آموزش نجوم

کیهان‌شناسی،

علم شناسایی گیتی است. در واقع کیهان‌شناسی، شاخه‌ای از علم نجوم است که ساختار جهان را مطالعه می‌کند. موضوعات مربوط به مبدأ آفرینش و سیر تکاملی جهان به وسیله‌ی نجوم، فلسفه و دین بررسی می‌شود.
این علم به مطالعه‌ی آغاز ساختار کلی و تکاملی جهان می‌پردازد. ستاره‌شناسان با استفاده از علم ریاضی‏‏‏‏ الگوهایی فرضی از جهان ساخته و مشخصات این الگوها را با جهان شناخته شده مقایسه می‌کنند. کیهان‌شناسی، گذشته، حال و آینده‌ی کائنات را بررسی می‌کند.

کائنات، تمام چیزهای موجود در عالم را شامل می‌شود: چه مرئی باشد چه نامرئی، چه کشف شده باشد، چه کشف نشده.
 تاریخچه و سیر تحولی کیهان‌شناسی
مطالعه‌ی کائنات از زمین و آسمان و خورشید آغاز شد. انسان‌های دوره‌ی ما قبل علم عقیده داشتند که در مرکز جهان هستند و خورشید و سایر سیارات به گرد زمین مرکزی می‌گردند.
بر اساس اسناد به دست آمده، اولین مباحث کیهان‌شناسی در حدود 4000 سال پیش رخ داده است. شاید بتوان گفت که جهان و شناسایی آن یکی از مهمترین دغدغه‌های بشری در مدت ظهور آن بوده است. در آن موقع تصور می‌شد رخدادهای کیهان و آفرینش آن تکرارشدنی است.
اقلیدس، ریاضی‌دان یونانی، (حدود 2300 سال قبل)، با استفاده از سه بعد طول، عرض و ارتفاع، فضا را تعریف کرد.
تعریفی که ایزاک نیوتن، فیزیک‌دان و ریاضی‌دان انگلیسی، از جهان ارائه داد؛ مطابق با نظریات اقلیدس بود. فضایی لایتناهی که با استفاده از سه بعد طول، عرض و ارتفاع تعریف می‌شد؛ اما نظریه‌ی فضای لایتناهی عاری از مشکل نیست.
طبق پارادکس اولبرس که از نام ستاره‌شناس آلمانی، ویلهلم اولبرس گرفته شده، اگر ستارگان به یک شکل در تمام فضای لایتناهی پراکنده شوند، در تمامی جهات ستاره‌ای وجود خواهد داشت. اگر چیزی در مسیر ستارگان دور دست قرار نگیرد، تمام آسمان درخشندگی خورشید را خواهد داشت که عملاً چنین نیست.
آلبرت انیشتین، دانشمند آمریکایی آلمانی تبار، با ارائه‌‌ی نظریه‌ی نسبیت عام در سال 1294 مشکل نظریه‌ی نیوتن را حل کرد. آلبرت انیشتین نشان داد که فضا و ماده‌ی موجود در آن، محدود؛ اما نامحصور است (یک جهان دو بعدی به شکل سطح یک کره را تصور کنید، این جهان محدود خواهد بود؛ اما هیچ لبه یا حصاری نخواهد داشت). جهان محدود اما نامحصور آلبرت انیشتین، ساکن است؛ اما به آسانی می‌تواند منبسط یا منقبض شود.
نظریه‌ی انبساط جهان با کشفی که ادوین هابل، ستاره‌شناس آمریکایی، به عمل آورد، قوت گرفت. او دریافت که کهکشان‌ها در حال حرکت در جهان هستند. او هم‌چنین متوجه شد که کهکشان‌های دورتر، سریعتر از کهکشان‌های نزدیکتر حرکت می‌کنند.
در سال 1313، ژرژ لومتر، دانشمند بلژیکی، اعلام کرد که عامل این انبساط، تجزیه‌ی خود به خود آنچه که او اتم اولیه نامیده است (اتم اولیه، یک ماهیت تنهاست که در برگیرنده‌ی تمام ماده و انرژی موجود در جهان است).
هرمان باندی، توماس گلد و فرد هویل در سال 1327 اعلام کردند: که جهان در هر زمان و مکانی که مورد آزمایش قرار گیرد باید یکسان به نظر رسد. یا به عبارت خلاصه‌تر، جهان دارای حالتی پایدار است. طبق نظر هویل، به وجود آمدن مداوم ماده در سرتاسر فضا باعث ایجاد توازن در انبساط جهان شده و حالت پایای آن را حفظ می‌کند (سرعت به وجود آمدن ماده که حدود یک اتم هیدروژن در یک لیتر در هر 20 سال می‌باشد، به قدری کند است که قابل مشاهده در آزمایشگاه نیست). بین نظریه‌های جهان پایدار و انفجار بزرگ چند تفاوت اساسی وجود دارد، مثلاً طبق نظریه‌ی حالت پایا، اندازه و چگالی کهکشان‌های جدید و قدیم در سراسر جهان بایستی یکسان باشد، اما طبق نظریه‌ی انفجار بزرگ، اندازه و چگالی اجسام جدیدتر بایستی مطابق با میزان فاصله‌شان افزایش یابد.
