مرکز دانلود خلاصه کتاب و جزوات دانشگاهی

كيهانشناسي در هزاره نو

ما اكنون در ميان انقلابى از دانسته هايمانپيرامون سر منشاء تكامل جهان هستيم. انقلابى كه هم از نظريه هاى جديد و هم ازتكنولوژى پيشرفته تغذيه مى كند. تلسكوپ هاى فضايى اى كه از آن سوى طيفالكترومغناطيسى جهان را زيرنظر دارند، تلسكوپ هاى عظيم زمينى، ابررايانه ها و شتابدهنده هاى ذرات اتمى و حتى تلسكوپ هاى زيرزمينى، همگى نقش مهمى را در اين زمينهايفا مى كنند. به مدد نظريه نسبيت عام اينشتين و فيزيك نوين ذرات مى توان بااطمينان بيشترى تاريخ كيهان را از زمان تركيب ذرات بنيادى، كه در يك ميكرو ثانيهبعد از پيدايش جهان به وجود آمدند، بررسى كرد.

بعد از چند دهه تلاش و كوششما نتوانسته ايم ويژگى اساسى جهان خودمان را شناسايى كنيم. در توافق نظر جديد، كهدر يك دهه قبل به سختى قابل تصور بود، بيشتر كيهان شناسان عمر جهان را 7/13 ميلياردسال مى دانند و عقيده دارند كه جهان تخت است (يعنى از هندسه اقليدسى تبعيت مى كند،با خطوط موازى كه دربى نهايت هم موازى مى مانند و زواياى داخلى مثلث كه مجموعاً 180درجه هستند). نظريه هاى جديد كيهان شناسى، تعدادى از مشكلاتى را كه به مدت چند دههمطرح بوده اند حل مى كنند. معروف ترين اين معضلات اين بود كه جهان، جوان تر ازستاره هايى كه در آن قراردارند به نظر مى آمد .

برابرى اندازه گيرى هاىمستقل با مقادير كليدى مانند ثابت هابل نيز از موضوعات مهم كيهان شناسى هستند. بيشتر ماده كهكشان هيچ نورى از خود منتشر نمى كند و برخلاف ماده كه براى ما آشناترو ملموس تر است، از نوترون و پروتون تشكيل نشده. به نظر مى آيد اين ماده سياه عجيبكه 30 درصد از كل جرم _ انرژى جهان را تشكيل مى دهد، از نوعى ذره بنيادى تشكيل شدهكه كمى بعد از انفجار بزرگ به وجود آمده است. حتى شگفت آورتر از اين، دوسوم از جرم - انرژى كيهان است كه از انرژى تاريك اسرارآميز تشكيل شده، كه باعث سرعت يافتنگسترش جهان مى شود.

ساختار انفجار بزرگ

اساس دريافت ذهنى ما از تكامل جهان، مدل انفجار بزرگ است كه بر پايهنظريه نسبيت عام اينشتين و رصدهاى ادوين هابل در مورد گسترش جهان مطرح شد. اثرمتقابل تئورى و رصد در اينجا اهميت خاصى دارد. در ساختار نسبيت عام فضا و زمان مىتوانند بپيچند، خم شوند و كشيده شوند. به وسيله رصد نيز گسترش جهان به خوبى رؤيتشده البته اين گسترش به صورت به جلو برده شدن ماده است و نه پرتاب شدن آن در خلأ. علاوه براين، ميل به قرمز (redshif) نور ساطع شده از كهكشان هاى دوردست، با اثردوپلر، كه در اثر حركت در ميان فضا به وجود مى آيد توجيه نشده، بلكه به عنوان نتيجهگسترش فضا كه باعث كشيدگى طول موج فوتون ها راهى زمين مى شود، توضيح داده شده است.

