نظریه انفجار بزرگ چیست؟

 

 

تاریخ جهان با بیگ بنگ شروع می‌شود. یک بیلیون سال پس از انفجار بزرگ، اتم‌های هیدروژن به طرز مرموزی از هم جدا شدند و به یک سوپ یونی تبدیل شدند.

اعتبار: grandunificationtheory.com

 

جهان ما چگونه ایجاد شد؟ چگونه به مکانی به ظاهر نامحدود تبدیل شد که ما امروز آن را می‌شناسیم؟ و بعدها چه خواهد شد؟ اینها سؤالاتی است که از ابتدا تاکنون ذهن فیلسوفان و محققان را به خود مشغول کرده و به نظریه‌های بسیار جالبی منجر شده است. امروزه، اتفاق‌نظر دانشمندان، ستاره‌شناسان و کیهان‌شناسان بر این است که کیهان همانطور که می‌شناسیم در یک انفجار عظیم ایجاد شده است که نه تنها اکثریت ماده را ایجاد کرده است، بلکه قوانین فیزیکی حاکم بر کیهان همیشه در حال انبساط ما را به وجود آورده است.

 

این نظریه به عنوان نظریه انفجار بزرگ شناخته می‌شود. تقریباً برای یک قرن، این اصطلاح توسط دانشمندان و غیر محققین به طور یکسان مورد استفاده قرار گرفته است. این امر نباید تعجب‌آور باشد، زیرا این نظریه پذیرفته شده‌ترین نظریه در مورد منشاء ما است. اما دقیقا به چه معناست؟ چگونه جهان ما در یک انفجار عظیم تصور شد، چه مدرکی برای این وجود دارد و این نظریه در مورد پیش‌بینی‌های بلندمدت برای جهان ما چه می‌گوید؟

 

مبانی تئوری نسبتاً ساده است. به طور خلاصه، فرضیه بیگ‌بنگ بیان می‌کند که تمام ماده فعلی و گذشته در کیهان در یک زمان، تقریباً 13.8 بیلیون سال پیش، به وجود آمدند. در این زمان، تمام مواد به شکل یک توپ بسیار کوچک با چگالی بی‌نهایت و گرمای شدید به نام تکینگی فشرده شدند. ناگهان تکینگی شروع به انبساط کرد و جهان آنطور که ما می‌شناسیم شروع شد.

 

در حالی که این تنها نظریه مدرن در مورد چگونگی به وجود آمدن جهان نیست – برای مثال، نظریه حالت پایدار یا نظریه جهان نوسانی وجود دارد – این نظریه به طور گسترده پذیرفته شده و محبوب است. این مدل نه تنها منشأ همه مواد شناخته شده، قوانین فیزیک و ساختار مقیاس بزرگ جهان را توضیح می‌دهد، بلکه انبساط کیهان و طیف وسیعی از پدیده‌های دیگر را نیز توضیح می‌دهد.

 

جدول زمانی:

دانشمندان با عملکرد معکوس نسبت به وضعیت فعلی کیهان، این نظریه را مطرح کرده‌اند که باید از یک نقطه منفرد با چگالی بی‌نهایت و زمان محدودی منشاء گرفته باشد که شروع به انبساط کرده است. پس از انبساط اولیه، این نظریه معتقد است که جهان به اندازه کافی سرد شد تا اجازه تشکیل ذرات زیر اتمی و بعداً اتمهای ساده را بدهد. ابرهای غولپیکر این عناصر اولیه بعداً از طریق گرانش به هم پیوستند و ستاره‌ها و کهکشانها را تشکیل دادند.

 

همه اینها تقریباً 13.8 بیلیون سال پیش آغاز شد و بنابراین به عنوان سن جهان در نظر گرفته می‌شود. از طریق آزمایش اصول نظری، آزمایش‌های مربوط به شتاب‌دهنده‌های ذرات و حالت‌های پرانرژی و مطالعات نجومی که اعماق کیهان را رصد کرده‌اند، دانشمندان جدول زمانی رویدادهایی را ایجاد کرده‌اند که با انفجار بزرگ آغاز شده و به وضعیت کنونی تکامل کیهانی منجر شده است.