هم‌زمان با منجمان که در حال جمع‌آوری اطلاعات بر اساس مشاهداتشان بودند، نظریه‌پردازان هم مشغول ساخت مدل‌هایی بودند تا بتوانند نظام هستی را توضیح دهند. با توجه به نظریه‌‌ی نسبیت انیشتین که به تازگی بیان شده‌ بود، او از اولین کسانی بود که در جهت توضیح جهان فیزیکی تلاش کرد. وی اعتقاد داشت که بخش ماده در جهان ایستا، یکنواخت و همگرا می‌باشد؛ ولی محاسبات شخصی خود او، درست عکس این را ثابت کرد؛ یعنی یک جهان در حال نوسان که قابلیت توسعه یا اختیار را دارد. او مطمئن بود که جهان پایدار است. انیشتین مجبور شد معادله‌‌‌ی اولیه‌‌ی خود را تصحیح کند. او اصطلاح «ثابت فلسفه‌ انتظام گیتی» را به کار برد که یک جهان کروی چهار بعدی بسته را ایجاد می‌کرد.
حوالی همین زمان یک منجم هلندی به نام ویلم د سیتر، از نظریه‌‌ی نسبیت انیشتین برای نظریه‌‌ی خود در مورد جهان استفاده کرد. مدل او از این جهت بی‌همتا بود که وجود ماده در جهان را مد نظر قرار نداد؛ ولی از مدل انیشتین فراتر رفت و «تغییر به سمت قرمز» را پیش‌بینی کرد. گر چه او احساس می‌کرد که این فقط یک تصور است و در آن زمان آن را به هیچ بازتابی از اجرام آسمانی مربوط نکرد. آکادمیِ سال 1309 هیچ یک از دو مدل را برای جهان به‌طور کامل نپذیرفت. سپس دبیر جامعه‌ی‌ منجمان سلطنتی در انگلستان متوجه شد که سه سال پیش از آن، یکی از شاگردانش یک تئوری در مورد جهان مستقل از دو نیروی اصلی -در تئوری فلسفه‌ی انتظام گیتی- نوشته است.
ژرژ لومتر نظامی را خلق کرد که در آن، جهان برای همیشه در حال گسترش بود. وقتی‌که این تئوری با چاپ در آگهی یک ژورنال ماهانه دوباره مطرح شد، تئوری مشابه دیگری که ده سال پیش بیان شده ‌بود بر سر کار آمد.
الکساندر فردمن، یک ریاضی‌دان روسی، ثابت نظام انیشتین که یک جهان ایستا را ایجاد می‌کرد، تحلیل کرد.
او بیان کرد که در صورت صفر بودن ثابت نظام، سه امکان برای جهان وجود دارد. اگر ماده در جهان از چگالی بحرانی بزرگتر باشد، جهان در نهایت به روی خود برمی‌گردد. اگر جهان صحیح باشد، برای همیشه گسترش خواهد یافت. اگر با یک ثابت صفر در چگالی بحرانی، جهان صاف بود، باز هم تا بی‌نهایت گسترش می‌یافت.
راه‌حل‌های لومتر و فردمن توسط انیشتین تحلیل شده و رد شدند، تا زمانی که هابل در 1311 ثابت کرد که کهکشان‌ها در حقیقت در حال پس رفتن هستند و انیشتین ناچار شد که از مدل جهان ایستا دست بردارد. اثبات شهودی در حال گسترش بودن جهان، در کنار مدل‌های فردمن و لومتر که یک جهان در حال گسترش را پیش‌بینی می‌کردند، نظریه‌پردازان و منجمان را باهم متفق‌النظر کرد. تنها سؤال باقیمانده این بود که اگر جهان در حال گسترش است منشأ آن از کجاست؟
لومتر از قانون دوم ترمودینامیک به عنوان این منشأ استفاده کرد. با این فرض که گسترش جهان یک بی‌نظمی در یک سیستم می‌باشد، با توجه به منفرد بودن نوترون‌ها، با افزایش واضح انتروپی جهان، هسته‌‌ی اولیه منفجر خواهد شد. در اسفند 1309، لومتر این تئوری در مورد جهان را در شماره‌ی 91 ژورنال طبیعت به چاپ رساند و با انتقاد زیادی روبرو شد.
