کیهان شناسی در هزاره نو
ما اکنون در میان انقلابى از دانسته هایمان پیرامون سر منشاء تکامل جهان هستیم. انقلابى که هم از نظریه هاى جدید و هم از تکنولوژى پیشرفته تغذیه مى کند. تلسکوپ هاى فضایى اى که از آن سوى طیف الکترومغناطیسى جهان را زیرنظر دارند، تلسکوپ هاى عظیم زمینى، ابررایانه ها و شتاب دهنده هاى ذرات اتمى و حتى تلسکوپ هاى زیرزمینى، همگى نقش مهمى را در این زمینه ایفا مى کنند. به مدد نظریه نسبیت عام اینشتین و فیزیک نوین ذرات مى توان با اطمینان بیشترى تاریخ کیهان را از زمان ترکیب ذرات بنیادى، که در یک میکرو ثانیه بعد از پیدایش جهان به وجود آمدند، بررسى کرد.
بعد از چند دهه تلاش و کوشش ما نتوانسته ایم ویژگى اساسى جهان خودمان را شناسایى کنیم. در توافق نظر جدید، که در یک دهه قبل به سختى قابل تصور بود،بیشتر کیهان شناسان عمر جهان را 7/13 میلیارد سال مى دانند و عقیده دارند که جهان تخت است (یعنى از هندسه اقلیدسى تبعیت مى کند، با خطوط موازى که دربى نهایت هم موازى مى مانند و زوایاى داخلى مثلث که مجموعاً 180 درجه هستند). نظریه هاى جدید کیهان شناسى، تعدادى از مشکلاتى را که به مدت چند دهه مطرح بوده اند حل مى کنند. معروف ترین این معضلات این بود که جهان، جوان تر از ستاره هایى که در آن قراردارند به نظر مى آمد .
برابرى اندازه گیرى هاى مستقل با مقادیر کلیدى مانند ثابت هابل نیز از موضوعات مهم کیهان شناسى هستند. بیشتر ماده کهکشان هیچ نورى از خود منتشر نمى کند و برخلاف ماده که براى ما آشناتر و ملموس تر است، از نوترون و پروتون تشکیل نشده. به نظر مى آید این ماده سیاه عجیب که 30 درصد از کل جرم _ انرژى جهان را تشکیل مى دهد، از نوعى ذره بنیادى تشکیل شده که کمى بعد از انفجار بزرگ به وجود آمده است. حتى شگفت آورتر از این، دوسوم از جرم - انرژى کیهان است که از انرژى تاریک اسرارآمیز تشکیل شده، که باعث سرعت یافتن گسترش جهان مى شود.
• ساختار انفجار بزرگ
اساس دریافت ذهنى ما از تکامل جهان، مدل انفجار بزرگ است که بر پایه نظریه نسبیت عام اینشتین و رصدهاى ادوین هابل در مورد گسترش جهان مطرح شد. اثر متقابل تئورى و رصد در اینجا اهمیت خاصى دارد. در ساختار نسبیت عام فضا و زمان مى توانند بپیچند، خم شوند و کشیده شوند. به وسیله رصد نیز گسترش جهان به خوبى رؤیت شده البته این گسترش به صورت به جلو برده شدن ماده است و نه پرتاب شدن آن در خلأ. علاوه براین، میل به قرمز (redshif) نور ساطع شده از کهکشان هاى دوردست، با اثر دوپلر، که در اثر حرکت در میان فضا به وجود مى آید توجیه نشده، بلکه به عنوان نتیجه گسترش فضا که باعث کشیدگى طول موج فوتون ها راهى زمین مى شود، توضیح داده شده است.
(پدیده میل به قرمز در اثر کشیده شدن فوتون هاى رسیده به زمین از یک کهکشان دوردست ظاهر مى شود که باعث شکافته شدن خطوط جذبى در طیف کهکشان و تمایل آن به طیف هاى قرمزتر نورمریى _ در مقایسه با ستارگان کهکشان راه شیرى - مى شود.) میل به قرمز یک کهکشان دوردست مستقیماً نشان مى دهد جهان از زمانى که نور آن کهکشان را ترک کرده است چقدر بزرگ تر شده. تفاوت اندازه برابر میل به قرمز(Z)+1 است. به طور مثال دورترین کوازار شناخته شده میل به قرمز zبرابر4/6 دارد. یعنى حجمى از فضا که درزمان ترک نور از کوازار یک میلیون سال نورى پهنا داشته، اکنون 4/7 میلیون سال نورى است!
