پیدایش و تحول عالم
محتویات
نظریه های متدوال
در یک نگاه کلی می توان گفت که سه نظریه برای توصیف پیدایش و تحول عالم ارائه شده است.این نظریه ها عبارتند از:(آ)نظریه ی مهابنگ،(ب) نظریه ی جهان نوسان کننده و (پ)نظریه حالت پایدار.
نظریه مهابنگ
بنا بر این نظریه،روزی و روزگاری عالم،از آتشگویی وسیع در حالتی بی نهایت سوزان و چگال،به ناگهان شروع به انبساط کرد(مهابنگ) و از آن پس همواره تحول یافته و منبسط شده. شاهد اصلی این انبساط،انتقال به سرخ کیهان شناختی کهکشان ها و اخترنماهای دوردست است.
در حدود 14 بیلیون سال از انفجار آتشگوی اولیه(مهابنگ) می گذرد و این رقم از آهنگ انبساط به دست می آید.در واقع مهابنگ را باید آغاز زمان و فضایی که می توان شناخت،دانست.در آن لحظه ی آغاز تمام ماده و تابش عالم کنونی سخت در هم فشرده بود.
با گذشت زمان(تراکم ماده)در بسیاری از نقاط این توده منبسط شونده ی گاز پدید آمد. این تراکم ها ،با جذب ماده از محیط اطراف رشد کردند و به این ترتیب عالم به توده های عظیمی از گاز،که هریک می رفت تا کهکشانی شود،تقسیم شد.این توده ها همچنان در انبساط بی وقفه ی جهان شرکت دارند.
سرانجام،هریک از این توده های عظیم گاز بار دیگر تکه پاره شدند و ستاره ها را پدید آوردند.ستارگان نسل اول از دو گاز،که در آن زمان در جهان وجود داشت،یعنی ئیدروژن و هلیوم تشکیل می شدند.با گذشت زمان عناصر دیگر در هسته های ستاره های پر جرم(دمای هسته ی ستاره های پرجرم فوق العاده زیاد است و این ستاره ها خیلی به سرعت تحول می یابند) به وجود آمدند.سپس این عناصر جدید با انفجار های ستاره ای راه یافتند تا به عنوان ماده ی خام در تکوین ستارگان بعدی به کار روند.
نظریه عالم نوسان کننده
مطابق این نظریه،انبساطی که با مهابنگ آغاز شد،بر اثر نیروی گرانشی سرانجام متوقف خواهد شد.آنگاه انقباض شروع خواهد شد و مجددا همه ماده ی عالم را به آتشگوی اولیه باز خواهد گرداند.سپس مهابنگ دوم روی خواهد داد و روند تحول بار دیگر آغاز شد.هر دور این نوسان شبیه به یک عالم بسته ی مهابنگی است.اما برای تحقق دورهای متوالی آن لازم است که در هر دور انقباض در حد مشخصی متوقف شود و یا ساز و کار ناشناخته ی دیگر مهابنگ بعدی را برانگیزد.راهکاری که با نظریه های بنیادی فیزیک برای این فرآیند،سازگار باشد ارائه نشده است.به علاوه همه ی قرائن رصدی در حال حاضر با یک عالم باز سازگار است.
نظریه حالت پایدار
تصویری را که طرفداران این نظریه نظریه رسم می کنند می توان به صورت زیر خلاصه کرد:
آ.عالم آغاز و انجام وجود ندارد.
ب.عالم همیشه به همان صورتی بوده و خواهد بود که اکنون به چشم هر ناظر می آید.
پ.با دور شدن کهکشان ها از هم و پیر شدن آنها،کهکشان های جدید در فضاهای تهیِ به جا مانده،تکوین می یابند.
ت.گازها،غبار و انرژی(که مطابق فرمول اینشتاین نوعی جرم است)که ستارگان در پیری از خود دفع می کنند،مواد خامی است که ستارگان جدید از آن به وجود می آیند.
نظریه مهابنگ متعارف
در حال حاضر نظریه مهابنگ سوزان در پیدایش و تحول عالم،نظریه ی مورد قبول اکثر منجمان و کیهان شناسان است.قرائنی که این نظریه را تایید می کند متعدد است که مهمترین آن ها انبساط عالم،تابش زمینه ی میکرو موجی کیهانی،و فراوانی کیهانی عناصر سبک است.