(پديده ميل به قرمز در اثر كشيده شدن فوتون هاى رسيده به زمين از يك كهكشاندوردست ظاهر مى شود كه باعث شكافته شدن خطوط جذبى در طيف كهكشان و تمايل آن به طيفهاى قرمزتر نورمريى _ در مقايسه با ستارگان كهكشان راه شيرى - مى شود.) ميل به قرمزيك كهكشان دوردست مستقيماً نشان مى دهد جهان از زمانى كه نور آن كهكشان را ترك كردهاست چقدر بزرگ تر شده. تفاوت اندازه برابر ميل به قرمز(Z)+1 است. به طور مثالدورترين كوازار شناخته شده ميل به قرمز zبرابر4/6 دارد. يعنى حجمى از فضا كه درزمانترك نور از كوازار يك ميليون سال نورى پهنا داشته، اكنون 4/7 ميليون سال نورى است!

نظام انفجار بزرگ بسيارى از ويژگى هاى اصلى جهان امروز را در خودجاى مى دهد - البته همه آنها را توضيح نمى دهد- از جمله: تخت بودن فضا، امواج پس زمينهكيهانى و برآمدگى هاى موجود در ماده آغازين كه ساختارهاى بزرگ آشكار امروزى را پديدآورده اند. در سال 1980 فيزيكدانى به نام آلن اچ - گروت نظريه اى ارائه كرد به نامتورم. بعدها ديگران نيز توضيحاتى به اين نظريه افزودند. اين تئورى كه نشات گرفته ازفيزيك كاربردى ذرات است، مهمترين ويژگى هاى جهان امروز را توضيح مى دهد. در تئورىتورم قسمت هاى كوچك كيهان اوليه به طور تصاعدى گسترش پيدا كردند و قسمتى از فضا راكه ما امروزه مى بينيم، صاف تر كردند. مانند وقتى كه بيشتر بادكردن يك بادكنك باعثمى شود قسمت كوچكى روى سطح آن صاف تر به نظر برسد.

گفته مى شود دليل اصلىجريان يافتن اين گسترش انرژى پتانسيلى وابسته به انرژى فرضى به نام inflaton است،اين انرژى پتانسيل inflatin است كه حرارت چشمگير انفجار بزرگ را فراهم كرده در حينپديده inflaton نوسانات كوانتومى در مقياس هاى زيراتمى به وسيله گسترشى مهيب بهاندازه هاى نجومى مى رسند. اين بزرگ تر شدن ها در ساليان دراز بعدى به همراه گرانشرشد كردند و در نهايت به پيدايش كهكشان ها و خوشه هاى كهكشانى كنونى انجاميدند. ازنظريه تورم مى توان سه نتيجه گيرى كرد: 1- فضا بايد در لبه مريى آن صاف به نظربرسد. 2- توزيع ماده در مقياس هاى نجومى بايد منشاء كوانتومى داشته باشد. 3- فضا رابايد پس زمينه اى از امواج گرانشى فرا گرفته باشد، كه به وسيله نوسانات كوانتومىبعد از 10به توان 32 - ثانيه از شروع جهان به وجود آمده اند. دو پيش بينى نخستاكنون با اندازه گيرى هايى كه روى CMBR انجام مى شود ديده شده اند (و سومى نيزاحتمالاً در آينده اى نه چندان دور با اندازه گيرى ها به اثبات خواهد رسيد). اكنونبه بحث درباره گسترش جهان مى پردازيم.

گسترش جهان

در سال 1929 ادوين هابل و ميلتون هوماسون، فاصله چند كهكشان نزديكرا اندازه گيرى كردند و رابطه ميان فاصله و سرعت عقب نشينى آنها را به دست آوردند (كه وقتى كهكشانى با سرعتى كمتر از كسرى از سرعت نور از ما دور مى شود، اين رابطهبا ميل به قرمز آن متناسب است). اين مؤلفه تناسب، ثابت هابل نام دارد (HO) و سرعتگسترش جهان امروز را اندازه گيرى مى كند. تعيين دقيق فواصل كهكشانى به طرز شگفتآورى سخت است و پيچيدگى هاى زيادى مزاحم تلاش براى مشخص كردن (HO) مى شود. اكنون بااستفاده از پيشرفت ها و ابزار پيچيده و به مدد روش هاى متعدد و متفاوت اندازه گيرى،بر مقدارى براى اين ثبات اتفاق نظر شده است.