نظام انفجار بزرگ بسیارى از ویژگى هاى اصلى جهان امروز را در خودجاى مى د هد - البته همه آنها را توضیح نمى دهد- از جمله: تخت بودن فضا، امواج پس زمینه کیهانى و برآمدگى هاى موجود در ماده آغازین که ساختارهاى بزرگ آشکار امروزى را پدید آورده اند. در سال 1980 فیزیکدانى به نام آلن اچ - گروت نظریه اى ارائه کرد به نام تورم. بعدها دیگران نیز توضیحاتى به این نظریه افزودند. این تئورى که نشات گرفته از فیزیک کاربردى ذرات است، مهمترین ویژگى هاى جهان امروز را توضیح مى دهد. در تئورى تورم قسمت هاى کوچک کیهان اولیه به طور تصاعدى گسترش پیدا کردند و قسمتى از فضا را که ما امروزه مى بینیم، صاف تر کردند. مانند وقتى که بیشتر بادکردن یک بادکنک باعث مى شود قسمت کوچکى روى سطح آن صاف تر به نظر برسد.
گفته مى شود دلیل اصلى جریان یافتن این گسترش انرژى پتانسیلى وابسته به انرژى فرضى به نام inflaton است، این انرژى پتانسیل inflatin است که حرارت چشمگیر انفجار بزرگ را فراهم کرده در حین پدیده inflaton نوسانات کوانتومى در مقیاس هاى زیراتمى به وسیله گسترشى مهیب به اندازه هاى نجومى مى رسند. این بزرگ تر شدن ها در سالیان دراز بعدى به همراه گرانش رشد کردند و در نهایت به پیدایش کهکشان ها و خوشه هاى کهکشانى کنونى انجامیدند. از نظریه تورم مى توان سه نتیجه گیرى کرد: 1- فضا باید در لبه مریى آن صاف به نظر برسد. 2- توزیع ماده در مقیاس هاى نجومى باید منشاء کوانتومى داشته باشد. 3- فضا را باید پس زمینه اى از امواج گرانشى فرا گرفته باشد، که به وسیله نوسانات کوانتومى بعد از 10به توان 32 - ثانیه از شروع جهان به وجود آمده اند. دو پیش بینى نخست اکنون با اندازه گیرى هایى که روى CMBR انجام مى شود دیده شده اند (و سومى نیز احتمالاً در آینده اى نه چندان دور با اندازه گیرى ها به اثبات خواهد رسید). اکنون به بحث درباره گسترش جهان مى پردازیم.
• گسترش جهان
در سال 1929 ادوین هابل و میلتون هوماسون، فاصله چند کهکشان نزدیک را اندازه گیرى کردند و رابطه میان فاصله و سرعت عقب نشینى آنها را به دست آوردند (که وقتى کهکشانى با سرعتى کمتر از کسرى از سرعت نور از ما دور مى شود، این رابطه با میل به قرمز آن متناسب است). این مؤلفه تناسب، ثابت هابل نام دارد (HO) و سرعت گسترش جهان امروز را اندازه گیرى مى کند. تعیین دقیق فواصل کهکشانى به طرز شگفت آورى سخت است و پیچیدگى هاى زیادى مزاحم تلاش براى مشخص کردن (HO) مى شود. اکنون با استفاده از پیشرفت ها و ابزار پیچیده و به مدد روش هاى متعدد و متفاوت اندازه گیرى، بر مقدارى براى این ثبات اتفاق نظر شده است.
