌ای مهبانگ، عدة (N) نسل‌های نوترینوهای سبک (جرم‌های کمتر از MEV10) را محدود می‌کند و به نظر می‌رسد که N با تعداد طعم‌های کوارکی مربوط باشد. بنابراین کیهان‌شناسی بر یکی از بنیادی‌ترین جنبه‌های طبیعت قید می‌گذارد. در سال‌های گذشته، این افکار دقت بیشتری پیدا کرد و اکنون دیگر واضح است که کیهان‌ شناسی ایجاب می‌کند که N=3±1 باشد. این قید خیلی محکمی است چرا که تاکنون سه نوع µ شناخته شده است. از دید نظریه‌های فیزیک ذرات، مقادیر بزرگتر N اشکالی ندارد. در حال حاضر آزمایش‌هایی که با برخورددهنده‌ها، انجام می‌شوند به مرحله‌ای رسیده‌اند که کم‌کم می‌توانند پیش‌بینی‌های کیهان‌شناختی را بیازمایند. در این آزمایش‌ها از پهنای واپاشی بوزون واسط برداری Z، که به همة گونه‌های µ وا می‌پاشد، استفاده می‌شود. (منظور از پهنای واپاشی، پهنای نمودار جرم Z است که با استفاده از خواص محصولات واپاشی Z ترسیم می‌شود.) نتایج به دست آمده در CERN و در برخورددهندة PEP در استانفورد نشان می‌دهد که N باید کوچکتر یا مساوی 5 باشد و این حدی است که به حد کیهان‌شناختی نزدیک است. آزمایش‌های جدید در برخورددهندة خطی استانفورد، تواترون فرمی لب، و LEP در CERN، باید این حد را دقیق‌تر کنند و آزمون غایی نظریه را فراهم آورند. این اولین بار است که یک پیش‌بینی کیهان‌شناختی توسط آزمایشی در برخورددهنده‌ها مورد آزمون قرار می‌گیرد. در حقیقت از آنجا که تعیین N و پهنای Z برای SLC و LEP، آزمایش‌های "نان و آب‌دار"ی هستند حتی می‌توان گفت که این دستگاه‌ها تلسکوپ‌های سبک جدید برای کاوش جهان اولیه‌اند.

بیشتر بخوانید:ذرات و کیهان شناسی

جهان اولیه، که در دوران تسلط اثرات فیزیک ذرات است، برای فوتون‌ها کدر است و بنابراین از دید ستاره‌شناسان نامرئی است. کمی بعد از اینکه جهان شفاف شد، ساختارهای کیهانی شروع به شکل گرفتن کردند و همین ساختارهاست که به چشم اخترشناسان قابل مشاهده است. شرایطی که این ساختارها را پدید آورد، در واقع از دوران ذرات بنیادی به جای مانده است. پس در واقع پیدایش ساختارهای کیهانی زمینة مشترکی است که هم کیهان‌شناسانی که با تلسکوپ‌های بزرگ جهان را رصد می‌کند در آن کار می‌کنند و هم نظریه‌دانان ذرات که به تحقیق در کیهان‌شناسی پرداخته‌اند.
اخیراً انقلابی در عقاید ما دربارة بزرگترین ساختارهای عالم رخ داده است. رصدکنندگان دریافته‌اند که توزیع کهکشان‌ها و خوشه‌های کهکشانی در آسمان کتره‌ای نیست. بلکه ظاهراً نقشی شبیه کف دارد که ناحیه‌های خالی را نیز شامل می‌شود و کهکشان‌های فروزان بر دیواره‌های حباب‌های کف جای گرفته‌اند. ابعاد حباب‌ها ظاهراً باید در حدود چند ده مگاپارسک باشد (1 پارسک برابر است با 26ر3 سال نوری). به علاوه رصدکنندگان دیگر ادعا می‌کنند که وجود نواحی عظیم مشابهی را کشف کرده‌اند که همراه هم با سرعت KM/S 600 حرکت می‌کنند، هم چنین روز به روز آشکارتر می‌شود که همبستگی خوشه‌های کهکشانی قوی‌تر از همبستگی کهکشان‌ها با یکدیگر است. خلاصة کلام آن که به نظر می‌رسد ساختاری با مقیاس بسیار بزرگ بر عالم نهاده شده است.
برای اینکه جهان بتواند به چگالی بحرانی خود برسد، کیهان‌شناسان وجود اشکل مختلف مادة تیره را فرض کرده‌اند و بسیاری از آزمایش‌گران نیز شروع به طراحی آزمایش‌هایی برای جستجوی این ماده کرده‌اند. این رصدهای جدید ساختارهای بزرگ مقیاس، ما را مجبور کرده‌اند که فرض‌ها و محک‌هایی را که برای انتخاب نامزدهای مختلف مادة تیره به کار می‌بریم، تغییر بدهیم. نامزدهای مادة تیره را می‌توان به دو دستة اصلی تقسیم کرد: (1) مادة داغ: نوترینوهای سبک و یا ذرات دیگری که درست قبل از تسلط ماده بر اشعه با سرعت زیاد حرکت می‌کردند (در چگالی کیهان‌شناختی)، و (2) مادة سرد: آکسیون‌ها، فوتینوها با جرمی در حدود GEV و یا ذرات دیگری که حرکتشان در دوران تسلط ماده کند بوده است.
پیش از اینکه رصدهای جدید ساختار بزرگ مقیاس، انجام شود، مادة سرد مرجح شمرده می‌شد زیرا می‌توانست در ابعاد کهکشانی خیلی سریع مجتمع شود و تکوین کهکشان‌ها به سرعت صورت پذیرد. ولی مادة سرد یک اشکال داشت و آن اینکه تماماً در مقیاس‌های کوچک کهکشانی مجتمع می‌شد. از این رو لازم بود که سهم کلی آن در دینامیک خوشه‌ای اندازه‌گیری شود که چگالی بسیار کمتر از چگالی بحرانی را ایجاب می‌کرد. برای احتراز از این قید، هواداران مادة سرد فرضیة پیدایش جانب دارانة کهکشان‌ها را مطرح کردند که بنابر آن تنها نقاط ماکزیموم چگالی می‌درخشند و کلوخه‌های بسیار زیادی از مادة سرد همراه با باریون‌ها وجود دارند که نمی‌درخشند و در عین حال جرم اصلی و غالب جهان را نیز فراهم می‌آورند. گرچه این فرضیه می‌تواند برای مشکل چگالی کارساز باشد، ولی برای میدان‌های سرعت در مقیاس بزرگ و برای هم بستگی‌های بزرگ میان خوشه‌ها، یک فاجعه است. هرچه پیدایش کهکشان‌ها جانبدارتر باشد، سرعت‌های بزرگ مقیاس کوچکترند، زیرا مادة درخشان در کلوخه‌های منزوی قابل چشم‌پوشی خواهند بود.