به نام حق

 بررسی چگونگی آغاز عالم بر اساس نظریه مهبانگ ( انفجار بزرگ ) نویسنده : سروش غفاری تاریخ نگارش

 مقاله : 12 / 8 / 1386 خورشیدی نظریه مهبانگ (بیگ بنگ) نظریه مهبانگ (بیگ بنگ) یک مدل کیهانشناسی از عالم است که بر بوجود آمدن گیتی در 13.5 میلیارد سال پیش از یک حالت بسیار داغ و چگال اشاره دارد. این نظریه از قانون هابل و اصل انتظام گیتی نتیجه میشود. مشاهدات اخترشناسان نشان میدهد که عالم از یک حالت نخستین با چگالی و دمای هنگفت انبساط یافته است. به طور کلی فیزیک دانان چیزی درباره پیش از مهبانگ نمیدانند. یکی از پیامدهای منطقی مهبانگ این است که شرایط جهان کنونی متفاوت از گذشته و آینده آن باشد. با استفاده از همین مدل ژرژ گاموف توانست در سال 1948 وجود تابش زمینه کیهانی ( ریز موجهای زمینه کیهانی) را پیشگویی کند. تابش زمینه کیهانی در دهه 1960 کشف شد و موجب شد که نظریه مهبانگ نسبت به رقیب اصلی خود ، "حالت ایستا " پیشی بگیرد. سرگذشت کلی کیهان بر پایه ی اندازه گیری انبساط جهان با به کار گیری ابرنواخترهای گونه ی Ia ، ‌اندازه گیری توده های ریز موج های زمینه ی کیهانی و اندازه گیری چگونگی ارتباط میان کهکشان ها، عمر جهان 0.2± 13.7 میلیارد سال برآورد شده است. جهان آغازین پر بود از چگالی انرژی بسیار زیاد و باور نکردنی و نیز فشار و دمای بسیار بالا که کاملا همگن بوده است. این گوی بسیار داغ، منبسط و سرد شد و به سمت طی کردن فازهای مختلف پیش رفت که شبیه به میعان گاز و یا یخ بستن آب هنگام سرد شدن بود ولی مرتبط با ذرات بنیادین. حدود 10^-38 ثانیه پس از آغاز، طی کردن یک فاز موجب شد که جهان رشدی بالا را در طی دوره ای با نام "تورم کیهانی" تجربه کند. پس از آن که تورم از ادامه باز ایستاد، اجزای ماده ی سازنده ی جهان به شکل نوعی پلاسما بودند و ذرات سازنده به طور نسبی حرکت می کردند. هنگامی که جهان رشد تا این اندازه را ادامه داد دما افت کرد. در یک دمای معین، طی یک گذار تا کنون ناشناخته با نام baryogenesis، کوارک ها و گلواُن ها ترکیب شدند و تبدیل به ذرات سنگین (باریون هایی ) مانند پروتون ها و نوترون ها شدند ، به گونه ای که عدم تقارن میان ماده و پادماده را در پی داشت. باز هم در دماهای پایین تر طی کردن فازهای دیگرعدم تقارن بیشتری را در پی داشتند و قانون های فیزیکی و ذرات بنیادین را به شکل کنونی آن ها درآوردند. پس از آن برخی از پروتون ها و نوترون ها ترکیب شدند تا دوتریوم ها و هلیوم نوکلئی های این جهان را در فرآیندی که Big Bang nucleosynthesis نامیده می شود ایجاد کنند. هنگامی که جهان سرد شد، رفته رفته ماده از حرکت نسبی باز ایستاد. پس از حدود 300.000 سال، الکترون ها و پروتون ها در اتم ها (اغلب هیدروژن) ترکیب شدند؛ از این رو پرتو (تابش) از ماده جدا شد و بی هیچ ممانعتی در فضا به راهش ادامه داد. این پرتوی باستانی همان "تابش زمینه کیهانی" است. در زمان های بعد ناحیه های چگال تر، مواد نزدیک را به شیوه ی گرانشی جذب کردند و بدین گونه چگالتر شدند و ابرهای گازی، کهکشان ها و ساختار های دیده شدنی جهان امروزی شکل گرفتند. جزئیات این فرآیند به مقدار و گونه ی ماده ی جهان