فواصل دقیق کهکشانى در مقیاس هاى دور که به وسیله بخشى از پروژه کلیدى هابل (hstkp) به دست آمده است، قسمتى از سرفصل هاى مدنظر فریدمن (freedman) مدیر این پروژه را تشکیل مى دهد .با آشکارسازى و اندازه گیرى ستاره هاى متغیر (Cepheid) در 24 کهکشان مارپیچى، هابل محققان این پروژه را قادر کرد تا 5 روش تنظیم شده، به عنوان دومین شاخص فاصله، براى فواصل بیش از یک میلیارد سال نورى، به دست آوردند. چنین فواصلى به خوبى در مسیر رصدى هابل قرار دارند. جایى که اثر مخرب اجتماع کهکشان هاى پر جرم، همچون خوشه سنبله، تاثیر محسوسى در اندازه گیرى ها ندارند. با ترکیب هر پنج تکنیک، مقدار 72 کیلومتر در ثانیه، در مگاپارسک - با خطایى حدود 10 درصد _ براى ثابت هابل به دست آمد.
در حالى که پارامتر اندازه گرفته شده توسط خود هابل 550 کیلومتر در ثانیه در مگاپارسک بود. از آنجا که اندازه جهان قابل رصد و سن آن، هر دو با ثابت هابل رابطه عکس دارند. رشدى که این مقدار اصلاح شده براى جهان قابل رؤیت نشان مى دهد هشت برابر گسترشى است که قبلاً براى جهان اندازه گرفته شده بود. گروه هاى نجومى دیگرى هم با ثابت هابلى که این پروژه به دست آورد موافقت کردند. پس مى توان گفت یکى از پارامترهاى مهم کیهان شناسى بالاخره تعیین شده است.
• سن جهان شتابدار ما
ثابت هابل مى تواند زمانى که از انفجار بزرگ مى گذرد و اندازه قسمتى از جهان را که براى ما قابل رؤیت است، تعیین کند. مدت زمانى که از انفجار بزرگ مى گذرد، به سرعت گسترش کنونى جهان ونیز سرعت گسترش آن درگذشته بستگى دارد. گرانش حاصل از وجود ماده رشد یافتن جهان راکند مى کند - مانند توپى که وقتى به آسمان پرتاب مى شود نیروى جاذبه زمین سرعتش را کم مى کند- دانشمندان چند دهه است که براى یافتن این شتاب منفى تلسکوپ هایشان را به انتهاى محدوده جهان قابل رؤیت نشانه رفته اند. این افراد امیدوارند با اندازه گرفتن میزان کندشدن گسترش جهان، سرنوشت آن را مشخص کنند. آیا این کند شدن براى معکوس کردن گسترش و در نتیجه جمع شدن دوباره جهان کافى است؟ نشانه هاى به دست آمده از رصدها و تئورى هاى نظرى 5سال اخیر، کیهان شناسان را به این تفکر سوق داده که جهان از ماده اى با چگالى بحرانى Critical density تشکیل شده است.
پارامترى که مى تواند گسترش جهان را بدون اینکه جمع شدن دوباره اش را تسریع بخشد، آهسته کند. این نظریه یک تناقض به وجود مى آورد. سنى که با ترکیب اندازه ثابت هابل و این میل به قرمز براى جهان تخمین زده مى شد 9 میلیارد سال بود، در حالى که پیرترین ستارگان در کهکشان راه شیرى 14-13 میلیارد ساله اند! در دهه 1990 با به کارگیرى ترکیبى از تکنولوژى (دوربین هاى CCD 100مگا پیکسلى) و یک شاخص دقیق در فاصله اى دور (ابرنواخترهاى نوع Ia) بالاخره شتاب منفى جهان اندازه گیرى شد. اما این به معنى پیدا کردن این شتاب منفى نبود! چراکه در سال 1998 دو گروه به رهبرى لارنس بروکلى و سالپرلماتد پى بردند که نور ابرنواخترهایى که در فاصله چندین میلیارد سال نورى قرار دارند، کمتر از مقدارى است که براى جهانى باشتاب منفى و با چگالى بحرانى صدق مى کند. نتیجه تلویحى این کشف غیرمنتظره این بود:
گسترش جهان در حقیقت در حال سرعت گرفتن است. با اینکه غبار بین کهکشانى و تکامل ابرنواختر هم مى تواند باعث این کاهش نورشود، آزمایشات زیادى تاثیر این پارامترها را برروى کم شدن نور این ابرنواخترها رد کرده اند. ظاهراً جهان واقعاً در حال سرعت گرفتن است. تا وقتى که قدرت جاذبه با مجموع چگالى ماده در جهان و فشارى که از هر سانتیمتر مکعب به وجود مى آید نسبت مستقیم دارد، مى توان این کشف را با نظریه اینشتین توجیه کرد. فشار منفى عظیم موجود در جهان (چیزى که کیهان شناسان به آن خاصیت کشسانى فضا - زمان مى گویند) مى تواند اثر دافعه گرانشى ایجاد کند، که این براى سرعت بخشیدن به گسترش جهان کافى است. رصد ابرنواخترها مدارکى مبنى بر وجود ماهیتى کشسان و عجیب به دست مى دهد که آن را انرژى تاریک نامیده اند. انرژى تاریک که تا یک دهه قبل از طرف بیشتر کیهان شناسان رد مى شد، اکنون به نظر مى رسد که بیش از دوسوم ذخیره جرم _ انرژى کیهانى را تشکیل مى دهد.