 

با این حال، اولین زمان‌های کیهان – که تقریباً از 10-43 تا 10-11 ثانیه پس از انفجار بزرگ به طول می‌انجامد، موضوع گمانه‌زنی‌های گسترده‌ای است. با توجه به اینکه قوانین فیزیک آنطور که ما می‌دانیم نمی‌توانستند در این زمان وجود داشته باشند، درک اینکه چگونه جهان می‌توانست اداره شود دشوار است. علاوه بر این، آزمایش‌هایی که می‌توانند انواع انرژی‌های درگیر را ایجاد کنند، هنوز انجام نشده‌اند. با این حال، بسیاری از نظریه‌ها در مورد آنچه در این لحظه اولیه در زمان رخ داده است، غالب است که بسیاری از آنها با هم سازگار هستند.

 

تکینگی:

این دوره که به عنوان دوره پلانک (یا عصر پلانک) نیز شناخته می‌شود، اولین دوره شناخته شده جهان بود. در این زمان، همه مواد روی یک نقطه منفرد با چگالی بی‌نهایت و گرمای شدید متراکم شدند. در این دوره، اعتقاد بر این است که اثرات کوانتومی گرانش بر فعل و انفعالات فیزیکی غالب بوده و هیچ نیروی فیزیکی دیگری از قدرت گرانش برخوردار نیست.

 

این دوره زمانی پلانک از نقطه صفر تا تقریباً 10-43 ثانیه گسترش می‌یابد و به این دلیل به این نام نامیده می‌شود که فقط در زمان پلانک قابل اندازه‌گیری است. به دلیل گرمای شدید و چگالی ماده، وضعیت جهان به شدت ناپایدار بود. بنابراین شروع به گسترش و سرد شدن کرد و منجر به تجلی نیروهای اساسی فیزیک شد.

 

تقریباً از 10-43 ثانیه و 10-36، جهان شروع به عبور از دمای گذار کرد. در اینجا است که اعتقاد بر این است که نیروهای اساسی حاکم بر جهان شروع به جدا شدن از یکدیگر کرده‌اند. اولین گام در این امر، نیروی گرانش بود که از نیروهای اندازه‌گیری جدا می‌شد که نیروهای هسته‌ای قوی و ضعیف و الکترومغناطیس را تشکیل می‌دهند.

 

سپس، از 10-36 تا 10-32 ثانیه پس از انفجار بزرگ، دمای جهان به اندازه کافی پایین بود (1028 K) که نیروهای الکترومغناطیس (نیروی قوی) و نیروهای هسته‌ای ضعیف (برهم کنش ضعیف) توانستند به خوبی از هم جدا شوند و تشکیل دو نیروی متمایز بدهند.

 

دوره تورم:

با ایجاد اولین نیروهای بنیادی جهان، دوره تورم آغاز شد که از 10 تا 32 ثانیه در زمان پلانک تا یک نقطه نامعلوم به طول انجامید. اکثر مدل‌های کیهان‌شناسی نشان می‌دهند که جهان در این نقطه به طور همگن با چگالی انرژی بالا پر شده است و دما و فشار فوق‌العاده بالا باعث انبساط و سرد شدن سریع می‌شود.

 

این دوره در 10-37 ثانیه آغاز شد، جایی که انتقال فاز که باعث جدایی نیروها شد نیز به دوره‌ای منجر شد که جهان به طور تصاعدی رشد کرد. همچنین در این نقطه از زمان بود که باریون‌زایی رخ داد که به یک رویداد فرضی اشاره دارد که در آن دما به حدی بالا بود که حرکات تصادفی ذرات با سرعت‌های نسبیتی رخ می‌داد.

 

در نتیجه، جفت‌های ذره-پادذره از انواع مختلف به طور پیوسته ایجاد و در برخوردها از بین می‌رفتند که اعتقاد بر این است که منجر به غلبه ماده بر ضد ماده در جهان کنونی شده است. پس از توقف تورم، جهان از پلاسمای کوارک-گلئون و همچنین تمام ذرات بنیادی دیگر تشکیل شد. از این نقطه به بعد، کیهان شروع به سرد شدن کرد و مواد به هم پیوستند و شکل گرفتند.