انبساط عالم،نخستین بار از رصد های گسترده ی ادوین هابل به دست آمد.اگر عقربه ی زمان را به عقب برگردانیم،انبساط به انقباض تبدیل می‌شود؛آنگاه می‌توان،در مدت زمانی متناهی،تا حالت فشرده ی آغازین پیش رفت.پس عالم از یک حالت بسیار فشرده ی آغازین شروع شده و با گذشت زمان انبساط یافته و به ساختار کنونی رسیده است.
آیا عالم تا ابد انبساط خواهد یافت یا در آینده این انبساط کندتر و سرانجام متوقف خواهد شد و آن گاه جهان به انقباض روی خواهد آورد؟انبساط،اجزای عالم را از هم دور می کند.از سوی دیگر جاذبه ی گرانشی میان اجزاء می کوشد که آن ها را به هم نزدیک تر کند.سرنوشت نهایی عالم را کشاکش میان این دو رقم خواهد زد.جاذبه ی گرانشی،البته به چگالی متوسط جرم و تابش در عالم کنونی بستگی دارد.اگر این چگالی از حد معینی، موسوم به چگالی بحرانی،بیشتر باشد جاذبه ی گرانشی بر انبساط چیره می شود؛ و گرنه انبساط تا ابد ادامه خواهد یافت.پس پاسخ سؤال بالا بستگی دارد به نسبت چگالی کنونی عالم به چگالی بحرانی.این نسبت را معمولا با Ω0 نشان می دهند.اگر ماده ی عالم به اندازه ی کافی زیاد باشد که Ω0>1 (یعنی چگالی عالم از چگالی بحرانی بیشتر باشد)عالم را یک عالم بسته می نامند.گرانش بالاخره انبساط کنونی را متوقف خواهد کرد سپس انقباض عالم آغاز خواهد شد.اگر نسبت Ω0<1 باشد یعنی چگالی عالم از چگالی بحرانی کمتر باشد،انبساط تا ابد ادامه خواهد یافت و عالم پیوسته رقیق تر خواهد شد.چنین عالمی را یک عالم باز می نامند.اگر Ω0=1 باشد،با یک عالم بحرانی روبرو خواهیم بود. اندازه گیری دقیق Ω0 یکی از چالش های عمده ی کیهان شناسان بوده است.مقدار عددی چگالی بحرانی به اندازه ی ثابت هابل بستگی دارد و بر آورد های کنونی آن در حدود 29-10×1 تا 29-10 ×2 گرم بر سانتی متر مکعب است.
زمینه ی میکرو موجی کیهانی،در سال 1964 توسط آرنو پنزیاس و رابرت ویلسون کشف شد.این تابشی،تابشی است ضعیف و همسانگرد(یعنی شدت آن در همه ی جهات یکی است)و طیف آن طیف جسم سیاهی به دمای k2.7 است.اثبات بی چون و چرایی این نکته ی اخیر،سه دهه پس از کشف پنزیاس و ویلسون تحقق یافت.در سال 1992 ماهواره ی کاوشگر زمینه ی میکرو موجی کیهانی (COBE) توضیع این تابش را به دقت در طول موج های مختلف اندازه گرفت و طیف آن را دقیقا منطبق بر جسم سیاهی به دمای k2.725 یافت (شکل ب)نظریه مهابنگ،وجود تابشی با این مشخصات را پیش بینی می کند.(درواقع،جورج گاموف و همکارانش سال ها پیش از پنزیاس و ویلسون آن را پیش بینی کرده بود).
