حالت شب
منو
موضوعات
banner
Tahririe

طالع مجهول کیهان چگونه اختلاف در اندازه‌گیری یک پارامتر، باعث بحران در کیهان‌شناسی شده است؟

cover2

اندازه فونت:

شیرین شاطرزاده

 

حدود یک قرن از زمانی که ادوین هابل قانون معروفش را در رابطه با سرعت حرکت کهکشان‌ها ارائه داد می‌گذرد. قانونی که مطابق آن، هرچه فاصله کهکشانی از ما بیشتر باشد، سرعت دور شدنش از ما نیز بیشتر است. قانون هابل در کنار چند کشف دیگر مانند تابش زمینه کیهان، پیش‌زمینه‌ای شد برای ترسیم مدلی برای توصیف کیهان که آن را «کیهان‌شناسی استاندارد» می‌نامیم. مدلی که مطابق آن، حدود ۷۰٪ از کیهان سهم موجودی به نام انرژی تاریک است. عاملی که باعث انبساط کیهان می‌شود. ۲۵٪ دیگر به ماده تاریک اختصاص دارد. ماده‌ای نادیدنی که وجود آن پیدایش نخستین کهکشان‌ها در کیهان اولیه را ممکن کرده است. در آخر، تنها سهمی ۵ درصدی به ماده معمولی، ماده تشکیل‌دهنده بدن ما و به عبارتی کل جدول تناوبی عنصرها می‌رسد. کیهان‌شناسی استاندارد مدل کاملی نیست. در واقع نشان می‌دهد که ما حدود ۹۵٪ از جهانمان (شامل ماده تاریک و انرژی تاریک) را نمی‌شناسیم؛ اما در حال حاضر بهترین مدل برای توصیف کیهان است. با این حال مشاهدات کیهان‌شناسی در چند سال اخیر نشان می‌دهند که شاید این مدل نیازمند بازنگری و تصحیح‌هایی بیشتر از تصور ما باشد.

 

 

 

جهانی همراه با تحول

قرن بیستم میلادی، قرن تحول دیدگاه انسان‌ها نسبت به کیهان بود. تحولی که به‌صورت نظری با ارائه نسبیت عام آغاز شد و در جبهه مشاهدات نیز با رصدهای اخترشناسانی مانند اسلیفر و هابل پیش می‌رفت. پژوهش‌های دهه ۲۰ و ۳۰ به طرز واضحی نشان از این داشت که اجزای کیهان ما (کهکشان‌ها) در حال دور شدن از یکدیگر هستند. نسبتی که برای توصیف سرعت دور شدن آن‌ها از هم به کار می‌رفت، پارامتر هابل نامیدند.

در این میان، کشیش فیزیکدانی به نام ژرژ لومته برای نخستین بار فرضی عجیب را مطرح کرد: اگر کهکشان‌ها در زمان حال از یکدیگر دور می‌شوند، به این معنی است که در گذشته به هم نزدیک‌تر بوده‌اند. از نظر لومته، اگر زمان را برای کیهان به عقب بازمی‌گرداندیم به نقطه‌ای با زمان صفر می‌رسیدیم که کهکشان‌ها، ستاره‌ها و تمام آنچه به‌عنوان کیهان می‌شناسیم در آن فشرده شده‌اند. نقطه‌ای که به آن مهبانگ می‌گوییم. پذیرش مدل مهبانگ از همین‌جا آغاز شد. جهانی که از انفجاری مهیب آغاز شده و پس از آن منبسط شده است.