وابسته است. سه گونه ی ممکن با نام های "ماده ی تاریک سرد"، "ماده ی تاریک داغ" و "ماده ی باریونی" شناخته شده هستند. بهترین اندازه گیری های انجام شده ( توسط WMAP ) نشان می دهد که شکل غالب ماده در جهان "ماده ی تاریک سرد" است. دو گونه ی دیگر کم تر از 20% از کل ماده ی جهان را تشکیل می دهند. به نظر می رسد که جهان امروز به تسلط یک شکل رازآلود از انرژی با نام "انرژی تاریک" درآمده است. کمابیش 70% از انرژی جهان امروزی از این گونه ی انرژی است. این بخش از ساختمان جهان با ویژگی های آشکار شده ی انبساط جهان شناسایی شده است. همه ی این مشاهده ها در مدل ΛCDM گنجانده شده اند که یک مدل ریاضی از مهبانگ با شش مشخصه است. رازها هنگامی بسته تر به نظر می آیند که به آغاز نزدیکتر می شویم، یعنی زمانی که انرژی های ذره از آن چه امروزه با آزمایش به دست می آید بسیار بیشتر بوده است. هم اکنون هیچ مدل فیزیکی قابل توجهی برای ده به توان منفی سی و سه ثانیه ی آغازین جهان نداریم. برای حل این مشکل به یک نظریه ی گرانش کوانتومی نیاز است. فهم این دوره از تاریخ جهان یکی از بزرگ ترین مساله های حل نشده ی فیزیک است. شواهد رصدی در کل گفته می شود که نظریه ی مهبانگ را سه ستون مشاهداتی استوار ساخته اند: 1. Hubble-type expansion که دامنه ی مشاهده ی آن گرایش به سرخ کهکشان هاست؛ 2. اندازه گیری های موشکافانه ی تابش زمینه کیهانی (ریز موج زمینه ی کیهانی) 3. فراوانی عنصرهای سبک قانون انبساط هابل مشاهده ی کهکشان ها و اختروَش ها (کوازار ها) ی دور نشان می دهد که طیف این اجرام انتقال به سرخ دارند یعنی نور گسیل شده از آن ها به طول موج های بلندتر منتقل شده است . هنگامی که سرعت این اجسام متناسب با فاصله ی آنها مطرح شد یک رابطه ی خطی شناخته شده با عنوان قانون هابل دیده شد: V = H d که در آن V سرعت ذاتی کهکشان یا یک شی دور دیگر است، d فاصله تا شی و H ثابت هابل است که توسط ردیاب WMAP برابر با 4±71 km/s/Mpc اندازه گیری شده است. مشاهده ی قانون هابل دو تفسیر ممکن دارد. یکی از آن دو می گوید که ما در کانون گسترش کهکشان ها هستیم، موقعیتی که ناهماهنگ با اصل کوپرنیک پذیرفته شده و مسلم است. تفسیر دوم می گوید که جهان در همه جا یکنواخت گسترش می یابد. پیش از آن که هابل مشاهده ها و موشکافی هایش را انجام دهد این گونه ی انبساط کیهانی به خوبی در زمینه ی نسبیت عام با زبان ریاضی گسترش یافته بود. تابش ریز موج های زمینه ی کیهانی نظریه ی مهبانگ وجود تابش زمینه ی کیهانی (CMB) را که آمیخته ای از فوتون های گسیل شده است را پیش بینی می کند. پیش از شکل گیری اتم ها، تابش در یک فرایند که پراکندگی Compton نام دارد، به طور پیوسته جذب و گسیل می شد: جهان آغازین برای آشکار کردن بسیار تیره است. به هر جهت، خنک شدن به دلیل انبساط جهان موجب شد که دما تا کمتر از 3000 کلوین کاهش یابد، دمایی که در آن الکترون ها و نوکلئی ها در هم آمیختند تا اتم ها را شکل دهند و پلاسمای بسیار کهن به یک گاز خنثی مبدل شد . از آن جا که جهان آغازین در تعادل گرمایی بود، تابش از این زمان گستره ی تابش یک جسم سیاه را داشته و تا به امروز آزادانه در فضا