فواصل دقيق كهكشانى در مقياسهاى دور كه به وسيله بخشى از پروژه كليدى هابل (hstkp) به دست آمده است، قسمتى ازسرفصل هاى مدنظر فريدمن (freedman) مدير اين پروژه را تشكيل مى دهد .با آشكارسازى واندازه گيرى ستاره هاى متغير (Cepheid) در 24 كهكشان مارپيچى، هابل محققان اينپروژه را قادر كرد تا 5 روش تنظيم شده، به عنوان دومين شاخص فاصله، براى فواصل بيشاز يك ميليارد سال نورى، به دست آوردند. چنين فواصلى به خوبى در مسير رصدى هابلقرار دارند. جايى كه اثر مخرب اجتماع كهكشان هاى پر جرم، همچون خوشه سنبله، تاثيرمحسوسى در اندازه گيرى ها ندارند. با تركيب هر پنج تكنيك، مقدار 72 كيلومتر درثانيه، در مگاپارسك - با خطايى حدود 10 درصد _ براى ثابت هابل به دست آمد.

در حالى كه پارامتر اندازه گرفته شده توسط خود هابل 550 كيلومتر در ثانيهدر مگاپارسك بود. از آنجا كه اندازه جهان قابل رصد و سن آن، هر دو با ثابت هابلرابطه عكس دارند. رشدى كه اين مقدار اصلاح شده براى جهان قابل رؤيت نشان مى دهد هشتبرابر گسترشى است كه قبلاً براى جهان اندازه گرفته شده بود. گروه هاى نجومى ديگرىهم با ثابت هابلى كه اين پروژه به دست آورد موافقت كردند. پس مى توان گفت يكى ازپارامترهاى مهم كيهان شناسى بالاخره تعيين شده است.

سن جهان شتابدار ما

ثابت هابل مى تواند زمانى كه از انفجار بزرگ مىگذرد و اندازه قسمتى از جهان را كه براى ما قابل رؤيت است، تعيين كند. مدت زمانى كهاز انفجار بزرگ مى گذرد، به سرعت گسترش كنونى جهان ونيز سرعت گسترش آن درگذشتهبستگى دارد. گرانش حاصل از وجود ماده رشد يافتن جهان راكند مى كند - مانند توپى كهوقتى به آسمان پرتاب مى شود نيروى جاذبه زمين سرعتش را كم مى كند- دانشمندان چنددهه است كه براى يافتن اين شتاب منفى تلسكوپ هايشان را به انتهاى محدوده جهان قابلرؤيت نشانه رفته اند. اين افراد اميدوارند با اندازه گرفتن ميزان كندشدن گسترشجهان، سرنوشت آن را مشخص كنند. آيا اين كند شدن براى معكوس كردن گسترش و در نتيجهجمع شدن دوباره جهان كافى است؟ نشانه هاى به دست آمده از رصدها و تئورى هاى نظرى 5سال اخير، كيهان شناسان را به اين تفكر سوق داده كه جهان از ماده اى با چگالىبحرانى Critical density تشكيل شده است.

پارامترى كه مى تواند گسترش جهانرا بدون اينكه جمع شدن دوباره اش را تسريع بخشد، آهسته كند. اين نظريه يك تناقض بهوجود مى آورد. سنى كه با تركيب اندازه ثابت هابل و اين ميل به قرمز براى جهان تخمينزده مى شد 9 ميليارد سال بود، در حالى كه پيرترين ستارگان در كهكشان راه شيرى 14-13ميلياردساله اند! در دهه 1990 با به كارگيرى تركيبى از تكنولوژى (دوربين هاى CCD 100مگا پيكسلى) و يك شاخص دقيق در فاصله اى دور (ابرنواخترهاى نوع Ia) بالاخره شتابمنفى جهان اندازه گيرى شد. اما اين به معنى پيدا كردن اين شتاب منفى نبود! چراكه درسال 1998 دو گروه به رهبرى لارنس بروكلى و سالپرلماتد پى بردند كه نورابرنواخترهايى كه در فاصله چندين ميليارد سال نورى قرار دارند، كمتر از مقدارى استكه براى جهانى باشتاب منفى و با چگالى بحرانى صدق مى كند. نتيجه تلويحى اين كشفغيرمنتظره اين بود:

