اتم های سبک؛ شاهدی دیگر بر مهبانگ

تابش زمینه کیهانی کشف قاطعی بود در تأیید نظریه ی مهبانگ یا انفجار بزرگ، اما اگر تنها همین تأیید بود مخالفان این نظریه به سادگی دست از مخالفت نمی کشیدند. به ویژه که این کشف در ابتدا هنوز کامل نبود و تابش زمینه ی کیهانی در تمام طول طیف الکترومغناطیس تأیید نشده بود. همین کشف اما باعث شد تعداد بیشتری فیزیک دان و اختر فیزیک دان به مسایل کیهان شناسی رو بیاورند و کشفهای جدیدی انجام بدهند که تأییدی قوی تر برای نظریه ی انفجار بزرگ یا مهبانگ به دست می دادند. زمینه عمده ی دیگری در تأیید مهبانگ وجود عناصر مختلف در عالم بود. برای شناخت چگونگی تحول این عنصر ها لازم بود تعداد قابل توجهی فیزیک دان هسته ای به مسئله های کیهان شناسی رو بیاورند که کشف تابش زمینه ی کیهانی این اشتیاق را به وجود آورد. به همین علت است که می بینیم در نیمه ی دوم دهه ی 1960/1340 تحول عمده ای در شناخت چگونگی تشکیل هسته ی اتم ها در ابتدای عالم، یا علم هسته زایی، پیدا شد. این بازمانده های کیهانی اولیه چگونه به وجود آمدند و چگونه می توان آن ها را تشخیص داد؟
فوتون های اولیه تنها بازمانده های رویدادهای اوایل مهبانگ نیستند. دیدیم که چگونه انبساط عالم باعث سرد شدن یا کاهش دمای کیهان می شود. در ابتدای مهبانگ، یعنی حدود زمان پلانک که برابر با 43- 10 ثانیه است، کیهان به قدری داغ است که همه ی میدان هایی که می شناسیم در هم ادغام یا متحد شده اند. یعنی برهم کنش های الکترومغناطیسی و هسته ای ضعیف و قوی به گونه ای متحدند که گویی تنها یک میدان داریم. کیفیت این میدان در نظریه ی استاندارد ذرات بنیادی توضیح داده می شود. پس از این که کیهان قدری سرد شد. ابتدا نیروی هسته ای قوی، بهتر است بگوییم برهم کنش هسته ای قوی، از دو بر هم کنش دیگر، که آن را الکتروضعیف می نامیم، جدا می شود. هنوز مدتی طول می کشد تا این دو نیز از هم جدا شوند و ما سه بر هم کنش را به صورت مجزا در کیهان داشته باشیم. از این پس است که فوتون، نوترینو، الکترون، پروتون، و نوترون حضور دارند و صحبت از آن ها معنی پیدا می کند. همه ی این رویدادها تا یک ثانیه بعد از مهبانگ به وقع پیوسته است. توجه کنید که یک ثانیه برای موجودات زمینی زمان کوچکی است، اما اگر واحد زمان را زمان پلانک، یعنی 10 به توان 43- بر ثانیه بگیریم، آنگاه 1 ثانیه را می توانیم 10 به توان 45 برابر واحد زمان پلانک بگیریم که عدد بسیار بزرگی است!
می بینید که نسبت ها چقدر اهمیت دارد و طول و جرم و زمان مطلق ما زمینی ها در رویدادهای کیهانی گاهی چقدر بی معنی است! نخستین اتم ها بسیار دیرتر ایجاد شدند، حدوداً زمانی که عالم چند ثانیه سن داشت! اما مگر ما این اتم های اولیه را می بینیم که آن ها را شاهدی بر وجود مهبانگ بدانیم؟!
