علوم محبوب
غیر قابل درک ترین چیز درباره ی جهان،قابل درک بودن آنستعلوم محبوب
غیر قابل درک ترین چیز درباره ی جهان،قابل درک بودن آنست۱۰ حقیقت جالب و عجیب در نجوم
اگرچه بشر هزاران سال است که به مطالعه آسمان می‌پردازد، ما هنوز هم در مورد جهانی که در آن زندگی می‌کنیم، اطلاعات خیلی کمی داریم. با ادامه مطالعات، گاهی متحیر و گاهی هم سردرگم می‌شویم. در اینجا مجموعه‌ای از حقایق نجومی جالب، عجیب و حیرت‌انگیز را آورده‌ایم.
- دانشمندان معتقدند که ما فقط می‌توانیم حدودا ۵ درصد ماده موجود در جهان را ببینیم. مابقی آن از مواد نامرئی (ماده‌تاریک) ساخته شده‌است و شکل مرموزی از انرژی به عنوان انرژی تاریک شناخته شده است.
- ستاره‌های نوترونی خیلی متراکم هستند. طوری که اگر بشقابی پر از مواد ستاره‌های نوترونی داشته باشیم، پرجرم‌تر از ماه خواهد بود.
- خورشید انرژی زیادی تولید می‌کند. به طوری که در هر ثانیه هسته خورشید، انرژی‌ای معادل ۱۰۰ میلیارد بمب هسته‌ای آزاد می‌کند.
- گالیلئو گالیله به اشتباه به عنوان مخترع تلسکوپ معرفی شده بود. در واقع تاریخ‌نویسان معتقدند که Johannes Lippershey عینک‌ساز هلندی، مخترع تلسکوپ است. هرچند گالیله اولین کسی است که از این دستگاه به منظور مطالعه آسمان استفاده کرده است.
- سیاهچاله‌ها خیلی متراکم‌اند و میدان جاذبه قوی ایجاد میکنند که حتی نور هم نمی‌تواند از آن فرار کند. البته فیزیکدانان نظری پیش‌بینی کرده‌اند که تحت شرایط خاصی نور میتواند از گرانش سیاهچاله بگریزد.
- نور ستاره‌ها و کهکشان‌های دوردست مدت زیادی طول می‌کشد تا به ما برسد، در حقیقت اجرامی را که می‌بینیم نور آنها صدها، هزاران یا حتی میلیون‌ها سال پیش از آنها خارج شده‌است و وقتی به آسمان می‌نگریم، گویی که به زمان‌های گذشته نگاه می‌کنیم.
- سحابی خرچنگ توسط انفجار ابرنواختری در سال ۱۰۵۴ میلادی به وجود آمده‌است. منجمان چینی و عرب در آن زمان یادداشت کرده‌اند که انفجار بسیار درخشانی بود طوری که در طی روز قابل رویت بود و چند ماه در آسمان شب درخشان مانده بود.
- ستاره‌های متحرک، درواقع ذرات غبار کوچکی هستند ( شهاب) که از میان جو ما عبور میکنند. دنباله‌دارها گاهی اوقات از میان مدار زمین عبور کرده و به دنبال خود ذرات غباری را به جا می‌گذارد سپس موقعی که زمین در مسیر خود از این ذرات عبور کند، ذرات گرم شده، خط‌های روشنی را در آسمان شب ایجاد میکنند.
- اگرچه عطارد نزدیک‌ترین سیاره به خورشید است، دما به ۱۷۳- درجه سلسیوس نیز می‌رسد. چرا؟ چون عطارد تقریبا جوی ندارد، چیزی وجود ندارد که گرما را نزدیک سطح سیاره نگه دارد. بنابراین قسمت تاریک عطارد (قسمتی که به سمت خورشید است) بسیار سرد است.
- زهره به طور قابل توجهی گرم‌تر از عطارد است، اگرچه نسبت به عطارد دورتر از خورشید است. غلیظ بودن جو زهره، گرما را نزدیک سطح سیاره نگه می‌دارد.
منبع: Space.about.com
منبع: Ayazastro.com
جهان هستی 250 مرتبه بزرگتر است
الم هستی میتواند 250 مرتبه بزرگتر از آنچه که دیده میشود، باشد...عالم هستی بسیار بزرگ است، این مسئله دیگر یک راز نیست. اما چیزی که برای بحث باقی مانده، عظمت آن است. تحقیقات تازه نشان میدهد که عالم هستی ساختار بسیار بزرگی است که 250 مرتبه از عالم قابل رویت بزرگتر می باشد.
