فصل ۸: پیامدهاي کیهان شناسی

در فصل های قبل، ما دیدیم که چگونه نظریه عمومی نسبیت اینشتین به شدت فهم ما از فضا، زمان و گرانش را تغییر داد. این نظریه نوید گرانش را به عنوان یک نیرو نمی‌داند، بلکه به عنوان ظاهر انحنای فضا - زمان در نتیجه حضور جرم و انرژی تفسیر می‌کند. معادلات میدان اینشتین شرح ریاضی اینکه چگونه هندسه فضا - زمان توسط توزیع ماده و انرژی تعیین می‌شود را ارائه می‌دهد.

اگرچه پیامدهای نسبیت عمومی به خوبی در مقیاس های سامانه خورشیدی تأیید شده است، اما برخی از پیامدهای ژرفتر آن زمانی آشکار می‌شود که ما کهکشان را به عنوان یک کل در نظر بگیریم. در این فصل، به بررسی این می‌پردازیم که چگونه نسبیت عمومی، هنگامی که به کیهانشناسی اعمال می‌شود، منجر به تصویر جدید و پویا از یک جهان تحول دهنده می‌شود. ما خواهیم دید که انتشارات ادوین هابل در اوایل قرن بیستم، اولین شواهدی را برای یک جهان در حال انبساط فراهم کرد، و چگونه این ایده همراه با نسبیت عمومی، پایه مدل بزرگ انفجار کیهان شناسی را تشکیل می‌دهد. ما همچنین با یکی از بزرگترین رمز و رازهای فیزیک مدرن - طبیعت انرژی تاریک، یک شکل مرموز از انرژی که به نظر می‌رسد منبع انبساط جهان است - مواجه می‌شویم.

جهان در حال انبساط و قانون هابل

داستان کیهان شناسی مدرن در اوایل قرن بیستم با کار آسترشناس آمریکایی ادوین هابل آغاز می‌شود. با استفاده از تلسکوپ هوکر 100 اینچی در مشاهده‌گاه ماونت ویلسون در کالیفرنیا، هابل سری از مشاهدات مبتکرانه انجام داد که درک ما از جهان را تغییر داد.

یکی از مشاهدات کلیدی هابل درباره طبیعت برخی از پرتوهای نوری تاریک در آسمان شب به نام "میغ‌ها" بود. بسیاری از آسترونومران باور داشتند که این میغ‌ها یک ساختار گازی نسبتاً کوچک در کهکشان راه شیری ما هستند. با این حال، هابل توانست ستاره‌های فردی در برخی از این میغ‌ها را بشناسد و با مقایسه روشنایی ظاهری آنها با روشنایی استاره‌های مشابه در کهکشان راه شیری، میتوانست فاصله آنها را تخمین بزند. به تعجب وی، او متوجه شد که این میغ‌ها در واقع بسیار دور، به دور از محدوده کهکشان راه شیری بودند. هابل کشف کرد که جهان چشمگیراً بزرگتر از قبل فهمیده شده بود، پر از بی‌شماری "جهان نیمکت‌ها" - آنچه که ما اکنون آنها را کهکشان می‌نامیم.

اما بزرگ‌ترین کشف هابل زمانی اتفاق افتاد که وی طیف نور این کهکشان‌های دور را بررسی کرد. او متوجه شد که خطوط طیفی از عناصر شناخته شده به طور سیستماتیک به سمت انتهای قرمز طیف جابه‌جا شد، پدیده‌ای که به نام تغییر رنگ قرمز معروف است. درجه این تغییر با فاصله به کهکشان، افزایش می‌یابد. این طغیرو تعبیر می‌کنند به عنوان تغییر فرکانس دوپلر، ناشی از دوری کهکشان از ما. هرچقدر که تغییر رنگ قرمز بزرگتر شود، سرعت دوران کهکشان سریعتر است.

مشاهدات هابل او را به نتیجه‌ای قابل تأمل رساند: جهان در حال انبساط است. کهکشان‌ها به جای ثابت بودن، مانند کشمش‌ها در نانی که به سمت بالا می‌روند، از هم دور می‌شوند. علاوه بر این، سرعت انبساط یک کهکشان به میزان فاصله آن از ما نسبی است. این رابطه به عنوان قانون هابل مشهور است:

$$v = H_0 d$$

در اینجا، $v$ سرعت انبساط یک کهکشان است، $d$ فاصله آن از ما، و $H_0$ ثابت نسبت است که به عنوان ثابت هابل معروف است. مقدار ثابت هابل اندازه‌گیریی از نرخ فعلی انبساط جهان است.