 

 دو پارامتر حیاتی

سؤال اینجا بود که سرعت این انبساط چقدر است؟ آیا این انبساط مقدار ثابتی دارد یا شتابدار است و به‌تدریج متوقف خواهد شد؟ از دهه ۱۹۸۰، دانشمندان مشاهده آسمان را برای یافتن پاسخ این پرسش‌ها آغاز کردند. فرض آن‌ها بر این بود که کیهان، انبساطی کندشونده را تجربه می‌کند. برای اثبات این فرض به‌دنبال دو پارامتر بودند: پارامتر نخست، پارامتر هابل نام داشت و سرعت فعلی انبساط را نشان می‌داد. پارامتر دوم را پارامتر کاهش سرعت می‌نامیدند و شتاب کندشونده انبساط را توصیف می‌کرد. فرض کند شدن انبساط عالم از اینجا سرچشمه می‌گرفت که به عقیده کیهان‌شناسان، جهانِ سرشار از ماده باید نیروی گرانش عظیمی داشته باشد و در نهایت انبساط جهان را متوقف کند.

اخترشناسان برای اندازه‌گیری این پارامترها نیاز به ابزار داشتند. ابزاری که خوشبختانه طبیعت در قالب نور و درخشندگی در اختیار آن‌ها قرار داده بود. نقش درخشندگی در فاصله‌سنجی را با مثالی ساده بیان می‌کنیم. شمعی را در نظر بگیرید که با شعله ثابتی در حال سوختن است. هرچه این شمع از ما دورتر باشد، شعله آن نیز کوچک‌تر و کم‌فروغ‌تر به نظر می‌رسد. اگر درخشندگی واقعی شعله شمع ثابت باشد و مقدار آن را بدانیم، می‌توانیم فاصله شمع با خودمان را بر اساس درخشندگی ظاهری شمع تشخیص دهیم. بدیهی است که در صورت تغییرات شعله شمع در طول زمان، فاصله‌سنجی به این راحتی نخواهد بود.

در طبیعت نیز پدیده‌هایی وجود دارند که درخشندگی مطلق آن‌ها ثابت است. ستاره‌های متغیر قیفاووسی و ابرنواخترهای نوع IA از جمله این پدیده‌ها هستند که به نام «شمع‌های استاندارد» شناخته می‌شوند. شمع‌های استاندارد مانند فانوس‌های دریایی عمل می‌کنند و در اقیانوسی وسیع و تاریک، فاصله‌ها را به ما نشان می‌دهند.

 

 انرژی تاریک

در سال ۱۹۹۸، دو گروه از اخترشناسان که به‌صورت مستقل به‌دنبال مقدار پارامتر کاهش سرعت بودند، با بررسی ابرنواخترها به نتیجه عجیبی رسیدند. مطابق اندازه‌گیری‌های آن‌ها، انبساط جهان نه کندشونده که تندشونده بود. به عبارتی پارامتر کاهش سرعت که قرار بود شتاب منفی را اندازه‌گیری کند، شتاب مثبت را برای انبساط کیهان نشان می‌داد. گویی عاملی نامرئی در جهان وجود داشت که حتی نیروی گرانش کل ماده موجود در کیهان برای مقابله با آن کافی نبود.

به عاملی که باعث انبساط شتابدار کیهان می‌شد، نام «انرژی تاریک» را نسبت دادند. نامی که به ماهیت ناشناخته این موجود اشاره دارد. کشف انرژی تاریک در انتهای قرن بیستم نه‌تنها به تدوین مدل استاندارد کیهان‌شناسی کمک کرد که در سال ۲۰۱۱، جایزه نوبل فیزیک را برای کاشفانش به ارمغان آورد.

 

 اندازه‌گیری پارامتر هابل

کشف انرژی تاریک به ‌تنهایی انتهای ماجرا نبود. گروه‌های پژوهشی این بار به‌دنبال مقدار پارامتر هابل بودند. چراکه مقدار پارامتر هابل می‌تواند نشان دهد که انرژی تاریک با چه قدرتی در جهان می‌تازد. انرژی تاریک حدود دوسوم جهان ما را تشکیل داده است و در حال حاضر مهم‌ترین بازیگر در تعیین چگونگی تحول کیهان به شمار می‌رود.