کیهان شناسان در حال حاضر باور دارند که عالم هستی میتواند یکی از سه شکل یا ساختار ذیر را داشته باشد:
1. صاف و هموار مانند صفحه اقلیدسی و بی نهایت بزرگ
2. باز است و یا مثل یک زین خم یا تاب خورده و بی نهایت بزرگ
3. بسته است و یا شبیه یک کره خم یا تاب خورده و بی نهایت بزرگ
هرچند بیشتر اطلاعات بدست آمده امروزه به سود عالم هموار یا تخت است، اما کیهان شناسان هنوز روی این مسئله توافق نظر ندارند. سه تن از کیهان شناسان انگلیسی بنام های میرهان وردانیان، روبرتو تروتا و جوزف سیک اخیرأ مقاله ای را در این مورد برای سایت آرکایف نوشته اند که در آن دیدگاه ثابت خود را بیان نموده اند. بر اساس اصول اوکام رازور که بنام مدل بایسین یاد میشود، ساده ترین توضیح معمولأ دقیق ترین و درست ترین آن است. در این مورد، یک عالم هموار نسبت به عالم منحنی نشان دهنده ساختار هندسی ساده است.
اما در نهایت اگر مشخص شود که عالم ساختار بسته دارد و اندازه آن هم محدود باشد چی؟ کیهان شناسان اکثرأ به حجم هابل اشاره میکنند. حجم هابل در واقعی حجمی از فضا است که شبیه به عالم مرئی یا قابل دید می باشد. نور هر جرم آسمانی بیرون از حجم هابل هرگز به ما نمی رسد، زیرا فضای میان ما و آن جرم با سرعت در حال انبساط و گسترش است. بر اساس تحلیل های این تیم، یک عالم بسته میتواند حد اقل 251 حجم هابل را احاطه کند.
این اندازه عالم به مراتب بزرگتر از آن حدی است که شما فکر می کنید. نور اولیه فقط اندکی بعد از بیگ بنگ یا انفجار بزرگ در حدود 13.75 میلیارد سال قبل سفر خود را آغاز کرده. از آنجائیکه قانون نسبت خاص می گوید، هیچ چیزی نمی تواند سریعتر از فوتون یا ذره نور حرکت کند، اکثر مردم به اشتباه این مسئله را طوری برداشت نموده اند که گویا عالم مرئی یا قابل دید باید 13.75 میلیارد سال بزرگ باشد. (اندازه آن برابر با 13.75 میلیارد سال باشد). در واقع عالم به مراتب بزرگتر از این حد است. نه تنها بخاطر اینکه عالم از لحظه بیگ بنگ به بعد در حال انبساط است، بلکه خود سرعت انبساط هم بخاطر تأثیر یا نفوذ انرژی تاریک به تدریج در حال گسترش می باشد. از سوی دیگر چون نسبت خاص نمی تواند عاملی برای انبساط خود فضا باشد، کیهان شناسان تخمین میزنند که کهن ترین فوتون یا ذره نور باید فاصله ای به اندازه 45 میلیارد سال را از زمان بیگ بنگ بدین سو طی نموده باشد. در نتیجه عالم مرئی یا قابل دید ما باید چیزی به اندازه 90 میلیارد سال قطر داشته باشد.
اگر بخواهیم جمع بندی کنیم، معلوم می شود که حد اندازه مطرح شده تیم تحقیقاتی برای 251 حجم هابل، یک تخمین محافظه کارانه بر اساس مدل هندسی می باشد که دوره تورم را نیز شامل میگردد. اگر اخترشناسان در صدد آن بودند تا به عنوان اساس بجای اندازه عالم فقط عمر و توزیع اجرامی را که تا امروز دیده اند، جایگزین کنند، در آنصورت متوجه می شوند که یک عالم بسته می تواند حد اقل 398 حجم هابل را دربر گیرد. یعنی این اندازه چیزی حدود 400 برابر اندازه هر چیزی خواهد بود که امیدی برای دیدن آن در عالم داشته باشیم.
با توجه به واقعیت توانایی های امروزی ما برای رویت عالم، دیدن حتی یک عالم متناهی یا محدود نمی تواند برای ابد وجود داشته باشد.
منبع: www.kabulsky.com
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
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