کشف هابل از جهان در حال انبساط یک روشنایی بود. آن باور رایج در مورد جهان ثابت و بی‌تغییر را بازگرداند و مفهوم این را به دنیا داشتیم که جهان تاریخی دارد - از طریق زمان تکامل یافته است. این درک نشان دهنده تولد کیهانشناسی مدرن است.

مدل بزرگ انفجار کیهان

حضور جهان در حال انبساط به طور فوری سؤالی عمیق مطرح می‌کند: اگر کهكشان‌ها اکنون از هم دور می‌روند، آیا در گذشته نزدیک به یکدیگر نزدیکتر بودند؟ در نتیجها به نظر می‌رسد که در یک نقطه بسیار چگال و بی نهایت، تمام ماده در جهان متمرکز شده باشد - یک نقطه بیهوده. این ایده پایه مدل بزرگ انفجار کیهانشناسی را تشکیل می‌دهد.

به طور مطلق، به تازگی بزرگ انفجار کیهان تقریباً ۱۳٫۸ میلیارد سال پیش در یک حالت بسیار داغ و چگال شروع شد. در این لحظه اولیه، جهان بی‌نهایت چگال و بی‌نهایت گرم بود. سپس به سرعت انبساط کرد و سریعاً خنک شد. همانطور که این انجام میشد، دسته‌ای از تغییرات فازی رخ می‌دادند، مانند آب تبدیل شدن به بخار در صورتی‌که گرم می‌شود و به یخ در صورتی‌که خنک می‌شود. این تغییرات منجر به شکل‌گیری ذرات اساسی و نیروها به شکلی که ما آنها را می‌شناسیم می‌شود.

در مرحله اولیه بزرگ انفجار کیهان، جهان سراب‌الای قدرت بود. هرچقدر که بیشتر انبساط و سرمایش کرد، این انرژی به ماده تبدیل شد - ابتدا کوارک‌ها و الکترون‌ها، سپس با سرمایش جهان بیشتر، این کوارک‌ها به هم پیوسته و پروتون و نوترون تشکیل می‌دهند. تقریباً ۳۸۰٬۰۰۰ سال پس از بزرگ انفجار، جهان به اندازه کافی خنک شده بود که این پروتون‌ها و الکترون‌ها به یکدیگر پیوسته و اتم‌ها را بسازند، عمده‌اش هیدروژن و هلیوم. این دوره، به عنوان سازگاری شناخته شده، جدایی ماده و تشعشع را نشان می‌دهد. قبل از این نقطه، فوتون‌ها به طورپیوسته با ذرات باردار تعامل داشتند و جهان تاریک بود. پس از سازگاری، فوتون‌ها بدون مانع می‌توانستند حرکت کنند و جهان شفاف شد. تابش زمینه میکروویو کیهانی (CMB) نیز هنوز به عنوان اثری از تابشی دریافت می شوند. در سال 1965 توسط آرنو پنسیاس و رابرت ویلسون به نخستین بار شناخته شد، CMB یک تابش مایکروویو که تقریباً یکپارچه بود و آسمان را پر میکند است. این دارای طیف بدن سیاه حرارتی با دمایی حدود 2.7 کلوین است و اثباتی باورنکردنی از مدل بیگ بنگ می باشد. ناهمواری های کوچک در CMB ، که نخستین بار با استفاده از ماهواره COBE در دهه 1990 نقشه برداری شد ، عکسی از کیهان در زمان ترکیب می باشد و بقیه ساختارهای کیهانی مانند کهکشان ها ، ستارگان و سیارات در آینده – از طریق اثر گرانش – همه از بذرها یکی خواهند بود.

مدل بیگ بنگ بر اساس مشاهده توسعه کیهان و وجود CMB ، توصیفی بسیار موفقی است از تاریخ کیهان ما. این مدل ریشه ی عناصر نوری در کیهان زودهنگام را از طریق فرایند ساخته شدن Big Bang ه و یک چارچوب برای درک ساختارکیهان را فراهم می کند.

با این حال، مدل همراه Big Bang بدون مشکلات خود نیست. مدل Big Bang استاندارد به چندین شرط اولیه بسیار خاص نیاز دارد – کیهان زودهنگام باید بسیار یکنواخت باشد و جزئیات مواد به شیوه ای بسیار دقیق و توزیع شده باشد، همچنین باید نرخی بسیار خاص از انبساط داشته باشد. انحرافات از این شرایط به کیهانی بسیار متفاوت از کیهانی که ما مشاهده می کنیم منجر می شود. این مشکل شرایط اولیه به عنوان مسئله ی صافی کیفیت و مشکل افق معروف می باشد.