در حرکت است و نیز در حال گرایش به سرخ به دلیل انبساط کیهان. این عامل، دمای بالای گستره ی تابش جسم سیاه را کم می کند. این تابش باید در هر نقطه از جهان و از هر سو رویت پذیر باشد. در سال 1964 میلادی، Arno Penzias و Robert Wilson هنگام انجام، شماری از مشاهده های خطا یاب با به کار گیری یک گیرنده ی نوین ریز موج ها تابش زمینه ی کیهانی را یافتند. یافته ی آن ها تاییدی استوار برای پیشگویی های CMB به ارمغان آورد. – تابش همگن و سازگار با گستره ی تابش جسم سیاه در دمای 3 کلوین شناخته شد. – بنابراین، کفه ی ترازو به سود مهبانگ سنگین تر شد و نظریه ی مهبانگ استوارتر گردید. Penzias و Wilson جایزه ی نوبل را برای یافته شان به دست آوردند. ناسا، در سال 1989 میلادی، ماهواره ی کاوشگر زمینه ی کیهانی (COBE) را پرتاب کرد و نخستین یافته های آن در سال 1990 میلادی منتشر شد که سازگار با پیشگویی های مهبانگ، با توجه به CMB ، بودند. COBE تابشی معادل با تابش جسم سیاه در دمای 2.726 کلوین را یافت و همگن بودن CMB را مشاهده کرد. در دهه ی 90 میلادی، با کمک شمار بسیاری از آزمایش های انجام شده در زمین، ناهمگنی های CMB بیش از پیش بررسی شد و با کمک اندازه گیری مقدار زاویه ای نوعی ناهمگنی ها، جهان از نظر هندسی به گونه ای کمابیش تخت نشان داده شد. در آغاز سال 2003 میلادی، دست آورد های ماهواره ی ریز موج ویلکینسون (WMAP) منتشر شد و آنچه در آن زمان بیشترین مقدارهای دقیق برای برخی از مشخصه های انتظام گیتی بودند به انجام رسید. همچنین، این ماهواره چندین مدل تورم کیهانی معین را رد کرد، ولی در کل دست آورد ها سازگار با نظریه ی تورم بودند. فراوانی عنصرهای نخستین با به کار گیری نظریه ی مهبانگ، امکان محاسبه ی فراوانی هلیوم 4، هلیوم 3، دوتریوم و لیتیوم 7 در جهان نسبت به مقدار هیدروژن معمولی وجود دارد. همه ی فراوانی ها به یک مشخصه تکی بستگی دارند: نسبت فوتون ها به باریون ها (ذرات سنگین). نسبت های پیش بینی شده، بر حسب جرم (و نه تعداد) از این قرارند: Α) 0.25 برای He چهار نسبت به H B) ده به توان منفی سه برای H دو به H C) ده به توان منفی چهار برای He سه به H D) ده به توان منفی نه برای Li هفت به H فراوانی های اندازه گیری شده، همگی با آن هایی که از یک مقدار تکی از نسبت باریون به فوتون پیش بینی شدند سازگارند. این که نظریه ی مهبانگ تنها توضیح شناخته شده برای فراوانی های نسبی عنصرهای سبک است، گواهی استوار بر درستی این نظریه است. در حقیقت، هیچ مدرکی بیرون از نظریه ی مهبانگ وجود ندارد که، برای نمونه، جهان نورسته و جوان باید هلیوم بیشتری از دوتریوم یا دوتریوم بیشتری از He سه، و در نسبت های ثابت داشته باشد. پراکندگی و فرضیه ی تکامل کهکشانی مشاهده های موشکافانه از بررسی شکل و پراکندگی کهکشان ها و اختروَش ها (Quasars) گواهی استوار برای مهبانگ به ارمغان آورده اند. آمیزه ای از مشاهده ها و نظریه پیشنهاد می کنند که در آغاز اختروَش ها و کهکشان ها در حدود یک میلیارد سال پس از مهبانگ شکل گرفتند و پس از آن زمان ساختارهای بزرگ تر همچون خوشه ها و ابر خوشه های کهکشانی شکل می گیرند. گروه های ستارگان پیر