 

دوره خنک کننده:

با ادامه کاهش چگالی و دما در جهان، انرژی هر ذره شروع به کاهش کرد و انتقال فاز ادامه یافت تا اینکه نیروهای بنیادی فیزیک و ذرات بنیادی به شکل کنونی تغییر یافتند. از آنجایی که انرژی ذرات به مقادیری کاهش می‌یابد که می‌توان با آزمایش‌های فیزیک ذرات به دست آورد، این دوره به بعد کمتر در معرض حدس و گمان است.

 

به عنوان مثال، دانشمندان بر این باورند که حدود 10-11 ثانیه پس از انفجار بزرگ، انرژی ذرات به طور قابل توجهی کاهش یافت. در حدود 10-6 ثانیه، کوارکها و گلوئونها با هم ترکیب شدند و باریونهایی مانند پروتون و نوترون را تشکیل دادند و مقدار کمی کوارک نسبت به آنتی کوارکها به مقدار کمی از باریونها نسبت به آنتی باریون‌ها منجر شد.

 

از آنجایی که دما برای ایجاد جفت‌های پروتون-آنتی‌پروتون (یا جفت‌های نوترون-آنی‌نوترون) به اندازه کافی بالا نبود، نابودی جرمی بلافاصله دنبال شد و تنها یک در 1010 پروتون و نوترون اولیه باقی ماند و هیچ یک از پادذرات آن‌ها وجود نداشت. فرآیند مشابهی در حدود 1 ثانیه پس از انفجار بزرگ برای الکترونها و پوزیترون‌ها اتفاق افتاد. پس از این نابودی‌ها، پروتون‌ها، نوترون‌ها و الکترون‌های باقی‌مانده دیگر به صورت نسبیتی حرکت نمی‌کردند و چگالی انرژی جهان تحت سلطه فوتون‌ها – و تا حدی کمتر، نوترینوها بود.

 

چند دقیقه پس از انبساط، دوره‌ای به نام بیگ بنگ هسته‌ای نیز آغاز شد. به لطف کاهش دما به 1 بیلیون کلوین و کاهش چگالی انرژی به تقریباً معادل هوا، نوترونها و پروتونها شروع به ترکیب کردند و اولین دوتریوم (ایزوتوپ پایدار هیدروژن) و هلیوم جهان را تشکیل دادند. با این حال، بیشتر پروتون های کیهان به صورت هسته‌های هیدروژن ترکیب نشده باقی ماندند.

 

پس از حدود 379000 سال، الکترون‌ها با این هسته‌ها ترکیب شدند و اتم‌ها را تشکیل دادند (باز هم عمدتاً هیدروژن)، در حالی که تابش از ماده جدا شد و تا حد زیادی بدون مانع به گسترش خود در فضا ادامه داد. اکنون شناخته شده است که این تابش همان چیزی است که پس زمینه مایکروویو کیهانی (CMB) را تشکیل می‌دهد که امروزه قدیمی‌ترین نور در جهان است.

 

با گسترش CMB، به تدریج چگالی و انرژی آن را از دست داد و در حال حاضر دمای 0.0013 ± 2.7260 K (270.424– درجه سانتی گراد / -454.763 درجه فارنهایت) و چگالی انرژی 0.25 eV/cm3 (یا 4.005×10) تخمین زده می‌شود.

 

دوره ساختار:

در طی چندین بیلیون سال بعد، نواحی کمی متراکم‌تر از ماده تقریباً یکنواخت کیهان شروع به جذب گرانشی به یکدیگر کردند. بنابراین آنها حتی چگالتر شدند و ابرهای گازی، ستاره‌ها، کهکشان‌ها و دیگر ساختارهای نجومی را تشکیل دادند که امروزه به طور منظم مشاهده می‌کنیم.

 

این همان چیزی است که به عنوان عصر ساختار شناخته می‌شود، زیرا در این زمان بود که جهان مدرن شروع به شکل‌گیری کرد. این عصر شامل ماده مرئی است که در ساختارهایی با اندازه‌های مختلف، از ستارگان و سیارات گرفته تا کهکشان‌ها، خوشه‌های کهکشانی، و ابرخوشه‌ها – که ماده در آن متمرکز است – توزیع شده است که توسط خلیج‌های عظیمی که حاوی کهکشان‌های کمی هستند از هم جدا شده‌اند.