جورج گاموف با استفاده از کشفیات جدید در نظریه‌ی کوانتوم، بیانات لومتر را تفسیر کرد. لومتر مدل خود را بر اساس این تئوری تنظیم کرد که یک هسته‌ی بزرگ منفجر شده و به قطعات تشکیل دهنده‌اش شکسته می‌شود.
گاموف اعتقاد داشت که یک هسته که علاوه بر نوترون‌ها، حاوی الکترون‌ها و پروتون‌ها هم می‌باشد، نقطه‌‌ی شروع بوده است. به علت وجود مقدار زیادی انرژی تابشی در جهان نخستین دمای جهان می‌بایست تا حد یک میلیارد درجه‌ی کلوین بوده باشد. گاموف فکر می‌کرد که وقتی که عمر جهان 5 دقیقه بوده، ذراتی که در جهان موجود بوده‌اند نمی‌توانستند به‌هم بپیوندند؛ ولی زمانی که گسترش شروع شد، دما پایین آمد و ترکیب هسته‌ای میسر شد. از آنجا که نوترون‌ها و پروتون‌ها توانستند به هم بپیوندند؛ اتم‌ها تشکیل شدند. بعد از آن گاموف فرض کرد که تمام عناصر در جهان در این زمان شکل گرفتند. ولی یک سال بعد ثابت شد که محاسبات گاموف با یک بررسی دقیق جور در نمی‌آید، زیرا نشان داده شد که جرم‌های اتمی 5 و 8 نمی‌توانسته‌اند از این هسته‌ی اولیه شکل بگیرند.
برای این‌که چگالی متوسط ثابت باشد، هویل بیان کرد که ماده باید در فضاهای جدیدی که در حال گسترش است ساخته می‌شد.
جهت گسترش، تنها لازم بود که سالانه یک اتم هیدروژن در هر 100 متر مکعب تولید شود. این تولید خود به خود ماده می‌تواند به تشکیل کهکشان‌های جدید منجر شود و جهان هم شرایط پایدار خود را حفظ کرده، منجمان قادر خواهند بود که این کهکشان‌های جدید را در میان قدیمی‌ها پیدا کنند. این مورد یکی از تناقض‌های زیادی است که در تئوری شرایط پایدار یافت می‌شود. در 1329 با کشف کهکشان‌های تابشی، نظریه‌پردازان شرایط پایدار، بسیار مورد مخالفت قرار گرفتند؛ زیرا این امر نشان می‌داد که هم‌خوان با نظریه‌ی انفجار بزرگ، کهکشان‌ها توسعه یافته‌اند و میلیاردها سال قبل بسیار فعال بوده‌اند.
مسایل موجود در کیهان
اجزای کیهان
گیتی و جهانی که می‌شناسیم در مقیاس بزرگ از این اجزا ساخته شده است: کهکشان‌ها، خوشه‌های کهکشانی، ابر خوشه‌ها و دیوار بزرگ.
کهکشان‌ها مجموعه‌ی بزرگی از ستارگان و خوشه‌های ستاره‌ای به همراه فضای میان ستاره‌ای هستند که تحت حوزه‌ی گرانشی خیلی بزرگی قرار گرفته‌اند.
هر کهکشان با تعدادی از کهکشان‌های اطراف خود نیز در تعامل حوزه‌های گرانشی است که یک خوشه‌ی کهکشانی را ایجاد می‌کنند.
مجموعه‌ای از خوشه‌ها ابر خوشه را شکل می‌دهند.
سپس از تعامل میان ابر خوشه‌ها مجموعه‌ای بزرگ در ابعادی حدود 250 میلیون در 750 میلیون در 50 میلیون سال نوری شکل می‌گیرد. گمان می‌شود که در جهان تعداد بسیاری از این دیواره‌ها وجود داشته باشند.
سراب‌
سراب‌های گرانشی
«سراب‌های گرانشی» زمانی حاصل می‌شوند که دو ستاره یا بیشتر که در فاصله‌های متفاوتی از زمین واقع شده‌اند، به صورت کامل با کره‌ی زمین روی یک خط قرار گیرند و به نظر برسد که در آسمان با هم برخورد کرده‌اند. روشنایی دورترین ستاره برای رسیدن به ما باید از میدان گرانشی نزدیکترین ستاره بگذرد و در این عبور منحرف می‌شود. این انحراف روشنایی یک تغییر شکل و حتی نوعی تکثیر تصویر از ستاره پدید می‌آورد.
آلبرت انیشتین در سال 1315 با استفاده از نسبیت عمومی نشان داد که اگر از دید ناظر رصد کننده، دو ستاره با کره‌ی زمین روی یک خط قرار گیرند، دورترین ستاره علاوه بر تصویر عادی خود که یک نقطه است، تصویر دیگری به شکل یک حلقه‌ی نورانی در اطراف آن نقطه‌ی روشن، پیدا خواهد کرد. این حلقه‌ی نورانی، نوعی سراب کیهانی و نوعی توهم بصری است زیرا در عالم حقیقت وجود ندارد. آلبرت انیشتین هم‌خط شدن دو ستاره با زمین را امری بسیار غیر محتمل می‌دانست و این پدیده را فقط به صورت تئوری ارائه داده بود.