این کشف شگفت آور باعث شد که کیهان شناسان در تفکرشان در مورد سرنوشت نهایى جهان تغییراتى دهند. اگر جهان تنها از ماده تشکیل شده بود، سرنوشت آن تنها از روى انحناى فضایى آن قابل تشخیص دادن بود. یک جهان بسته (که داراى انحناى مثبت است) سرانجام جمع شده و فرو مى ریزد. در حالى که یک جهان تخت یا باز ( که داراى انحناى منفى است) تا ابد گسترش مى یابد. البته انرژى تاریک هر دو احتمال _ گسترش ابدى و فروریزى نهایى - را براى جهان ظاهراً تخت ما پیش بینى مى کند.
در اینجا هندسه جهان دیگر به پیش بینى سرانجام آن کمکى نمى کند. تا وقتى که انرژى تاریک کاملاً شناخته شود، پایان کار جهان ما بلاتکلیف خواهد ماند. گرچه اگر گسترش جهان تا 30 میلیارد سال دیگر به سریع تر شدن خود ادامه دهد، آسمان از کهکشان خالى خواهدشد(به جز چند کهکشان در خوشه کهکشانى سنبله). درحالى که گرانش جاذبه اى ماده عمدتاً سیاه جهان، گسترش آن را کندتر مى کند، گرانش دفعى (شتاب منفى) که در اثر انرژى سیاه به وجود آمده سعى در سرعت بخشیدن به آن را دارد. بنابراین اندازه گیرى مقادیر انرژى و ماده تاریک به ما اجازه مى دهد فیلم کیهانى را تا زمان به وجود آمدن آن عقب ببریم و زمان شروع آن را دریابیم .براى جهان مطلوب امروزى- جهانى تخت با ثابت هابل 71 تا 72 و نسبت ماده تاریک به انرژى سیاه سه به هشت - زمان انفجار بزرگ حدود 5/13 میلیارد سال پیش است که البته 10 درصد احتمال خطا براى آن در نظر گرفته مى شود.
روش هاى دیگر اندازه گیرى عمده جهان نیز این رقم را تایید مى کنند. بهترین این روش ها، روشى است که در آن عمر پیرترین ستارگان راه شیرى که در خوشه هاى کروى قرار دارند، اندازه گیرى مى شود. مدل هاى اخیر کامپیوترى عمرى حدود 5/12 میلیارد سال را براى ستارگان موجود در این خوشه ها تخمین مى زنند. (باز هم با خطاى ده درصد) پیدایش این ستارگان قدیمى بیشتر از یک میلیارد سال طول نکشیده است که با اضافه کردن این مقدار به عمر ستارگان نتیجه اى با مطابقت دلخواه با عمر گسترش جهان به دست مى آید. از کرونومترهاى کیهانى دیگر مانند کوتوله هاى سفید و ایزوتوپ هاى رادیواکتیو نیز نتایج مشابهى به دست آمده است.