 

جزئیات این فرآیند به مقدار و نوع ماده در کیهان بستگی دارد و ماده تاریک سرد، ماده تاریک گرم، ماده تاریک داغ و ماده باریونی چهار نوع پیشنهادی هستند. با این حال، مدل ماده تاریک لامبدا- سرد (Lambda-CDM) که در آن ذرات ماده تاریک در مقایسه با سرعت نور به کندی حرکت می‌کنند، به عنوان مدل استاندارد کیهان‌شناسی بیگ بنگ در نظر گرفته می‌شود، زیرا به بهترین وجه با داده‌های موجود مطابقت دارد.

 

در این مدل، ماده تاریک سرد حدود 23 درصد از ماده/انرژی جهان را تشکیل می‌دهد، در حالی که ماده باریونی حدود 4.6 درصد را تشکیل می‌دهد. لامبدا به ثابت کیهانی اشاره دارد، نظریه‌ای که در ابتدا توسط آلبرت اینشتین ارائه شد و سعی داشت نشان دهد که تعادل جرم-انرژی در جهان ثابت است. در این مورد، با انرژی تاریک مرتبط است که برای تسریع انبساط کیهان و حفظ ساختار مقیاس بزرگ آن تا حد زیادی یکنواخت عمل کرد.

 

پیش‌بینیهای بلندمدت:

این فرضیه که جهان نقطه شروعی دارد، به طور طبیعی سؤالاتی را در مورد یک نقطه پایانی احتمالی ایجاد می‌کند. اگر جهان به عنوان یک نقطه کوچک با چگالی نامحدود شروع به انبساط کرد، آیا این بدان معناست که به طور نامحدود به انبساط ادامه خواهد داد؟ یا اینکه روزی نیروی انبساطی آن تمام می‌شود و شروع به عقب‌نشینی به سمت داخل می‌کند تا زمانی که همه مواد به یک توپ کوچک تبدیل شوند؟

 

پاسخ به این سوال از زمانی که بحث در مورد اینکه کدام مدل از کیهان درست است، مورد توجه کیهان‌شناسان بوده است. با پذیرش نظریه انفجار بزرگ، اما قبل از مشاهده انرژی تاریک در دهه 1990، کیهان شناسان در مورد دو سناریو به عنوان محتمل‌ترین نتایج برای جهان ما به توافق رسیده بودند.

 

در سناریوی اول که معمولاً به عنوان سناریوی “مه‌رمب” شناخته می شود، جهان به حداکثر اندازه می‌رسد و سپس شروع به فروپاشی در خود می‌کند. این امر تنها در صورتی امکان پذیر خواهد بود که چگالی جرمی کیهان بیشتر از چگالی بحرانی باشد. به عبارت دیگر، تا زمانی که چگالی ماده در مقدار معینی یا بالاتر از آن باقی بماند (1-3×10-26 کیلوگرم ماده در متر مکعب)، جهان در نهایت منقبض خواهد شد.

 

از طرف دیگر، اگر چگالی در جهان برابر یا کمتر از چگالی بحرانی باشد، انبساط کند می‌شود اما هرگز متوقف نمی‌شود. در این سناریو، که به عنوان “انجماد بزرگ” شناخته می‌شود، جهان تا زمانی ادامه می‌یابد که تشکیل ستاره در نهایت با مصرف تمام گازهای بین ستاره‌ای در هر کهکشان متوقف شود. در همین حال، تمام ستارگان موجود می‌سوزند و به کوتوله‌های سفید، ستاره‌های نوترونی و سیاه چاله تبدیل می‌شوند.

 

به تدریج، برخورد بین این سیاهچاله‌ها منجر به تجمع جرم در سیاهچاله‌های بزرگتر و بزرگتر می‌شود. میانگین دمای کیهان به صفر مطلق نزدیک می‌شود و سیاهچاله‌ها پس از گسیل آخرین تابش هاوکینگ خود تبخیر می‌شوند. سرانجام، آنتروپی جهان به حدی افزایش می‌یابد که هیچ شکل سازمان یافته‌ای از انرژی نمی‌تواند از آن استخراج شود (سناریوهایی که به عنوان “مرگ گرمایی” شناخته می‌شود).