ما روی زمین عناصری می بینیم مثل هیدروژن، اکسیژن، نیتروژن، و فلزاتی مانند آهن، مس، طلا، و آلومینیوم؛ یعنی عناصر سنگین و سبک، چه عناصری در عالم دوردست وجود دارند و چگونه به آن ها دسترسی داریم؟ از یک طرف سنگ های آسمانی اند که به زمین می افتند که البته از داخل منظومه ی شمسی می آیند در آن ها هم عناصر سنگین، مشابه آنچه روی زمین هست، می یابیم. تنها دسترسی مستقیم ما به سطح ماه و در آینده به بعضی از سیارات خواهد بود. عناصری که در منظومه ی شمسی می یابیم همان هایی اند که روی زمین یافت می شوند و کما بیش با همان فراوانی. این مواد حدود 4/5 میلیارد سالی که منظومه ی شمسی به وجود آمده است وجود داشته اند و در منظومه ی شمسی حفظ شده اند راهِ یافتن مواد موجود در مکان های دور دست عالم چیست؟ جاهایی که دسترسی مستقیم به آن ها امکان ندارد، در ستاره های دیگر، و کهکشان های دیگر؟ تنها اطلاعاتی که ما از نقاط دور دست دریافت می کنیم از طریق نور، یا کلی تر بگوییم امواج الکترومغناطیسی، از اجرام آسمانی است. این نور اطلاعات بسیاری در اختیار ما می گذارد، مثلاً از طریق طیف نگاری.
می دانیم که اگر نور، یعنی نور سفید، را از منشوری عبور بدهیم به رنگ های مختلف می شکند و به زبان طیف نگاری به طول موج های مختلف تفکیک می شود. این سنگ بنای طیف نگاری است. طیف ها، بسته به این که نور از کجا آمده باشد، ممکن است بسیار پیچیده باشند و شناخت آن ها کاری به مراتب دقیق تر از انگشت نگاری است. امروز طیف نگاری بخشی مهم از علم فیزیک است. هر ماده ای در شرایط خاص، در دمای خاص، طیف مشخصی دارد که می توان آن را مثلاً در آزمایشگاه تولید کرد و آن وقت طیف نور یک ستاره یا کهکشان را با آن مقایسه کرد. به این ترتیب می توان حضور هر ماده ای را در هر ستاره کشف کرد. علت وجود این طیف ها، وجود ترازهای مختلف انرژی یا، به زبان دیگر، مدارهای مختلف الکترون ها در اتم است؛ و هر اتم در هر دمایی از خودش تابش الکترومغناطیسی مشخصی گسیل می کند که ناشی از جهش الکترون ها بر اثر گرما از حالتی به حالت دیگر است. همین اثر «انگشت» ماده است که ما در طیف نور گسیل شده از اعماق آسمان کشف می کنیم و از آنجا به حضور مواد مختلف پی می بریم. اگر در ستاره ای هیدروژن یا هلیوم وجود داشته باشد از دیدن خطوط روشنی در طیف ستاره، که مشخصه ی هیدروژن یا هلیوم است، به وجود آن ها پی می بریم. حتی شدت نسبی این دو عنصر، یا فراوانی نسبی آن ها، را می توان از روی طیف تشخیص داد.
به همین دو عنصر اصلی توجه کنید. نسبت هلیوم به هیدروژن در ستاره های مختلف است و این نسبت در گاز های داخل کهکشان نیز مقدار دیگری دارد. علت این است که در داخل ستاره ها به علت گرمای زیاد انواع واکنش های هسته ای رخ می دهد. هیدروژن به هلیوم و هلیوم به عناصر سنگین تر مثل کربن یا حتی عناصر سنگین تر از نوعی که روی زمین یافت می شود، تبدیل می شود. پس اگر به ستاره ای نگاه کنیم که در عرف نجوم پیر است باید در آن هلیوم کمتری ببینیم تا آنچه که در فضای میان ستاره ها یا میان کهکشان ها وجود دارد، زیرا مقدار هلیوم در آنها ثابت می ماند؛ نه دیگر ایجاد می شود و نه از بین می رود. اما اگر به ستاره های جوان تر نگاه کنیم، یا به گازهای میان ستاره ای که نور ستاره ها را جذب می کند،آنگاه برآورد دقیقتری داریم که چقدر هلیوم در عالم هست.