در پدیده‌ی سراب کیهانی، ستاره‌ی نزدیکتر که قوه‌ی جاذبه آن، روشنایی ستاره‌ی دورتر را منحرف می‌کند، «عدسی جاذبه‌ای» نامیده می‌شود. این ستاره مانند عدسی عینک، روشنایی ستاره را منحرف می‌کند تا سراب جاذبه‌ای را پدید آورد.
یک سال بعد از ارائه‌ی نظریه‌ی آلبرت انیشتین، «فریتز زوایکی» همان کسی که موضوع ماده‌ی نامرئی را مطرح کرد، با قبول تئوری آلبرت انیشتین، به جای ستاره‌ها، کهکشان‌ها و انبوه‌های کهکشانی را به عنوان عدسی گرانشی پیشنهاد کرد.
کشف سراب کیهانی
43 سال بعد از ارائه‌ی این نظریات، در سال 1358 یک جفت کویزار، اجسام ستاره مانند بسیار دور کشف شد که خیلی به هم نزدیک و شبیه بودند. فیزیکدانان بر این اعتقاد شدند که این شباهت حیرت انگیز حاصل تصادف نیست، یکی از این کویزارها می‌تواند سراب گرانشی کویزار دیگر باشد؛ ولی در این مورد باید عدسی گرانشی آن‌را هم کشف می‌کردند.
پس از رصدهای دقیق، کهکشانی کشف شد که روی یکی از کویزارها قرار گرفته بود. بدین ترتیب نخستین سراب کیهانی کشف شد. در واقع آنچه دیده می‌شد یک کویزار بیش نبود، و کهکشانی که بین این کویزار و زمین به صورت هم خط واقع شده بود، به عنوان عدسی گرانشی عمل کرده و دومین کویزار را به صورت سراب پدید آورده بود.
پس از آن سراب‌های دیگری نیز کشف شد. حتی حلقه‌های نورانی که آلبرت انیشتین پیش بینی کرده بود در جهت انبوه‌های کهکشانی دیده شدند.
رابطه‌ی بین سراب کیهانی و ماده‌ی نامرئی
یک سراب کیهانی، حاصل و نتیجه‌ی تداخل عمل پیچیده میان روشنایی یک جسم نورانی سماوی «ستاره، کویزار، کهکشان یا انبوه کهکشان‌ها» و میدان گرانشی یک عدسی گرانشی است. میدان جاذبه به توده‌ی تمام ماده (مرئی یا نامرئی) و تقسیم پراکندگی فضایی آن در عدسی بستگی دارد. از طرف دیگر، مسیر روشنایی نیز تحت تأثیر میدان جاذبه‌ی گرانشی تمام مواد بین کهکشانی (مرئی یا نامرئی) است که می‌تواند میان جسم نورانی و عدسی و میان عدسی و زمین وجود داشته باشد.
بنابراین سراب‌های کیهانی قادرند ما را نه تنها در مورد توده‌ی نامرئی در عدسی‌ها، بلکه درباره‌ی فضای میان کهکشانی نیز آگاه سازند؛ ولی یافتن سراب‌های کیهانی کار آسانی نیست و مقدار سراب‌هایی که تاکنون یافت شده‌اند، انگشت شمار می‌باشند. این کمیابی دلیل آن است که فضای میان کهکشانی نمی‌تواند پر از سیاه‌چاله‌های یک تکه‌ی توده‌دار (حدود یک میلیارد برابر توده‌ی خورشید) باشد؛ زیرا این سیاه‌چاله‌ها عدسی‌های گرانشی بسیار خوبی هستند. فیزیکدان‌ها امیدوارند با کشف سراب‌های کیهانی، بیشتر اسرار توده‌ی نامرئی کائنات را آشکار کنند.
تکامل ساختارهای عالم
مسئله‌ی چگونگی تکامل ساختارها در عالم شاید پرسش اساسی اخترشناسی باشد؛ چرا که اخترشناسان «مورخان کیهان» هستند. از آنجا که نور با سرعت متناهی سیر می‌کند، مشاهده‌ی «مسافت‌های دور» در واقع مشاهده‌ی «زمان‌های دور» است.