اندازه‌گیری پارامتر هابل به دو روش امکان‌پذیر است. روش نخست این است که از داده‌های مشاهداتی در جهان امروزی استفاده کنیم. این روش به معنی استفاده از همان شمع‌های استاندارد یا پدیده‌هایی است که در دوران فعلی کیهان شکل گرفته‌اند.

روش دیگر استفاده از شواهدی است که از دوران نوزادی کیهان برای ما به جا مانده است. مجموعه این شواهد را می‌توانیم در تابش زمینه کیهان ببینیم. تابشی که شامل نخستین پرتوهای نور آزادشده در جهان است و تاریخ آن به تنها ۳۸۰ هزار سال پس از مهبانگ برمی‌گردد. تابش زمینه کیهانی (به اختصار CMB) در دل خود ابزار دیگری را برای سنجش مقدار پارامتر هابل دارد که به آن «خط‌کش استاندارد» می‌گوییم. خط‌کش استاندارد نیز مانند شمع استاندارد عمل می‌کند، با این تفاوت که این بار به جای درخشندگی مطلق، طول آن مشخص است. در اینجا خط‌کش‌های استاندارد، طول‌موج‌ امواج صوتی هستند که ماده در کیهان اولیه ایجاد کرده و آثار آن در CMB به جا مانده است. با مقایسه طول‌موج فعلی و اصلی این امواج می‌توانیم بفهمیم جهان چقدر و با چه سرعتی منبسط شده است.

 

 آغاز یک بحران

یکی از مواردی که تأیید می‌کند اندازه‌گیری‌های ما با دقت خوبی انجام شده‌اند، مربوط به زمانی می‌شود که مقدار یک پارامتر را با دو روش متفاوت اندازه‌ بگیریم و به نتایج یکسانی برسیم. به‌عنوان مثال برای اندازه‌گیری جرم یک جسم، هم می‌توانیم آن را روی ترازو قرار دهیم و هم از ارتفاعی مشخص رهایش کنیم. در هر دو مورد نتیجه با در نظر گرفتن خطای اندازه‌گیری، باید یکسان باشد.

در مورد پارامتر هابل نیز انتظار به همین صورت بود. از سویی گروهی که پارامتر کاهش سرعت را اندازه گرفته بودند با استفاده از داده‌های متغیرهای قیفاووسی و ابرنواخترها به‌دنبال مقدار پارامتر هابل بودند. از دیگر سو، بعضی دانشمندان با بررسی داده‌های CMB تلاش می‌کردند مقدار این پارامتر را بیابند.

نخستین نتیجه‌گیری‌ها در سال ۲۰۰۳، تقریبا بی‌نقص بودند. مقداری که هر دو گروه اندازه‌گیری کرده بودند با دقت بسیار بالایی هم‌خوانی داشتند. متأسفانه سایر اندازه‌گیری‌ها در سال‌های پس از آن دیگر این تطابق اید‌ئال را تأیید نکردند. این دو مقدار با هر بار اندازه‌گیری، بیشتر از بار پیش از هم فاصله می‌گرفتند. سرانجام در سال ۲۰۱۴، اندازه‌های گزارش‌شده آن‌قدر با یکدیگر تفاوت داشتند که دیگر نمی‌شد تقصیر را به گردن خطاهای اندازه‌گیری انداخت. داده‌های دقیق ماهواره پلانک نیز شاهد دیگری بر این تفاوت شد.

با تأیید شدن این اختلاف، بحث جدیدی میان دانشمندان در گرفت. وجود اختلاف در اندازه‌گیری پارامتر هابل باید به چه عنوانی مطرح می‌شد؟ اگر آن را به‌عنوان «مسئله» مطرح می‌کردند، به این معنا بود که باید راه‌حلی جامع برای آن بیابند. اگر به‌عنوان «تنش» مطرح می‌شد، اختلافی نسبتاً مهم بود که احتمالاً با تحلیل صحیح می‌شد آن را حل کرد. سرانجام دیوید گراس، فیزیکدان ذرات، نام «بحران» را روی این مشکل گذاشت. به معنی مشکلی که حل آن نیاز به بازنگری کامل و شاید دیدگاهی جدید دارد.