می دانیم که عمده ی ماده ی عالم هیدروژن است و عناصر سنگین تر بسیار کم اند و درصد بسیار کمی از ماده ی کل عالم را تشکیل می دهند. از کل ماده ی مرئی عالم 25 درصد هلیوم است و فقط 2 درصد عناصر سنگین تر. این مقدار هلیوم با هلیومی که در ستاره ها می توانست ایجاد بشود نمی خواند. نتیجه گیری این بود که مقدار هلیوم می بایست در شرایط خاصی در عالم به وجود آمده باشد. چون تولید هلیوم در ستاره ها کافی نیست پس می بایست در شرایطی تولید شده باشد که هنوز کهکشان ها و ستاره ها به وجود نیامده بودند. پس هر نظریه ای برای عالم باید بتواند وجود این مقدار هلیوم را توجیه کند نظریه ای که بخواهد وجود هلیوم را از راهِ تولید ستاره ها توجیه کند، مطرود است.
تابش زمینه ی کیهانی با مقدار هلیوم بی ارتباط نیست. هر دو به شرایطی از عالم مربوط اند که ثانیه های پس از انفجار بزرگ می توانسته ایجاد بشود. ژرژ گاموف در عمل با استفاده از همین واقعیت و فرض کردن مقدار هلیوم موجود در عالم به دمای تابش زمینه ی کیهانی دست یافت. اما تازه پس از کشف تابش زمینه بود که، همان طور که قبلاً گفتم، فیزیک دانانان بسیاری به کیهان شناسی رو آوردند. در این میان، فیزیک دانان فیزیک اتمی و هسته ای به محاسبه ی مقدار هلیوم 3 هلیوم 4 و دوتریوم، از اتم های اولیه موجود در عالم، و همچنین عناصر سنگین تر پرداختند. برای تولید این عناصر دماها و چگالی بسیار زیاد لازم بود. از این رو، همه ی این کیهان شناسان به صراحت یا به طور ضمنی نظریه ای مهبانگ را فرض می کردند. مهم تری روشی که کیهان شناسان برای اندازه گیری چگالی ماده ی موجود در عالم به کار می برند. همین اندازه گیری فراوانی نسبی عناصر سبکی چون هیدروژن، هلیوم، لیتیوم، بریلیوم، و بُر است. این عناصر سبک در لحظات اولیه ی انفجار بزرگ به وجود آمده اند. در این میان، هلیوم، بعد از هیدروژن، از همه فراوان تر و مشهودتر است. بنابراین باید شاخص خوبی برای شناخت شرایط اولیه ی عالم در آن لحظات باشد. مشکل بزرگی که در اندازه گیری فراوانی این عناصر سبک موجود در عالم فعلی در انفجار بزرگ تولید نشده اند. ستاره ها میلیاردها سال است که هیدروژن را به هلیوم، هلیوم را به کربن، و کربن را به عناصر سنگین تر تبدیل می کنند. عناصر دیگر هم در شرایط خاصی درون ستاره ها تولید می شوند. برای این که بتوانیم بگوییم چقدر هلیوم در مهبانگ تولید شده است باید محصول کار ستاره ها را از کل هلیوم موجود کم کنیم.
خوشبختانه دوتریم، یعنی ایزوتوپ هیدروژن، از این قاعده مستثناست. دوتریم، هر چند در بعضی از ستاره ها تولید می شود، فوراً به ایزوتوپ های هلیوم تبدیل می شود. به نظر می رسد فراوانی دوتریوم در عالم، از مهبانگ تاکنون، افزایش نیافته است. البته چگالی دوتریوم تولید شده در مهبانگ در ستاره ها تغییر کرده است؛ زیرا ستاره ها از هیدروژن دوتریوم و از دوتریوم هلیوم می سازند و از آن نور و گرما تولید می کنند اما دوتریوم موجود در سحابی ها - که درون آن ها هیچ واکنش هسته ای روی نمی دهد - همان دوتریوم مهبانگ است.