رصدهای انجام شده از دورترین مرزهای عالم نشان می‌دهد که عالم به صورت کلوخه‌ای است و شامل ساختارهای بسیار قدیمی است که به میزان زیادی تکامل یافته‌اند. ما کهکشان‌ها و خوشه‌های کهکشانی‌ای را می‌یابیم که مربوط به دورترین زمان‌های قابل مشاهده هستند؛ یعنی وقتی که عالم حدود یک پنجم سن کنونی خود را داشت
اما هنوز در نیافته‌ایم که چگونه این ساختارها درون «سوپ آغازین» متراکم شدند و از آن شکل گرفتند. به نظر می‌رسد که شکل‌گیری ساختارها بسیار سریع‌تر از آن چیزی باشد که نظریه‌‌های فعلی بیان می‌کنند.
پیوند شدید این ساختارها- قدیمی و جدید- را گرانش فراهم می‌کند؛ اما ما نمی‌توانیم توضیح دهیم که آن همه جرم که بتواند چنین گرانشی را ایجاد کند کجاست.
در بسیاری از ساختارهای قدیمی عناصر شیمیایی گوناگونی موجودند. این مطلب را از بررسی طیف آن‌ها می‌فهمیم. برای مثال، گازی که به حالت پراکنده خوشه‌های کهکشانی را فرا گرفته‌است، حاوی کسری از عناصر سنگین ( عناصر به جز هیدروژن و هلیم) است که قابل مقایسه با کسری است که در حال حاضر در کهکشان خود ما مشاهده شده‌است، در حالی‌که این خوشه‌ها مدت‌ها پیش شکل گرفته‌اند.
می‌دانیم که عالم اولیه فقط شامل سبک‌ترین عناصر بود؛ هیدروژن و هلیم. تمام عناصر سنگین‌تر، از این دو عنصر سبک‌تر ساخته شدند و تنها جایی که می‌دانیم چنین چیزی می‌تواند اتفاق بیفتد مرکز ستارگان است. سپس، این عناصر از طریق انفجارهای ابرنواختری در محیط میان ستاره‌ای پراکنده شدند؛ اما آیا این تنها راه ساخته شدن عناصر سنگین است، یا این‌که ما از روش دیگر تولید آن‌ها بی‌خبریم؟
بنابراین اخترشناسان با شکلی از مسئله‌ی قدیمی «اول مرغ بود یا تخم مرغ» مواجه شده‌اند؛ یعنی اول ستارگان بودند یا کهکشان‌ها؟ این مسئله، حل معمای شکل‌گیری ساختارهای عالم را بسیار دشوارتر می‌کند. بهترین راه جواب دادن به این پرسش آن است که با ابزاری حساس، به مشاهده‌ی زمان‌های گذشته بپردازیم تا وجود عناصر را در دورترین کهکشان‌ها و خوشه‌های کهکشانی بررسی کنیم.
شکل عالم چگونه است؟
چگالی عالم، هندسه یا شکل آن را تعیین می‌کند. اگر چگالی عالم از مقداری به نام «چگالی بحرانی» بیشتر باشد، شکل عالم مثل سطح کره‌ای عظیم، خمیده خواهد بود. اگر چگالی عالم کمتر از‌این چگالی بحرانی باشد، شکل فضا مثل یک زین اسب، خمیده خواهد بود. اگر چگالی عالم به طور دقیق برابر با چگالی بحرانی باشد، شکل عالم مثل یک صفحه‌ی کاغذ تخت خواهد بود.
اخترشناسان هنوز در تلاش‌اند که به طور دقیق شکل عالم را تعیین کنند. نظریه‌ای که بیش از همه مورد قبول است، پیش‌بینی می‌کند که چگالی عالم بسیار به چگالی بحرانی نزدیک است و بنابراین شکل عالم باید تخت باشد، مثل یک صفحه‌ی کاغذ.
سرانجام عالم چیست؟
کیهان‌شناسان دو حالت ممکن برای سرنوشت عالم پیش بینی می‌کنند: رمبش بزرگ و نوعی یخبندان بزرگ. کشمکش بین تکانه‌ی رو به بیرون انبساط و کشش رو به داخل گرانش نحوه‌ی تکامل کیهان را تعیین می‌کند. شدت گرانش بستگی به چگالی عالم دارد. اگر چگالی عالم کمتر از چگالی بحرانی باشد، عالم تا ابد انبساط خواهد یافت. اگر چگالی عالم بیشتر از چگالی بحرانی باشد، عاقبت گرانش پیروز خواهد شد و عالم دوباره بر روی خودش فروخواهد ریخت.
ماده
ماده‌ی تاریک
کیهان‌شناسی که علم مطالعه‌ی آغاز، شکل‌گیری و تکامل عالم است هنوز نمی‌داند 99% عالم را چه چیز تشکیل داده است. به نظر می‌رسد جزء غیر قابل مشاهده‌ای، قسمت اعظم عالم را تشکیل داده است که قابل شناسایی نیست.
این ماده واقعاً چیست؟ چگونه آن را بشناسیم؟
اثبات وجود ماده‌ی تاریک:
وجود یک پدیده را از دو روش می‌توان اثبات کرد: مشاهده‌ی مستقیم پدیده یا مشاهده‌ی تأثیر آن بر پدیده‌هایی که راحت‌تر مشاهده می‌شوند.