• آرایش شبکه اى از ماده سیاه، با ستارگان
یکى از ویژگى هاى دور از انتظار جهان بدون شک این واقعیت تامل برانگیز است که ستارگان حدود یک درصد از کل ذخیره جرم - انرژى آن را تشکیل مى دهند (و حتى کسرى کمتر از ذخیره ماده آن را) در حالى که یک چهارم کل جرم - انرژى کیهانى را ماده تشکیل مى دهد، بیشتر آن تاریک است و وجودش تنها از آثار گرانشى آن قابل دریافت است. ماهیت این ماده تاریک هنوز ناشناخته مانده، گرچه ما مدارک محکمى داریم مبنى براینکه قسمت اعظم این ماده نمى تواند از پروتون ها و نوترون ها ساخته شده باشد.(اجزاى تشکیل دهنده هسته اتم که جمعاً باریون نامیده مى شوند.)
در حقیقت کیهان شناسان توانسته اند با وزن کردن کهکشان ها و خوشه هاى کهکشانى شواهد محکمى براى اینگونه ناشناخته ماده فراهم کنند. امروزه ماده باریونى اشکال مختلفى به خود مى گیرد _ از ابرهاى سازنده ستارگان گرفته تا سیاهچاله ها - گرچه بررسى واکنش هاى هسته اى انفجار بزرگ، به ما اجازه مى دهد شرح و مقدار نسبتاً دقیقى از زمان هاى پیشین که ساختار جهان ساده تر بود به دست آوریم اما آمارگیرى دقیق از مواد باریونى در جهان امروزى هنوز نیمه تمام مانده است.
مثلاً میزان فراوانى دوتریم _ایزوتوپى ناپایدار و سنگین از هیدروژن که تنها در انفجار بزرگ به وجود آمد _ به چگالى کلى ماده باریونى کیهانى بستگى دارد. با اندازه گیرى مقدار دوتریم در ابرهاى گازى نخستین و به مددنظریه واکنش هسته اى انفجار بزرگ، کیهان شناسان نتیجه گرفته اند که ماده معمولى تنها چهار درصد از چگالى بحرانى را تشکیل مى دهد که البته این از مقدار ماده اى که در ستارگان دیده مى شود، بسیار کمتر است. اندازه گیرى مقادیر CMBRنیز نتایج مشابهى را نشان مى دهند.
منجمان براین باورند که ماده عادى غیرقابل رؤیت که حدود سه چهارم محتواى کل ماده باریونى را تشکیل مى دهد، به وفور و به صورت گاز گرم درمیان کهکشان ها قرار دارد. در کل مقدار ماده _ باریونى و غیرباریونى که بیشتر آن نیز تاریک است _ هشت برابر بیشتر از ماده باریونى است. تصویرى گرافیکى که از حضور ماده تاریک تهیه شده، از رصدهاى خوشه هاى کهکشانى اى که در اثر گرانش، نور کهکشان هاى دور دست تر از خودشان را منحرف و تشدید مى کنند، به دست آمده است. منجمان همچنین توانسته اند مقادیر چشمگیرى از ماده غیرقابل رؤیت را با اندازه گرفتن سرعت هاى ستارگان درمیان کهکشان ها و سرعت کهکشان ها درمیان خوشه هاى کهکشانى، شناسایى کنند. بدون وجود ماده تاریک غیرقابل رؤیت، این اجرام پرسرعت باید مدت ها پیش متفرق مى شدند.
همچنین اندازه گیرى دماى گاز میان خوشه ها که چند میلیون درجه دما دارند، اشعه ایکس ساطع مى کنند و بیشتر ماده معمولى میان کهکشانى را تشکیل مى دهند، مى تواند عمق پتانسیل گرانشى به وجود آمده در اثر ماده تاریک را تعیین کند. به علاوه مقدار گاز میان یک خوشه کهکشانى رامى توان به وسیله انحراف کوچکى که در تشعشع مایکروویو پس زمینه کیهانى (CMBR) به وجود مى آورد، به دست آورد.
منبع : آسمان پارس
منبع :http://www.noojum.com