 

مشاهدات مدرن، که شامل وجود انرژی تاریک و تأثیر آن بر انبساط کیهانی است، به این نتیجه منجر شده است که تعداد بیشتری از جهان قابل مشاهده کنونی از افق رویداد ما (یعنی CMB، لبه چیزی که می‌توانیم ببینیم) عبور خواهد کرد و برای ما نامرئی می‌شود. نتیجه نهایی این امر در حال حاضر مشخص نیست، اما “مرگ گرمایی” در این سناریو نیز یک نقطه پایانی محتمل در نظر گرفته می‌شود.

 

توضیحات دیگری درباره انرژی تاریک که نظریه‌های انرژی فانتوم نامیده می‌شوند، نشان می‌دهند که در نهایت خوشه‌های کهکشانی، ستارگان، سیارات، اتم‌ها، هسته‌ها و خود ماده در اثر انبساط روزافزون از هم جدا خواهند شد. این سناریو به “شکاف بزرگ” معروف است که در آن انبساط خود جهان در نهایت خنثی‌سازی آن خواهد بود.

 

تاریخچه نظریه انفجار بزرگ:

اولین نشانه‌های انفجار بزرگ در نتیجه مشاهدات اعماق فضا در اوایل قرن بیستم رخ داد. در سال 1912، ستاره‌شناس آمریکایی وستو اسلیفر، مجموعه‌ای از مشاهدات کهکشانهای مارپیچی (که تصور می‌شد سحابی هستند) انجام داد و انتقال قرمز داپلر آنها را اندازه‌گیری کرد. تقریباً در همه موارد مشاهده شد که کهکشانهای مارپیچی در حال دور شدن از کهکشان ما هستند.

 

در سال 1922، کیهان‌شناس روسی، الکساندر فریدمن، معادلات فریدمن را توسعه داد که از معادلات اینشتین برای نسبیت عام گرفته شده است. برخلاف آنچه اینشتین در آن زمان با ثابت کیهان‌شناختی از او حمایت می‌کرد، کار فریدمن نشان داد که جهان احتمالاً در حالت انبساط قرار دارد.

 

در سال 1924، اندازه گیری ادوین هابل از فاصله زیاد تا نزدیکترین سحابی مارپیچی نشان داد که این منظومه‌ها در واقع کهکشانهای دیگری هستند. در همان زمان، هابل شروع به توسعه یک سری نشانگرهای فاصله با استفاده از تلسکوپ 100 اینچی (2.5 متری) هوکر در رصدخانه مونت ویلسون کرد و در سال 1929، هابل یک ارتباط بین فاصله و سرعت رکود را کشف کرد – که اکنون به عنوان قانون هابل شناخته می‌شود.

 

و سپس در سال 1927، ژرژ لماتر، فیزیکدان بلژیکی و کشیش کاتولیک رومی، به طور مستقل همان نتایج معادلات فریدمن را به دست آورد و پیشنهاد کرد که رکود استنباط شده کهکشانها به دلیل انبساط جهان است. در سال 1931، او این موضوع را فراتر برد و پیشنهاد کرد که انبساط کنونی کیهان به این معنی است که پدر در زمان گذشته، جهان کوچکتر خواهد بود. او استدلال می‌کرد که در مقطعی در گذشته، کل جرم جهان در یک نقطه متمرکز می‌شد که ساختار فضا و زمان از آن سرچشمه می‌گرفت.

 

این اکتشافات باعث ایجاد بحثی بین فیزیکدانان در دهه‌های 1920 و 30 شد و اکثریت آنها از این موضوع حمایت کردند که جهان در وضعیت ثابتی قرار دارد. در این مدل، با انبساط جهان، ماده جدید به طور پیوسته ایجاد می‌شود و در نتیجه یکنواختی و چگالی ماده در طول زمان حفظ می‌شود. در میان این دانشمندان، ایده بیگ‌بنگ بیش از آن که علمی باشد، به نظر الهیات می‌رسید و بر اساس پیشینه مذهبی لماتر، اتهامات جانبداری به او وارد شد.