در آسمان شب چیزهایی هست که به راحتی دیده نمی‌شود و همیشه مورد توجه بوده است. هنگام استفاده از تلسکوپ یا رادیو تلسکوپ فقط اشیایی رصد می‌شوند که از خود نور یا امواج رادیویی ساطع می‌کنند؛ اما هر پدیده‌ای این خصوصیات را ندارد؛ حتی سیاره‌ی خودمان، زمین نیز به علت تاریکی بیش از حد قابل مشاهده نیست.
ماده‌ی معمول
ماده‌ی تاریک ممکن است از چیزهای معمولی مثل جنس سیارات تشکیل شده باشد.
1) سیارات
ماده‌ی تاریک ممکن است از چیزهای معمولی مثل جنس سیارات تشکیل شده باشد؛ ولی سیاراتی مثل زمین به اندازه‌ی کافی جرم ندارند، پس ممکن است ژوپیترها تشکیل‌‌دهنده‌ی ماده‌ی تاریک باشند.
اما این نظریه دارای چند اشکال است؛ اول این‌که ما فرض کرده ایم سیارات فقط در اطراف ستارگان شکل گرفته اند، بنابراین ستارگان به میزان بسیار کمی جرم آن‌ها را بالا می‌برند. با این حساب امگا = 005‏/0 خواهـد بـود که برای تشکیل دادن 88% جرم عالم کافی نیست.
دومیـــن و مهـــم‌تریــن مشـــکـل از تـــرکیـب هستـــه‌ای مهبــانگ (Big Bang Nucleosynthesis) ناشی می‌شود. در لحظه‌‌ی تولد عالم، وقتی مهبانگ رخ داد، عالم ماده‌ای بسیار گرم تشکیل شده از انواع ذرات بود؛ در حالی‌که عالم بزرگ و بزرگتر و به سردی می‌گرایید، ذرات ماده‌ی معمول مثل الکترون، نوترون و پروتون‌ها نیز سرد می‌شدند و اتم‌های مواد موجود در عالم را تشکیل می‌دادند. غالب این اتم‌ها مربوط به هلیم و هیدروژن هستند.
BBN یک تئوری موفق است که نه تنها هیدروژن و هلیم را به عنوان بیشترین عناصر جهان معرفی می‌کند بلکه نسبت آن‌ها را نیز به درستی بیان می‌کند.
اما مسئله‌ای وجود دارد. مقدار هر ماده‌ای که تشکیل می‌شود به میزان ماده‌ی معمول تشکیل‌دهنده‌‌ی اتم (ماده‌ی بارنوییک) بستگی دارد و BBN مقدار این ماده را برای عالم کنونی چیزی در حدود امگا = 0.1 پیش بینی می‌کند.
باید توجه کرد که این میزان ماده‌‌ی بارنوییک برای مواد قابل مشاهده در عالم ما زیاد است، در نتیجه مقداری ماده‌ی معمول تاریک (از جمله سیارات و ستارگان سوخته) وجود دارد؛ اما این مواد نمی‌توانند توجیه‌کننده‌ی سرعت خوشه و منحنی دوران آن‌ها باشند.
2) ستارگان تاریک - ژوپیترها، کوتوله‌های قهوه ای، کوتوله‌های سفید
ماده‌ی معمول دیگری که می‌تواند تشکیل‌دهنده‌ی ماده‌ی تاریک باشد، ستارگانی هستند که جرم کافی برای سوختن و درخشان شدن ندارند- کوتوله‌های قهوه‌ای - یا ژوپیترها - ژوپیترها کوتوله‌هایی به مراتب (حدود 10 برابر) سنگین‌تر هستند و به صورت ستارگان بسیار کوچک و کم نور فعالیت دارند؛ اما این احتمالات مثل سیارات در مقابل BBN با مشکل مواجه می‌شوند و باز باریون کافی وجود ندارد. این احتمال نیز می‌رود که نظریه‌ی BBN اشتباه باشد؛ ولی چون این نظریه تاکنون بسیار موفق بوده است، به دنبال انتخاب‌های دیگری برای ماده‌ی تاریک هستیم.
ماده‌ی عجیب
ماده‌ی تاریک هرچه که هست، مهمترین علت نیروهای گرانشی در این عالم است و حداقل باید سهم کوچکی در ساختار کنونی عالم داشته باشد.
این ماده آن‌قدر‌ها هم عجیب نیست، فقط ماده‌ای است که الکترون، نوترون و پروتون ندارد. بسیاری از چنین ذرات، شناخته شده‌اند و چند مورد از آن‌ها در حد تئوری هستند تا بتوان مشکل ماده‌ی تاریک را حل کرد.