علاوه بر این، مدل Big Bang استاندارد وجود بعضی از ذرات خارق العاده آئینه مانند را پیش بینی می کند که هیچ وقت مشاهده نشده اند. این به عنوان مسئله ی ذرات خدمه می شناسند.

در دهه 1980 در تئوری تورم کیهانی به این مشکلات پرداخته شد. بر اساس نظریه تورم، در ریشه کیهان زودهنگام، به این شکل صورت گرفته است که یک دوره ی گسترش بسیار سریع، ناشی از یک میدان فرضی به نام ماده پشته توسعه یافت. این گسترش سریع هر ناهمواری ابتدایی را صاف می کند و کیهان را به یک حالت صاف و یکنواخت تبدیل می کند. همچنین آن را جواهری کرده ای پندار برای مشکلات مدل Big Bang استاندارد به شمار می رود و بخشی جدا ناپذیر از کیهان شناسی مدرن می باشد، اگرچه طبیعت فیزیکی فیلد ماده پشته هنوز راز ماندگاری دارد.

انرژی تاریک و جهش یاب کردن کیهان

در اواخر دهه 1990 مطالعه ی ابرنواختر های دوردست منجر به کشفی متعجبانه شد که در قدمت ما درکی از کیهان ما را مجدداً تغییر می دهد. ابرنواختر ها، حمله های جانشین معمولاً بسیار روشن و به اندازه ی کیهانی دیده می شوند. یک نوع خاص از ابرنواختر به نام Type Ia (شتابنده) برای ماکروسکوپی بسیار مفید است. این ابرنواختر ها وقتی رخ می دهد که یک ستاره سفید کوتوله در یک سیستم دودویی ماده انباشته از همسر خود جمع کرده، در نهایت باعث انفجار شدن حرارتی می شود. زیرا شرایط این انفجار همیشه مشابه است، ابرنواختر های Type Ia درخشش درونی بسیار ثابتی دارند. با مقایسه این درخشندگی درونی با روشنایی ظاهری آنها، نجوم شناسان می توانند فاصله آنها را تعیین کنند. آنها به عنوان یک "شمع استاندارد" برای اندازه گیری مقیاس کیهان عمل می کنند.

در سال 1998، دو تیم مستقل از ابرنواختر کیهان شناسان و تیم جستجوی بالا-نشیبی از طریق ابرنواختر های Type Ia برای اندازه گیری تاریخچه ی گسترش کیهان استفاده کردند. آنها انتظار داشتند که گسترش کیهان به دلیل جاذبه متوقف شده توسط ماده کاهش یابد. در عوض، آنها متوجه شدند که گسترش کیهان در حال تسریع است.

این نتیجه شگفت انگیز و غیرمنتظره بود. در مدل های کیهانی استاندارد، توسعه ی کیهان ممکن است همواره با نرخ کاهشی افزایش پیدا کند، یا درنهایت در خودش فرو می رود و به "Big Crunch" تبدیل می شود، اما افزایش تسریع بررسی نشده است. تنها راه توصیف این تسریع در چارچوب نسبیت عام اینست که بخشی جدیدی را به کیهان اضافه کنیم: انرژی تاریک.

انرژی تاریک یک نوع فرضی از انرژی است که در تمام فضا وجود دارد و فشار منفی دارد. طبق معادلات نسبیت عام، فشار مواد و انرژی به اثر جاذبه کمک می کند. ماده عادی فشار مثبت دارد که باعث می شود به هم نشسته فشرده شوند. انرژی تاریک ، با فشار منفی آن ، اثر معکوس را دارد: باعث تسریع گسترش کیهان می شود.

ساده ترین مدل برای انرژی تاریک ، که توسط حرف یونانی لامبدا نشان داده می شود. ثابت کیهانی به عنوان یک تغییرات مقدماتی به معادلات خود ادخال شد. او بعد از کشف Hubble از گسترش جهان آن را پس انداخت و آن را "بزرگترین اشتباه من" نامید. با این حال، در زمینه ی انرژی تاریک ، ثابت کیهان به شکوه برگشته است. می توان آن را به عنوان چگالی اعتباری از خلاء تفسیر کرد.