می شوند، به گونه ای که کهکشان های دور (آن هایی که مشاهده ی آن ها زمانی که در جهان آغازین بودند انجام شده است) نا هماهنگ با کهکشان های نزدیک هستند. علاوه بر این، کهکشان هایی که نسبتا به تازگی شکل گرفتند به طور برجسته و آشکار متفاوت از کهکشان هایی هستند که در همان فاصله ها ولی کمی پس از مهبانگ شکل گرفتند. این مشاهده ها شناسه هایی استوار در برابر مدل "حالت ایستا" هستند. مشاهده های پراکندگی (توزیع) شکل گیری ستاره ها، کهکشان ها، اختروَش ها و نیز در مقیاس های بزرگتر با همانندسازی های شکل گیری ساختار مهبانگ در جهان سازگارند. ویژگی ها، پی آمدها و دشواری ها چندین مشکل در سرتاسر تاریخ نظریه ی مهبانگ به نظر میرسند. امروزه، برخی از آن ها نکته های جالب تاریخی هستند و در پی بهتر و کامل تر شدن نظریه به عنوان پی آمدی از مشاهده های بهتر برطرف شده اند. پی آمدهای دیگری، مانند "هاله ی نورانی cuspy" و مساله ی "کهکشان کوتوله ی ماده ی تاریک سرد" هنگامی که در پالایش نظریه از آنان نامی برده می شود خطری جدی به شمار نمی آیند. شمار کمی از هواداران کیهان شناسی های غیر استاندارد هستند که هنوز در این باره که " آیا مهبانگی وجود داشته است یا نه؟" دچار تردید هستند. آنان می گویند که چاره سازی های مساله های استاندارد در نظریه ی مهبانگ گرفتار ویرایش ها و پیوست های موردی و نه دارای کاربرد عمومی می شوند. بیشتر خرده گیری ها از بخش هایی از کیهان شناسی استاندارد که دربرگیرنده ی "ماده ی تاریک" ، "انرژی تاریک" و "تورم کیهانی" هستند انجام می شود. در هر حال، تا هنگامی که توضیح ها برای این ترکیب ها در مرزهای پژوهش در فیزیک هستند همگی با کمک مشاهده های nucleosynthesis مهبانگ، تابش زمینه ی کیهانی، ساختار بزرگ مقیاس عالم و ابرنواخترهای گونه ی Ia بررسی می شوند. نشانه های گرانشی این ترکیب ها به شکل نظری و مشاهداتی آشکار شده اند ولی هنوز با موفقیت با مدل استاندارد فیزیک ذرات نیامیخته اند. گرچه برخی از نمودهای نظریه به طور ناکافی به کمک فیزیک ذرات بنیادی شرح داده شدند،کمابیش همه ی اخترشناسان و فیزیکدانان می پذیرند که سازشی نزدیک میان نظریه ی مهبانگ و مشاهده ها، به گونه ای ناگسستنی بخش های بنیادین نظریه را استوار می سازند. عمر خوشه های کروی در میانه ی دهه ی 1990 میلادی، مشاهده های خوشه های کروی هماهنگ با مهبانگ ظاهر نشدند. شبیه سازی های رایانه ای که مشاهده های گروه های ستاره ای خوشه های کروی را مطابقت می دادند پیشنهاد کردند که آن ها در حدود 15 میلیارد سال عمر دارند که با 13.7 میلیارد سال عمر جهان ناسازگار بود. این پی آمد به طور کلی در سال های پایانی دهه ی 1990 میلادی، هنگامی که شبیه سازی های رایانه ای نوین تر، که تاثیر جرم های گم شده با توجه به بارهای ستاره ای را در بر داشتند و یک عمر بسیار جوان تر را برای خوشه های کروی نشان دادند، حل شد. هنوز هم برخی پرسش ها درباره ی درستی عمر خوشه های کروی مانده است، ولی این روشن است که آن ها از کهن سال ترین اشیای جهان هستند. ماده ی تاریک در هنگام دهه های 70 و 80 میلادی، مشاهده های گوناگون نشان دادند که ماده ی مرئی در جهان به اندازه