1) نوترینوها:
نوترینوها ذرات بدون جرمی هستند که وجودشان ثابت شده؛ ولی دلایلی وجود دارد که نشان داده گاهی اوقات جرم بسیار کوچکی دارند. در عالم مقدار بسیار زیادی از این ذرات وجود دارد، با این حال حتی یک جرم بسیار کوچک‌تر برای ماده‌ی تاریک پر اهمیت است.
2) ویمپ‌ها (WIMPs)
بیشتر انتخاب‌های ماده‌ی عجیب در دسته‌ی ویمپ‌ها - Weakly Interacting Massive Particles- قرار می‌گیرند. ویمپ‌ها دسته‌ای از ذرات سنگین هستند که به سختی با ذرات دیگر واکنش نشان می‌دهند. از این ذرات می‌توان تراسنیو‌ها و آکسیون‌ها را نام برد.
تغییرات جاذبه
آخرین احتمال این است که ما هنوز جاذبه و گرانش را به درستی نشناخته باشیم. ممکن است جاذبه در مقیاس‌های بزرگ، مثل کهکشان‌ها نسبت به مقیاس‌های کوچک که می‌شناسیم، متفاوت باشد. با این‌که چنین احتمالی بعید به نظر می‌رسد؛ ولی نباید حتی به عنوان یک احتمال کنار گذاشته شود.
عمر کائنات
طبق نظریه‌ی انفجار بزرگ، جهان آغازی داشته است؛ ولی این آغاز که همان لحظه‌ی انفجار اولیه بوده است، به طور دقیق معلوم نیست. ستاره‌ها و کهکشان‌هایی با میلیاردها سال نوری فاصله توسط تلسکوپ‌ها رؤیت شده اند. پس مسلماً باید عمر جهان مساوی یا بیشتر از عمر این ستاره‌ها باشد. برای تعیین این مقدار باید فاصله‌ی کهکشان‌های دوردست را بدانیم؛ ولی ژرفای کیهانی بر ما نامعلوم است و اندازه‌گیری فاصله‌ی کهکشان‌ها بسیار مشکل می‌باشد. تمامی شک و تردیدها پیرامون برآورد عمر عالم، ناشی از شک و تردیدهایی است که در اندازه‌گیری ایـن فاصله‌ها وجود دارد. امروزه برای اندازه‌گیری سن کائنات، از سه روش مختلف استفاده می‌شود که هرسه تقریباً به نتیجه‌ی مشابهی می‌رسند.
تعیین عمر کائنات با حرکت کهکشان‌ها
حرکت فرار کهکشان‌ها برای ما به منزله‌ی یک ساعت شنی کیهانی، برای تاریخ‌بندی کائنات است. سرعت دور شدن این کهکشان‌ها متناسب با فاصله‌ای است که از ما دارند؛ بنابراین چنانچه فاصله‌ی کهکشانی دو برابر فاصله‌ی کهکشان دیگر باشد، کهکشان دورتر با سرعتی دو برابر سرعت کهکشان نزدیک از ما دور می‌شود. با قبول نظریه‌ی انفجار بزرگ، جریان زمان را به لحظه‌ای بر می‌گردانیم که همه‌ی کهکشان‌ها کنار هم جمع بودند. این لحظه که می‌توان آن‌را سپیده دم کائنات نامید، حدود 15 میلیارد سال قبل بوده است. این زمان صفر نقطه‌ی مرجع ساعت کیهانی ما خواهد بود.
سن پیرترین ستارگان
عالم ما در درون خود، اجسامی مثل زمین و ستاره‌های کهن‌سال دارد که می‌توان سن آن‌ها را معلوم کرد؛ اما باید سن آن‌ها مساوی یا کمتر از سن کائنات باشد؛ زیرا نمی‌توان کائناتی را فرض کرد که اشیاء درون آن عمر بیشتری از خود داشته باشند. در این روش فرض کنیم که نخستین ستارگان بلافاصله پس از ولادت کائنات متولد شده‌اند. برای اندازه‌گیری عمر آن‌ها به مساله‌ی انرژی متوسل می‌شویم. نور ستارگان، حاصل سوختن ذخیره‌ی هسته‌ای آن‌هاست که از هیدروژن و هلیم آغاز شده و به سوختن اتم‌های سنگین می‌رسد.
ستارگان تا زمانی‌که ذخیره‌ی سوختی داشته باشند، باقی می‌مانند، سپس با تمام شدن این ذخیره‌، تغییر ساختار داده و می‌میرند. همه‌ی ستارگان به یک اندازه عمر نمی‌کنند. ستاره‌های حجیم و درخشان عمر کوتاه‌تری دارند. ستارگان به صورت گروهی به دنیا می‌آیند (خوشه). هر خوشه در زمان تولد خود شامل طیف گسترده‌ای از انواع ستارگان است. بنابراین سن هر خوشه را می‌توان از سن ستارگان سالخورده‌اش حدس زد. در کهکشان ما ستارگانی با 14 تا 16میلیارد سال سن وجود دارند که می‌توان گفت عمر کائنات هم در همین حدود است.