 

 راه‌های عبور از بحران

اولین پاسخی که برای حل این بحران به ذهن می‌رسد، درباره دقت اندازه‌گیری است. شاید خطای ما در اندازه‌گیری با یکی از روش‌ها به قدری زیاد است که نمی‌توانیم به پاسخ آن اطمینان کنیم. با این حساب، باید حق را به کدام روش داد؟

تقریبا تمام دانشمندان موافق‌اند که اندازه‌گیری‌های انجام‌شده با تابش زمینه کیهانی، دقیق‌ترین است. مشاهدات مربوط CMB با دقت بالایی با معادلات نظری و شبیه‌سازی‌های کامپیوتری تطابق دارند. در این صورت باید انگشت اتهام را به‌سوی نتایج به‌دست آمده از شمع‌های استاندارد بگیریم.

به این ترتیب اندازه‌گیری‌های مربوط به ابرنواخترها تکرار و انواع خطاهای اندازه‌گیری دوباره در نظر گرفته شدند. پاسخ نهایی حتی با نهایت دقت نیز با پاسخ‌های قبلی که از ابرنواخترها به‌دست آمده بود، مطابقت داشت. به عبارتی با در نظر گرفتن دقت تکنولوژی‌های فعلی، هیچ خطایی در رصد شمع‌های استاندارد وجود نداشت که بتواند این تفاوت فاحش را جبران کند.

 گروهی از پژوهشگران دانشگاه شیکاگو به سرپرستی وندی فریدمن تلاش کردند تا با استفاده از ستارگان غول سرخ -نوعی دیگر از شمع‌های استاندارد- نتایجی را به‌دست بیاورند که در تطابق بیشتری با نتایج CMB باشد. با این حال، بحث زیادی بر سر نتایج این گروه و گروه‌های مشابهی وجود دارد و بسیاری از دانشمندان هنوز این نتایج را قابل‌اعتماد نمی‌دانند.

عدم وجود خطا در روش‌های اندازه‌گیری، دانشمندان را به‌سوی پاسخ احتمالی دیگری می‌برد: وجود گوشه‌هایی از طبیعت و علم که هنوز آن را نمی‌شناسیم.

 

 گرانش کوانتومی

زمانی که نمی‌توانیم از مشاهده به نتیجه برسیم، به سراغ نظریه می‌رویم. در حال حاضر فیزیکدان‌های نظری برای حل بحران پارامتر هابل، روی کاغذ به بررسی انواع راه‌حل‌هایی می‌پردازند که می‌تواند به عبور از این بحران کمک کند. یکی از مهم‌ترین مسائلی که به آن پرداخته می‌شود، وجود یک مکانیزم گرانش کوانتومی است. چیزی که هنوز به آن دست نیافته‌ایم.

وظیفه نسبیت عام اینشتین توصیف دنیای بزرگ‌مقیاس است، در حالی که مکانیک کوانتومی دنیای ذرات بسیار کوچک را توصیف می‌کند. مشکل این است که این دو دنیا را نمی‌توان با هم تلفیق کرد. این موضوع در نگاه اول مشکل چندان بزرگی به نظر نمی‌رسد، اما زمانی که پای کیهان‌شناسی و مطالعه تحول کیهان به میان می‌آید داستان فرق می‌کند.

کیهان ما زندگی خود را از یک دنیای کوانتومی آغاز کرده و طی ۱۴ میلیارد سال به کیهان بزرگ فعلی تبدیل شده که نیروی گرانش بر آن حاکم است. در دوره‌ای از زندگی کیهان نوزاد، گرانش کوانتومی بر آن حاکم بوده و ممکن هست همین دوره به آینده کیهان شکل داده باشد. آینده‌ای که شامل پارامتر هابل نیز می‌شود.