ی کافی برای ارائه ی دلیل شدت ظاهری نیروهای گرانشی درونی و میان کهکشانی وجود ندارد. این نشان می دهد که بیش از 90 درصد از ماده در جهان غیر عادی (یا ماده ی غیر باریونی) است (ترجیحا ماده ی تاریک است). افزون بر این، با این پندار که همه جهان از ماده ی معمولی بوجود آمده، پیشگویی ها به شدت با مشاهده ها ناهماهنگ می شوند. اگرچه ماده ی تاریک در آغاز بسیار ستیز برانگیز بود ولی هم اکنون به طور گسترده به عنوان بخشی از کیهان شناسی استاندارد، با توجه به مشاهده ی یکسان نبودن نسبی تابش زمینه کیهانی در همه جا، پراکندگی های سرعت خوشه ی کهکشانی و اندازه گیری های اشعه ی X از خوشه های کهکشانی پذیرفته شده است. ماده ی تاریک تنها با جا پای گرانشیش یافته شد؛ هیچ ذره ای که شاید آن را دیده شدنی کند وجود ندارد. به هر حال، فیزیکدانان بسیاری از طرفداران این نظریه به شمار می آیند و پروژه های گوناگونی برای یافتن آن ها انجام خواهد شد. جهان آینده با توجه به نظریه ی مهبانگ پیش از مشاهده های انرژی تاریک، کیهان شناسان دو پیشبینی برای آینده ی جهان مطرح می کردند. اگر چگالی جرم جهان بیش از چگالی بحرانی باشد آنگاه بزرگی جهان به یک اندازه ی بیشینه می رسد و سپس آغاز به کوچک شدن می کند. بنابراین دوباره جهان چگال تر و داغ تر می شود. پایانی همانند آغاز ولی وارون آن! دیگر آن که چگالی جهان برابر یا کم تر از چگالی بحرانی باشد، انبساط کند می شود ولی هرگز از ادامه باز نمی ایستد. هنگامی که جهان به سوی چگالی کم تر پیش می رود ساخته شدن ستاره ها از ادامه باز می ایستد. دمای میانگین جهان به صفر مطلق نزدیک می شود. آنتروپی جهان تا نقطه ای که هیچ شکل سازمان یافته ای از انرژی نمی تواند از آن بیرون رود افزایش می یابد، پیشگویی ای که" مرگ گرمایی" نام دارد. علاوه بر این، اگر واپاشی پروتون وجود داشته باشد آنگاه هیدروژن، فرم غالب ماده ی باریونی در جهان امروز، ناپدید می شود و تنها تابش از خود بر جای می گذارد. مهبانگ به طور خلاصه با توجه به قانون هابل متوجه میشویم که کیهان زمانی بسیار چگالتر از حال بوده و اجرام نسبت به هم بسیار نزدیکتر بوده اند. اما خوشبختانه تنها مدرک برای این موضوع قانون هابل نیست: 1. جهان شامل جرم میباشد و گرانش تنها نیرویی است که در مقیاس های بزرگ فاصله تاثیرگذار میباشد و سعی در کشیدن اجرام به سمت هم دارد. این مشاهده نشان میدهد که یکی از 3حالت زیر درست میباشد: الف) کیهان سن محدودی دارد و گرانش هنوز زمان کافی برای فرو ریختن کیهان را پیدا نکرده است. ب) کیهان در اندازه محدود است و مرکزی وجود ندارد که همه جرم ها در آن فرو بریزند. پ) کیهان سریعتر از سرعت فرار خودش منبسط میشود. همه کهکشان ها آنقدر سرعت دارند که به جاذبه بینشان غلبه کنند. 2. آسمان شب تاریک است. این مساله به پارادکس اولمرت معروف است. اگر یک کیهان بیکران و نهایت داشته باشیم ، آسمان شب باید به روشنی آسمان روز باشد. میتوانیم این واقعیت را با ایستادن در جنگل و نگاه کردن به درختان مشابه بگیریم. اگر جنگل به اندازه کافی بزرگ باشد ، شما چیزی غیر از درخت مشاهده نخواهید کرد. در نتیجه یکی از 4 حالت زیر درست میباشد: الف) کیهان سن محدود دارد و نور فرصت کافی برای رسیدن از فاصله های دوردست را نداشته. ب) کیهان در اندازه محدود است و به اندازه کافی جرم برای پر کردن آسمان وجود ندارد. پ) کیهان با چنان سرعتی منبسط میشود که نور بر اثر جابجایی دوپلری در بازه امواج الکترومغناطیسی قابل مشاهده قرار نمیگیرد. ت) ستاره ها پدیده های تازه ای هستند و کیهان به تازگی شروع به تولید نور کرده. 3. کیهان در حال انبساط است که نشان میدهد: الف) کیهان سن محدودی دارد. ب) چون این واقعیت را میدانیم، نتیجه میگیریم که احتمال های 1-پ و 2-پ نادرست هستند. 4. تابش زمینه کیهانی وجود دارد که یک طیف کامل جسم سیاه در دمای 2.74 کلوین را نشان میدهد. این تابش با تقریب خوبی در همه جهات آسمان به یک شکل وجود دارد و تغییرات بسیار کمی در آن مشاهده شده است. وجود تابش زمینه کیهانی نشان دهنده آن است که زمانی همه کیهان دارای دمای یکسان بوده است. 5. فراوانی هلیوم : مقدار هلیوم در کل کیهان %25 کل جرم موجود است. اگر قرار بود هلیوم فقط در فرایندهای هسته ای ستاره ها تولید شود، این مقدار برابر %10 کل جرم موجود بود. یعنی زمانی یک شی هیدروژنی بسیار پر جرم و گداخته تبدیل به هیدروژن شده است. به طور خلاصه کیهان دارای سن محدودی میباشد. ممکن است از نظر اندازه محدود باشد و ممکن است نباشد. زمانی کل کیهان داغ، فشرده و در یک دما بود و از آنجا انفجار بزرگ شروع شد. مهبانگ شروع فضا و زمان میباشد. پرسیدن این سوال که"مهبانگ در کجا اتفاق افتاده؟" مثل این است که بگوییم شمال در قطب شمال کجاست؟ همه چیز در قطب شمال در جنوب قرار دارد. هر زمانی، بعد از مهبانگ معنا پیدا میکند، "مهبانگ" آغاز زمان است و قبل از آن معنا ندارد. این که بپرسیم مهبانگ در کجا اتفاق افتاده است هم سوالی بی معنا است، زیرا فضا در مهبانگ پدید آمده است. هیچ جایی قبل از مهبانگ وجود نداشته که بخواهیم آدرس وقوع پدیده را نسبت به آن بدهیم. به بیان دیگر، مهبانگ در همه جا اتفاق افتاده است و به همین خاطر تابش زمینه کیهانی در همه جا به یک شکل است. همه نقاط کیهان یک نقطه بودند و طبیعتا همه آنها دارای دمای یکسان بودند. کیهان، دارای یک مرکز نیست، چه بیکران باشد، چه نباشد.اگر به مثال معروف بادکنک برگردیم، روی سطح کیهان همه نقاط مثل هم هستند، گوشه و مرکزی برای بادکنک یا کیهان و جود ندارد. توجه داشته باشید که این گفته معنای وجود نداشتن بیرون کیهان را نیز میدهد. به صورت خلاصه : 1) مرکزی وجود ندارد. کیهان نسبت به هر نقطه ای درحال منبسط شدن میباشد. 2) قبل معنا ندارد. زمان از مهبانگ آغاز میشود. 3) کیهان داخل چیزی منبسط نمیشود. فضا از انبساط کیهان بوجود می آید منابع : 1. بخش انگلیسی زبان دانشنامه آزاد ویکیپدیا http://en.wikipedia.org 2. http://www.allaboutscience.org 3. بخش مقالات کیهان شناسی سایت ناسا http://map.gsfc.nasa.gov آرشیو 15/12/2005 4. شبکه فیزیک هوپا http://www.hupaa.com 5. بخش مقالات سایت آسمان پارس http://www.parssky.com 6. رابرت تی. دیکسون ، نجوم دینامیکی ، ترجمه: احمد خواجه نصیر طوسی ، نشر دانشگاهی ، 1382 کاری از گروه مهبانگ ( http://www.mahbang.ir)