چگالی جهان
با وجود خلأ فضای بین ستاره‌ای به نظر می‌رسد جرم جهان ما کمتر از آن باشد که بتواند در آینده منقبض شود. آینده‌ی ما چگونه است؟ یک حریق بزرگ تازه یا شاید پیشروی به سمت سرمای بیشتر و فضای خالی بیشتر؟ برای پاسخگویی به این سؤال، باید نیروی گرانشی کائنات یا معادل آن چگالی ماده‌ی موجود در کائنات را حساب کنیم.
جهان در حال انبساط است و نیروهای جاذبه بین مواد باعث کند شدن این انبساط می‌شوند. هرچه جرم جهان متراکم‌تر باشد، به همان اندازه چگالی زیاد شده و انبساط آن کندتر می‌شود. جهانی که چگالی بالایی دارد، ممکن است بالاخره به خاطر قدرت نیروهای جاذبه بین قسمت‌های تشکیل دهنده اش، منقبض شود و جهان بسته بماند.(کائنات بسته)
اگر جهان به اندازه‌ی کافی چگالی نداشته باشد، برای همیشه در حال انبساط و به صورت جهان باز خواهد بود.(کائنات باز)
چگالی بحرانی
انـــدازه‌ی کافی که برای چـــگالی گفته مـــی‌شود، چه قــدر است؟ این انـــدازه برابر kg/m^3‏ -27^ 10 × 5 است که چگالی بحرانی می‌باشد. چگالی بحرانی معیاری است برای تعیین باز یا بسته بودن جهان. اگر چگالی جهان از چگالی بحرانی بیشتر باشد، جهان، جهان بسته خواهد بود. اگر چگالی جهان از چگالی بحرانی کمتر باشد، جهان، جهان باز خواهد بود.
اندازه‌گیری چگالی جهان
حال ببینیم چگالی جهان را چگونه اندازه بگیریم؟ چگالی کمیت یک ماده در واحد حجم معین است. حجم مورد نظر در مورد کائنات باید بسیار بزرگ باشد. حجمی شاید به اندازه‌ی یک ابرخوشه. برای محاسبه‌ی ماده‌ی موجود در این حجم، جرم کهکشان‌ها را باهم جمع می‌کنیم. این کار در مورد مواد مرئی که به سمت ما نور می‌فرستند، میسر است ولی در مورد ماده‌ای که نمی‌بینیم، نمی‌توانیم جرم آن را حدس بزنیم. موادی مثل ستارگان و سیاره‌های مرده، سیاره‌هایی که دور از هر منشأ نوری قرار دارند، صورت‌های احتمالی ماده‌ که هنوز نمی‌شناسیم، ماده‌ی سیاه و....
ایزاک نیوتن می‌گوید: ماده، چه نورانی چه تاریک، شناخته شده یا ناشناخته، از طریق نیروی گرانشی خود را به ما نشان می‌دهد. فرض کنیم خورشید نورافشانی نمی‌کرد در این صورت نمی‌توانستیم آن را ببینیم ولی حرکت سیاره‌ها به دور خورشید همچنان ادامه داشت و اختر‌شناسان می‌توانستند بدون آنکه قادر به دیدن خورشید باشند، به وجود آن پی ببرند و با دنبال کردن حرکات زمین نسبت به ستارگان، جرم آن را اندازه بگیرند.
اخترشناسان با بهره‌گیری از روش‌های مشابه می‌توانند چگالی کل کائنات را اندازه بگیرند. نتیجه‌ی اندازه‌گیری آن‌ها در کل فضای قابل مشاهده به طور میانگین حدود یک سوم اتم در حجم یک متر مکعب فضا است. به لحاظ نظری برای این‌که حرکت کهکشان‌ها در آینده متوقف یا معکوس شود، این چگالی باید بیش از ده اتم در هر متر مکعب باشد. با توجه به واقعیات مشهود چنین امری بعید به نظر می‌رسد، ولی چون ابزار دقیق اندازه‌گیری نداریم، نمی‌توانیم این امکان را کاملاً منتفی بشماریم، ولی اگر چنین باشد، کائنات باز خواهد بود.
نسبت فراوانی هیدروژن سنگین (دوتریوم) به هیدروژن سبک از فرضیه‌ی کائنات باز حمایت می‌کند. پس سبک بودن کائنات و فراوانی دوتریوم نشان می‌دهد که کائنات تا ابد منبسط خواهد شد.

برگرفته شده از برنامه هفت آسمان

/ 0 نظر / 5 بازدید