عالم اولیه کاملا کدر بود، و از گازی چگال و سوزان تشکیل می شد که آمیزه ای یکنواخت از تابش (فتون ها) و ذره ها و پاد ذره هایی1 بنیادی بود.بیشتر این ذره ها و پاد ذره ها دارای بار الکتریکی بودند.تابش هم عمدتا متشکل از پرتو های گامای بسیار پرانرژی بود.ذره ها و پادذره ها،براساس قوانین شناخته شده ی فیزیکی،جفت جفت از تابش پرانرژی پدید می آمدند و در مواجهه با یکدیگر به تابش تبدیل می شدند.برهم کنشی بی امان میان تابش و ذره ها(و پادذره ها)ی باردار در جریان بود .پس ماده و تابش درتعادل گرمایی با یکدیگر بودند و دمایشان یکی بود.با انبساط عالم این جهنم آغازین اندک اندک سردتر میشد.وقتی که دما به 109×5 K رسید دیگر خلق جفتِ پروتون-پاد پروتون از تابش مسیر نبود.در دمای 109×K2 ،تابش حتی نمی توانست جفت الکترون-پوزیترون را ایجاد کند.عالم باز هم انبساط یافت و سردتر شد،و به همراه انبساط طول موج میانگین تابش نیز بلندتر شد؛وقتی که در حدود 400,000 سال از انفجار آغازین می گذشت،دمای آمیزه ی یکنواخت تابش و ماده به حدود 3000K نزول کرده بود.حال دیگر انرژیِ نوعیِ فوتون ها به قدری کم بود که اتم های خنثی می توانستند تشکیل شوند و تابش قادر به یونیدن آن ها وجدا کردن الکترون ها از هسته ها نبود(عصر بازترکیب).طول موج میانگین تابش به حوزه ی نور مرئی رسیده بود.بر هم کنش تابش و ماده ی خنثی(از لحاظ الکتریکی)بی اندازه ضعیف است.با تشکیل اتم ها،ماده در برابر تابش،شفاف شد.پیوند تابش و ماده از هم گسست.تابش که اندک زمانی پیش در تعادل گرمایی با ماده بود،اینک از چنگ ماده رها شده بود و با طیفی گرمایی(جسم سیاه)و توضیعی یکنواخت در فضا،انبساط می یافت و طول موج میانگین آن بلندتر و بلندتر،یا دمایش کمتر و کمتر می شد.تابش زمینه ی میکرو موجی کیهانی که امروزه مشاهده می کنیم،همین تابش است که دیر زمانی پیش از ماده جدا شده و اکنون پس از حدود چهارده بیلیون سال،طول موجش به گستره ی میکروموج رسیده است و طیف آن طیف جسم سیاهی به دمای 2.72K است.
فراوانی کیهانی عناصر سبک: بنا بر نظیریه ی مهابنگ عناصر سبک دوتریم،هلیم،لیتیم و بریلیم در نخستین دقایق عالم آغازین تکوین یافته اند.سنتز هسته ای اولیه زمانی آغاز شد که دمای عالم اولیه به 109K نزول کرده بود.در آن وقت فقط 100 ثانیه از عمر عالم می گذشت.پروتون ها و نوترون ها در هم گداختند و دوتریم(هسته ئیدروژن سنگین)را به وجود اوردند.در این دما دوتریم پایدار بود و تابش نمی توانست آن را متلاشی کند.از گداخت دوتریم ها در یکدیگر،هسته ی هلیوم پدید آمد.فرآیند های هسته ای دیگری ترتیم،لیتیم و بریلیم را پدید آوردند.حال دیگر 1,000 ثانیه از عمر عالم گذشته بود که دیگر وقوع واکنش هایی که منجر به تشکیل عناصر سنگین تر شود،ممکن نبود.عناصر سنگین تر بعد ها در دل ستارگان تکوین یافتند.
نظریه ی مهابنگ فراوانی نسبی(به لحاظ جرم)عناصر سبک را نیز پیش بینی می کند.مثلا فراوانی هلیم باید در حدود 25 درصد(جرمی)باش و از آنِ ئیدروژن در حدود 75 درصد.فراوانی های دوتریم،ترتیم،لیتیم و بریلیم هم محاسبه شده اند و مجموعا کسر ناچیزی را تشکیل می دهند.برسی های طیفی این عناصر در عالم و اندازه گیری ها اختر فیزیکی،روی هم رفته حاکی از سازگاری قابل قبول نتایج رصدی با پیش بینی های سنتز هسته ای اولیه در مدل مهابنگ است.<ref>نجوم به زبان ساده / نوشته مایردگانی / ترجمه محمدرضا خواجه پور </ref>
منبع
<references />