تاریخ کیهان، از بیگ بنگ تا عصر کنونی. اعتبار: bicepkeck.orgThis

 

تئوری‌های دیگری نیز در این زمان مورد حمایت قرار گرفت، مانند مدل میلن و مدل جهان نوسانی. هر دوی این نظریه‌ها بر اساس نظریه نسبیت عام اینشتین (نسبیت عام توسط خود اینشتین تایید شده است) بود و معتقد بود که جهان از چرخه‌های بی‌نهایت یا نامحدود خودپایدار پیروی می‌کند.

 

پس از جنگ جهانی دوم، بحث بین طرفداران مدل حالت پایدار (که توسط ستاره‌شناس فرد هویل رسمیت یافته بود) و طرفداران نظریه بیگ بنگ – که محبوبیت آن در حال افزایش بود، بالا گرفت. از قضا، این هویل بود که عبارت “بیگ بنگ” را در طول یک برنامه رادیویی بی بی سی در مارس 1949 ابداع کرد.

 

در نهایت، شواهد رصدی شروع به حمایت از بیگ بنگ نسبت به حالت پایدار کردند. کشف و تایید تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی در سال 1965، بیگ بنگ را به عنوان بهترین نظریه در مورد منشاء و تکامل جهان تضمین کرد. از اواخر دهه 60 تا 1990، اخترشناسان و کیهان شناسان با حل مشکلات تئوری بیگ بنگ، وضعیت بهتری را برای انفجار بزرگ ایجاد کردند.

 

اینها شامل مقالات ارائه شده توسط استیون هاوکینگ و سایر فیزیکدانان بود که نشان می‌داد تکینگی‌ها یک شرط اولیه اجتناب‌ناپذیر نسبیت عام و یک مدل بیگ بنگ از کیهان شناسی هستند. در سال 1981، آلن گوث، فیزیکدان، دوره‌ای از انبساط سریع کیهانی (معروف به دوره “تورم”) را تئوری کرد که سایر مشکلات نظری را حل کرد.

نموداری که جهان را از بیگ بنگ تا عصر کنونی نشان می‌دهد. اعتبار: Alex Mittelmann/Coldcreation

 

در دهه 1990 نیز ظهور انرژی تاریک به عنوان تلاشی برای حل مسائل برجسته در کیهان شناسی مشاهده شد. علاوه بر ارائه توضیحی در مورد جرم گمشده جهان (همراه با ماده تاریک، که در ابتدا در سال 1932 توسط یان اورت پیشنهاد شد)، همچنین توضیحی در مورد اینکه چرا جهان همچنان در حال شتاب است.

 

پیشرفت قابل توجهی به لطف پیشرفت در تلسکوپها، ماهواره‌ها و شبیه‌سازی‌های کامپیوتری صورت گرفت که به اخترشناسان و کیهان شناسان این امکان را می دهد تا بیشتر جهان را ببینند و درک بهتری از سن واقعی آن به دست آورند. معرفی تلسکوپ‌های فضایی – مانند کاوشگر پس‌زمینه کیهانی (COBE)، تلسکوپ فضایی هابل، کاوشگر ناهمسانگردی مایکروویو ویلکینسون (WMAP) و رصدخانه پلانک – نیز ارزش بی‌اندازه‌ای داشته‌اند.

 

امروزه کیهان‌شناسان اندازه‌گیری‌های نسبتاً دقیقی از بسیاری از پارامترهای مدل بیگ‌بنگ دارند، بدون اینکه به سن خود کیهان اشاره کنیم. و همه چیز با مشاهدات ذکر شده آغاز شد که اجرام ستاره‌ای پرجرم که سال‌های نوری از ما فاصله دارند، به آرامی از ما دور می‌شوند. و در حالی که ما هنوز مطمئن نیستیم که چگونه همه چیز به پایان می‌رسد، ما می‌دانیم که در مقیاس کیهان‌شناختی، این برای مدت طولانی نخواهد بود!

 

ترجمه: سارا سیدحاتمی

What is the Big Bang Theory?

by Matt Williams, Universe Today DECEMBER 18, 2015

https://phys.org/news/2015-12-big-theory.html