اندازه گیری فراوانی نسبی دوتریوم در عالم مزیت مهم دیگری نیز دارد؛ مقدار دوتریوم به شدن به چگالی عالم در دقایق اولیه ی مهبانگ حساس است. دوتریوم از اضافه شدن یک نوترون به پروتون یا همان هسته ی اتم هیدروژن ساخته می شود. اگر چگالی نوترون زیاد باشد ممکن است یک نوترون دیگر هم به این مجموعه اضافه شود و هسته ی تریتیوم را بسازد. تریتیوم ناپایدار است و بعد از اندک زمانی یکی از نوترون هایش وامی پاشد و به پروتون تبدیل می شود. حاصل این واکنش ها، هسته ای است که دو پروتون و یک نوترون دارد و از ایزوتوپ های هلیوم است. بنابراین هر چه چگالی دوتریوم فعلی کمتر باشد نشان از زیاد بودن چگالی نوترون ها در مهبانگ دارد.
با تمام این مزیت ها دوتریوم موجود در عالم به راحتی آشکار پذیر نیست. دوتریوم هیچ خط طیفی در ناحیه ی مرئی ندارد. از رصد خط گامای لیمان دوتریوم در ناحیه ی فرابنفش می توان به مقدار ماده ی موجود در عالم پی برد. به این ترتیب، این شاخص ها شاهدی نیز بر حضور ماده ی تاریک و انرژی تاریک در کیهان است.
اما برگردیم به اصل قضیه، دوتریوم روی زمین، در آب دریاها هم هست. آیا این مقدار با مقدار موجود در عالم یا ستاره ها یکی است؟ خیر! دوتریوم روی زمین بسیار بیشتر از آن چیزی است که از ستاره ها می دانیم، چه به صورت رصدی و چه از روی محاسبات. آزمایش هایی که با آپولو 11، که روی ماه نشست، انجام شد به حلّ این معما خیلی کمک کرد. فضانوردان آپولو 11 ورقی فلزی را در معرض باد خورشیدی قرار دادند. باد خورشید مجموعه ای از ذرات بنیادی مانند پروتون ها و دیگر ذرات و عناصر است که از سوی خورشید گسیل می شود. این صفحه را به زمین آوردند تا ببینند که چه موادی در باد خورشیدی بوده که روی فلز نشسته است. این آزمایش نشان داد که مقدار دوتریوم، در فضای خارج از زمین در همان حدودی است که پیش بینی می شد و در ستاره ها هم هست؛ یعنی حدود یک دهم دوتریوم موجود در زمین. این آزمایش قوّت قلب خوبی بود برای کیهان شناسان زیرا دیدند که حدس شان درباره ی دوتریوم دست است، این آزمایش ها در سال 1352 دوباره تأیید شدند. در این سال ماهواره ی کُپرنیک بیرون از سطح زمین باز هم نمونه هایی به زمین آورد که آزمایش شدند.
بنابراین مقدار دوتریوم، و دقیق تر بگوییم نسبت مقدار هلیوم به دوتریوم، نشان گری عمده است برای تحقیق درباره نظریه ی انفجار بزرگ است که این نسبت را به درستی پیش بینی می کند. دو داده ی رصدی دیگر نیز از کهکشان دوردست این امر با تأیید می کند. وقتی کهکشانی دوردست را رصد می کنیم یعنی نوری از آن دریافت می کنیم که میلیاردها سال پیش از آن گسیل شده است. پس در آن هنگام تابش زمینه ی کیهانی، یعنی گاز فوتونی مانده از مهبانگ، گرم تر بوده است. در این رصدها یکی کهکشانی با انتقال به سرخ 3 و دیگری با انتقال به سرخ 2/3، اولی با دمای تابش زمینه ای برابر T=12 کلوین و دومی با دمای T=10 کلوین، طیف نگاری شد و جالب این که همان نسبت کیهانی هلیوم به دوتریوم در آن ها رصد شد.
تا به اینجا این دو کشف عمده، تابش زمینه و نسبت هلیوم به دوتریوم، تأییدی مهم بر نظریه ی مهبانگ اند. این نه به این معنی است که همه چیز را در کیهان شناسی می فهمیم، بلکه این تأیید می گوید که ظواهر امر نشان می دهند مدل عالم باید از نوع انفجار بزرگ باشد؛ دست کم در زمان هایی که هسته زایی انجام می شود باید مانند مدل ساده ی مهبانگ عمل کند.

منبع:  www.rasekhoon.net