مدل استاندارد فعلی کیهان ، به عنوان مدل $\Lambda$CDM (ماده سبک سرد با ثابت کیهانی) شناخته شده است. در این مدل ، انرژی تاریک در فرم $\Lambda$ و ماده سیاه ، یک شکل نامرئی از ماده که فقط از طریق گرانش تعامل می کند ، برای توجیه ساختار دیده شده و تکامل کیهان وجود دارند. در این مدل ، انرژی تاریک حدود 68 ٪ از چگالی انرژی کل کیهان را تشکیل می دهد در حالی که ماده تاریک حدود 27 ٪ را تشکیل می دهد. ماده عادی ، هر چیزی که می توانیم ببینیم و لمس کنیم ، کمتر از 5 ٪ از کیهان را تشکیل می دهد. در حالی که مدل $\Lambda$ CDM برای توضیح گستره‌ای از مشاهدات کیهان‌شناختی به طرز قابل توجهی موفق بوده است، وجود ماده تاریک همچنان یکی از اعمق ترین رموزهای فیزیک است. مقدار مشاهده‌شده ثابت کیهان‌شناختی در مرتبه‌های بسیار کوچکتری نسبت به مقدار پیش‌بینی شده توسط نظریه میدان کوانتومی است. مدل‌های جایگزین از ماده تاریک، مانند کوئینتسنس که یک میدان انرژی تاریک پویا و تکاملی را پیشنهاد می‌دهد، مطرح شده‌اند، اما تمایز میان این مدل‌ها از طریق مشاهدات به چالش کشیده می‌شود.

کشف ماده تاریک پی‌ام‌های اساسی برای سرنوشت نهایی جهان دارد. در یک جهان تسلط شده توسط ماده، گسترش در نهایت کندتر و بعداً باز می‌شود که به یک فروپاشی بزرگ منتهی می‌شود. اما در یک جهان با ثابت کیهان‌شناختی، گسترش همچنان ادامه پیدا می‌کند و به یک "یخبندان بزرگ" منتهی می‌شود. در این سناریو، کهکشان‌ها در نهایت به سرعتی از یکدیگر دور می‌شوند به گونه‌ای که نور یکی دیگر را دیگر نمی‌رساند. جهان سرد، تاریک و خالی خواهد شد.

نتیجه‌گیری

استفاده از نسبیت عمومی در کیهان‌شناسی، منجر به تحول عمیقی در درک ما از جهان شده است. کیهان ثابت و ابدی نیوتن جایگزین شده است با یک جهان پویا و در حال تکامل که از یک بانگ بزرگ گرم آغاز شده و از آن زمان به تدریج گسترش و خنک شده است. کشف گسترش جهان، زمینه میکروویو کیهانی و ماده تاریک، تصویری از جهان را به تصویر کشید که عجیب و بی‌نظیرتر از آنچه که می‌توانستیم تصور کنیم است.

با این حال، این تصویر از کامل بسیار فاصله دارد. طبیعت ماده تاریک و ماده تاریک، که به طور کلی 95٪ جهان را تشکیل می‌دهند، ناشناخته است. فیزیک دوران اولیه جهان که اثرات کوانتومی مهم می‌شوند همچنان کمتر مورد فهم قرار دارد. و سرنوشت نهایی جهان، آیا برای همیشه به نامحدودی گسترش می‌یابد یا در نهایت در خود فروپاشی می‌کند، همچنان یک مسئله باز است.

پاسخ به این سوالات نیازمند مشاهدات جدید و بینش‌های نظری جدید است. نظارت کیهان‌شناسی آتی، مانند تلسکوپ بزرگ بررسی‌های همزمانی و ماهواره Euclid، ساختار جهان را با دقت بی‌نظیری نقشه‌برداری می‌کند و آزمون‌های جدیدی از نظریه نسبیت عمومی و محدودیت‌های جدیدی در مورد طبیعت ماده تاریک فراهم می‌کند. مشاهدات اندازه‌گیری امواج گرانشی، مانند آزمایشگاه LIGO و Virgo، پنجره‌ای جدید را بر روی دوران اولیه جهان و فیزیک دیسک سیاه باز می‌کند. و توسعه‌های نظری، مانند تئوری رشته و گرانش چرخه‌ای کوانتومی، ممکن است یک چارچوب برای یکی کردن نسبیت عمومی با مکانیک کوانتومی ارائه دهد، یک گام کلیدی در راستای تئوری کامل گرانش کوانتومی.

صد سال پس از تئوری انقلابی آینشتین، مطالعه جهان همچنان یکی از هیجان انگیزترین و پویاترین زمینه‌های علم است. همانطور که بازتاب‌های نسبیت عمومی در کیهان‌شناسی را بررسی می‌کنیم، می‌توانیم انتظار داشته باشیم که در سال‌های آینده بسیاری از سورپرایزها و راهکارهای تازه را تجربه کنیم. داستان جهان، از بانگ بزرگ تا آینده دور، همچنان در حال نوشتن است.