گسترش جهان در حقيقت در حال سرعت گرفتن است. با اينكهغبار بين كهكشانى و تكامل ابرنواختر هم مى تواند باعث اين كاهش نورشود، آزمايشاتزيادى تاثير اين پارامترها را برروى كم شدن نور اين ابرنواخترها رد كرده اند. ظاهراً جهان واقعاً در حال سرعت گرفتن است. تا وقتى كه قدرت جاذبه با مجموع چگالىماده در جهان و فشارى كه از هر سانتيمتر مكعب به وجود مى آيد نسبت مستقيم دارد، مىتوان اين كشف را با نظريه اينشتين توجيه كرد. فشار منفى عظيم موجود در جهان (چيزىكه كيهان شناسان به آن خاصيت كشسانى فضا - زمان مى گويند) مى تواند اثر دافعهگرانشى ايجاد كند، كه اين براى سرعت بخشيدن به گسترش جهان كافى است. رصدابرنواخترها مداركى مبنى بر وجود ماهيتى كشسان و عجيب به دست مى دهد كه آن را انرژىتاريك ناميده اند. انرژى تاريك كه تا يك دهه قبل از طرف بيشتر كيهان شناسان رد مىشد، اكنون به نظر مى رسد كه بيش از دوسوم ذخيره جرم _ انرژى كيهانى را تشكيل مىدهد.

اين كشف شگفت آور باعث شد كه كيهان شناسان در تفكرشان در مورد سرنوشتنهايى جهان تغييراتى دهند. اگر جهان تنها از ماده تشكيل شده بود، سرنوشت آن تنها ازروى انحناى فضايى آن قابل تشخيص دادن بود. يك جهان بسته (كه داراى انحناى مثبت است) سرانجام جمع شده و فرو مى ريزد. در حالى كه يك جهان تخت يا باز ( كه داراى انحناىمنفى است) تا ابد گسترش مى يابد. البته انرژى تاريك هر دو احتمال _ گسترش ابدى وفروريزى نهايى - را براى جهان ظاهراً تخت ما پيش بينى مى كند.

در اينجاهندسه جهان ديگر به پيش بينى سرانجام آن كمكى نمى كند. تا وقتى كه انرژى تاريككاملاً شناخته شود، پايان كار جهان ما بلاتكليف خواهد ماند. گرچه اگر گسترش جهان تا 30 ميليارد سال ديگر به سريع تر شدن خود ادامه دهد، آسمان از كهكشان خالىخواهدشد(به جز چند كهكشان در خوشه كهكشانى سنبله). درحالى كه گرانش جاذبه اى مادهعمدتاً سياه جهان، گسترش آن را كندتر مى كند، گرانش دفعى (شتاب منفى) كه در اثرانرژى سياه به وجود آمده سعى در سرعت بخشيدن به آن را دارد. بنابراين اندازه گيرىمقادير انرژى و ماده تاريك به ما اجازه مى دهد فيلم كيهانى را تا زمان به وجود آمدنآن عقب ببريم و زمان شروع آن را دريابيم .براى جهان مطلوب امروزى- جهانى تخت باثابت هابل 71 تا 72 و نسبت ماده تاريك به انرژى سياه سه به هشت - زمان انفجار بزرگحدود 5/13 ميليارد سال پيش است كه البته 10 درصد احتمال خطا براى آن در نظر گرفتهمى شود.

روش هاى ديگر اندازه گيرى عمده جهان نيز اين رقم را تاييد مى كنند. بهترين اين روش ها، روشى است كه در آن عمر پيرترين ستارگان راه شيرى كه در خوشه هاىكروى قرار دارند، اندازه گيرى مى شود. مدل هاى اخير كامپيوترى عمرى حدود 5/12ميليارد سال را براى ستارگان موجود در اين خوشه ها تخمين مى زنند. (باز هم با خطاىده درصد) پيدايش اين ستارگان قديمى بيشتر از يك ميليارد سال طول نكشيده است كه بااضافه كردن اين مقدار به عمر ستارگان نتيجه اى با مطابقت دلخواه با عمر گسترش جهانبه دست مى آيد. از كرونومترهاى كيهانى ديگر مانند كوتوله هاى سفيد و ايزوتوپ هاىراديواكتيو نيز نتايج مشابهى به دست آمده است.