 

 ماهیت انرژی تاریک

مسئله دیگر این است که ما هنوز ماهیت انرژی تاریک را نمی‌شناسیم. در کیهان‌شناسی استاندارد، نقش انرژی تاریک را چیزی به نام ثابت کیهان‌شناسی بازی می‌کند. موجودی که مقدار آن از ابتدای کیهان بدون تغییر باقی ‌مانده و در کیهان امروزی باعث انبساط تندشونده شده است. طبق دسته‌ای دیگر از نظریه‌های کیهان‌شناسی، انرژی تاریک الزاماً موجودی با مقدار ثابت طی زمان نیست؛ بلکه مقدار آن می‌تواند با گذر زمان دچار تغییر شود. تغییر مقدار انرژی تاریک یکی از عواملی است که می‌تواند بحران پارامتر هابل را حل کند. هرچند این دسته نظریه‌ها هنوز تا ثابت شدن راه درازی در پیش دارند.

 

در انتظار آینده

بحران پارامتر هابل تنها محدود به یک پارامتر نیست؛ بلکه می‌تواند کیهان‌شناسی استاندارد را به‌طور کامل زیر سؤال ببرد. به همین دلیل تلاش دانشمندان برای حل آن با جدیت ادامه دارد. بسیاری از فیزیکدان‌ها چشم‌انتظار داده‌های مشاهداتی تلسکوپ فضایی گایا در چند سال آینده هستند. داده‌های آینده این تلسکوپ، بسیار دقیق‌تر از داده‌های پیشین هستند و می‌توانند با دقت بالایی مشخص کنند که آیا این بحران صرفا یک مشکل در مشاهدات بوده است یا کیهان‌شناسان با بحرانی واقعا جدی مواجه شده‌اند.

همچنین کیهان‌شناسان با ارائه مدل‌های تصحیح‌شده یا جایگزین مدل استاندارد، تلاش می‌کنند تا برای بدترین حالت بحران آماده باشند. آینده نامعلوم مدل استاندارد باعث می‌شود درباره آینده‌ و نوع تحولی که برای کیهان در نظر گرفته بودیم نیز دچار تردید شویم.

با وجود تمام این مشکلات، مدل استاندارد کیهان‌شناسی در حال حاضر بهترین مدلی است که برای توصیف عالم می‌شناسیم. احتمالا در چند سال آینده به ما ثابت خواهد شد که نیاز به یک مدل استانداردتر داریم یا خیر.

 

ماده تاریک

هم‌زمان با توسعه مدل مهبانگ، کشف‌های دیگری نیز صورت گرفت که به‌تدریج مانند تکه‌های پازل به مدل مهبانگ اضافه شدند. کشف ماده تاریک یکی از این تکه‌های پازل بود. ماده تاریک، ماده‌ای است که با نور (و سایر امواج الکترومغناطیس) برهم‌کنشی ایجاد نمی‌کند. با این حال مقدار زیادی از آن در کهکشان‌ها و خوشه‌های کهکشانی وجود دارد و سبب پایداری آن‌ها می‌شود.

 

معرفی شمع‌های استاندارد

متغیرهای قیفاووسی، گونه‌ای از ستاره‌های متغیر هستند که نور آن‌ها در دوره‌های زمانی مشخص کم و زیاد می‌شود. دوره تناوب منظم و درخشندگی ثابت متغیرهای قیفاووسی، آن‌ها را به یک شمع استاندارد عالی تبدیل می‌کند.

ابرنواخترهای نوع IA یک دسته خاص از انفجارهای ابرنواختری را شامل می‌شوند. انفجاری که در آن یک کوتوله سفید و یک غول سرخ به دور یکدیگر می‌چرخند. کوتوله سفید به دلیل چگال بودن، نیروی گرانشی بالایی دارد و جرم غول سرخ را می‌بلعد. سرانجام جرم این کوتوله به حدی می‌رسد که یک انفجار ابرنواختری با درخشندگی مطلق همواره ثابت را به وجود می‌‌آورد.

اشتراک گذاری در شبکه های اجتماعی

تلگرام گوگل پلاس لینکدین