آرايششبكه اى از ماده سياه، با ستارگان

يكى از ويژگى هاى دور از انتظارجهان بدون شك اين واقعيت تامل برانگيز است كه ستارگان حدود يك درصد از كل ذخيره جرم - انرژى آن را تشكيل مى دهند (و حتى كسرى كمتر از ذخيره ماده آن را) در حالى كه يكچهارم كل جرم - انرژى كيهانى را ماده تشكيل مى دهد، بيشتر آن تاريك است و وجودشتنها از آثار گرانشى آن قابل دريافت است. ماهيت اين ماده تاريك هنوز ناشناختهمانده، گرچه ما مدارك محكمى داريم مبنى براينكه قسمت اعظم اين ماده نمى تواند ازپروتون ها و نوترون ها ساخته شده باشد.(اجزاى تشكيل دهنده هسته اتم كه جمعاً باريونناميده مى شوند.)

در حقيقت كيهان شناسان توانسته اند با وزن كردن كهكشان هاو خوشه هاى كهكشانى شواهد محكمى براى اينگونه ناشناخته ماده فراهم كنند. امروزهماده باريونى اشكال مختلفى به خود مى گيرد _ از ابرهاى سازنده ستارگان گرفته تاسياهچاله ها - گرچه بررسى واكنش هاى هسته اى انفجار بزرگ، به ما اجازه مى دهد شرح ومقدار نسبتاً دقيقى از زمان هاى پيشين كه ساختار جهان ساده تر بود به دست آوريم اماآمارگيرى دقيق از مواد باريونى در جهان امروزى هنوز نيمه تمام مانده است.

مثلاً ميزان فراوانى دوتريم _ايزوتوپى ناپايدار و سنگين از هيدروژن كه تنهادر انفجار بزرگ به وجود آمد _ به چگالى كلى ماده باريونى كيهانى بستگى دارد. بااندازه گيرى مقدار دوتريم در ابرهاى گازى نخستين و به مددنظريه واكنش هسته اىانفجار بزرگ، كيهان شناسان نتيجه گرفته اند كه ماده معمولى تنها چهار درصد از چگالىبحرانى را تشكيل مى دهد كه البته اين از مقدار ماده اى كه در ستارگان ديده مى شود،بسيار كمتر است. اندازه گيرى مقادير CMBRنيز نتايج مشابهى را نشان مى دهند.

منجمان براين باورند كه ماده عادى غيرقابل رؤيت كه حدود سه چهارم محتواى كلماده باريونى را تشكيل مى دهد، به وفور و به صورت گاز گرم درميان كهكشان ها قراردارد. در كل مقدار ماده _ باريونى و غيرباريونى كه بيشتر آن نيز تاريك است _ هشتبرابر بيشتر از ماده باريونى است. تصويرى گرافيكى كه از حضور ماده تاريك تهيه شده،از رصدهاى خوشه هاى كهكشانى اى كه در اثر گرانش، نور كهكشان هاى دور دست تر ازخودشان را منحرف و تشديد مى كنند، به دست آمده است. منجمان همچنين توانسته اندمقادير چشمگيرى از ماده غيرقابل رؤيت را با اندازه گرفتن سرعت هاى ستارگان درميانكهكشان ها و سرعت كهكشان ها درميان خوشه هاى كهكشانى، شناسايى كنند. بدون وجود مادهتاريك غيرقابل رؤيت، اين اجرام پرسرعت بايد مدت ها پيش متفرق مى شدند.

همچنين اندازه گيرى دماى گاز ميان خوشه ها كه چند ميليون درجه دما دارند،اشعه ايكس ساطع مى كنند و بيشتر ماده معمولى ميان كهكشانى را تشكيل مى دهند، مىتواند عمق پتانسيل گرانشى به وجود آمده در اثر ماده تاريك را تعيين كند. به علاوهمقدار گاز ميان يك خوشه كهكشانى رامى توان به وسيله انحراف كوچكى كه در تشعشعمايكروويو پس زمينه كيهانى (CMBR) به وجود مى آورد، به دست آورد.