فهرست مندرجاتاخترشناسی
کیهانشناسی مقدماتی
- تعریف کلی
- تاریخچه
- خواص کلی کیهان
- تشکیل کیهان و تحول آن
- انبساط عالم
- قانون‌هابل
- سرعت خاصه
- کیهان از چه چیزی تشکیل شده است؟
- ماده
- تابش
- انرژی تاریک
- يادداشت‌ها
- پی‌نوشت‌ها
- جُستارهای وابسته
- سرچشمه‌ها
- پيوند به بيرون
[قبل] [بعد]
[↑] تعریف کلی
اولین برداشتی که از واژه کیهانشناسی می‌شود، علم شناخت کیهان است. اما این در واقع تعریف فیزیک است و علم فیزیک است که به‌شناخت کامل کیهان و تمام جزئیات آن می‌پردازد.
شاید بهتر باشد از تعریف کلی نجوم شروع کنیم و بعد تعریف کیهانشناسی در این حوزه را خاص‌تر کنیم. به‌طور کلی علم شناخت هر آنچه ورای جو زمین است، نجوم یا اختر‌شناسی اطلاق می‌شود و به‌وضوح این تعریف خاص‌تر شده تعریف فیزیک است که به‌جای کل کیهان با تمام جزئیات، به‌شناخت ساختارهای بزرگی مثل ستاره‌ها یا کهکشان‌ها می‌پردازد. اما کیهانشناسی بخش خاص تری از نجوم است. کیهانشناسی به‌شناخت رفتار کیهان در مقیاس‌های عظیم و فرا کهکشانی می‌پردازد. تحول یک تک ستاره یا تک کهکشان در کیهانشناسی کمتر مورد توجه است، آنچه بیشتر مورد مطالعه کیهانشناسی می‌باشد رفتار کل کیهان قابل مشاهده و تحول آن در طی زمان است.
[↑] تاریخچه
شناخت کیهان در اولین روزهای تمدن بشری به‌افسانه‌ها و تصورات ساده انگارانه مردم آن زمان آمیخته بوده است. مانند تصور این که زمین بر پشت اطلس (یکی از خدایان یونانی) قرار دارد. اما به‌مرور تصورات بهتر شد. اولین تصورات یونانیان نسبتاً منطقی‌تر بودند. بعدها به‌کمک بطلمیوس این مدل بهتر شد اما هنوز بسیار با واقعیت فاصله داشت و هنوز هم شناخت درستی راجع به‌چیستی ستارگان در دست نبود.
بعدها تصورات بطلمیوسی راجع به‌کیهان توسط گالیله، کپلر و کوپرنیک اصلاحات بسیاری شد. یکی از بزرگترین قدم‌ها قوانین کپلر بود و یکی از بزرگترین دستاوردهای این زمان تلسکوپ بود که به‌بهبود تصورات کیهانشناسی کمک فراوانی کرد و دانشمندان را به‌این نتیجه رساند که ستارگان احتمالاً گوی‌های داغی شبیه خورشید هستند. اما هنوز هم تصور می‌شد که خورشید و زمین جایگاهی خاص در کیهان دارد.
با فرا رسیدن عصر نیوتن، ریاضیات و فیزیک به‌میزان خوبی پیشرفت می‌کنند و این بار می‌توان کیهان را خیلی کمّی‌تر بررسی کرد. شاید تا قبل از این کیهانشناسی بیشتر زیرمجموعه فلسفه محسوب می‌شد اما با پیشرفت ریاضی و فیزیک و کمّی‌تر کردن دیدگاه‌ها نسبت به‌کیهان، کیهانشناسی از فلسفه به‌سمت فیزیک متمایل شد. در زمان نیوتن هنوز دیدگاه‌های فلسفی بر کیهانشناسی حاکم بود. نیوتن با کشف گرانش، ابزار لازم برای پیشبینی‌های بسیاری را در باره کیهان داشت اما مایل بود همچنان دیدگاه‌های فلسفی گذشته دست نخورده باقی بماند. یکی از این دیدگاه‌ها عدم تغییر کیهان است. شهودی که‌اندیشمندان آن زمان نسبت به‌کیهان داشتند تغییر نکردن حالت کلی کیهان بود چون هرگز در طول حدود بیش از دو هزار سال تاریخ مکتوب هرگز در وضع کیهان تغییر قابل ملاحظه‌ای دیده نشده بود.
بنابراین، منطقی به‌نظر می‌رسید که کیهان هرگز تغییر نکند و حتی به‌فکر هیچ کس خطور نمی‌کرد که ممکن است تغییر کیهان آنقدر کند باشد که حتی در طول چند هزار سال هم دیده نشود. البته دیدگاه دیگر هم مبنی بر بی نهایت بودن زمان، این عقیده را تقویت می‌کرد. نیوتن می‌دانست که به‌خاطر قانون گرانش وی، کیهان نمی‌توانست حالتی پایدار داشته باشد مگر این که‌اندازه ی کیهان بی نهایت باشد. به‌همین خاطر هم فرض کرد کیهان بی نهایت است و ستارگان به‌طور همگن در کیهان پخش شده‌اند. در این صورت کیهان می‌توانست برای همیشه از لحاظ گرانشی پایدار باشد. اما این مدل مشکلاتی در پی داشت. اگر کیهان بی نهایت باشد و ستارگان در آن یکنواخت پخش شده باشند می‌توان نشان داد که هر خط دید نهایتا به‌یک ستاره می‌رسد و آسمان شب باید روشن‌تر از آسمان روز باشد. برای فرار از این تناقض دانشمندان فرض کردند که احتمالاً فضا با یک ماده جاذب پر شده که اجازه نمی‌دهد نور ستارگان خیلی دور به‌ما برسد. با پیشرفت قوانین ترمودینامیک فیزیک دانان به‌این نتیجه رسیدند که در صورت وجود این ماده جاذب، در زمان بی نهایت آنقدر انرژی جذب خواهد کرد که نهایتاً خودش مثل ستارگان داغ می‌شود و تابش می‌کند. تنها راه فرار از این تناقض این بود که دانشمندان فرض کنند این جهان تنها مدت محدودی است که به‌وجود آمده است و در این صورت یا نور ستارگان به‌ما نرسیده و یا ماده جاذب هنوز زیاد گرم نشده است. اما این هم با فرض بی نهایت بودن زمان تناقض داشت! این تناقضات که به‌تناقض اولبرس مشهور شد تا مدت زیادی حل نشده باقی مانده بود.
با پیشرفت ابزارهای رصدی دانشمندان حقایق زیادی را راجع به‌کیهان دریافتند. از جمله این که ستارگان خیلی هم همگن نیستند و در گروه‌های بزرگی به‌اسم کهکشان گرد هم آمده‌اند و خورشید ما هم درون یکی از این کهکشان‌هاست که الزاماً هم در مرکز کهکشان نیست. اما کماکان عقاید نیوتن و پیشینیان وی محترم بود.
انیشتین با کشف نسبیت عام توانست گرانش را بسیار بهتر و زیباتر از نیوتن فرمول بندی کند. نسبیت عام برای پیش بینی‌های کیهانشناسی بسیار مفیدتر از گرانش نیوتن بود. اما انیشتین هم می‌توانست با وفادار ماندن به‌معادلاتی که به‌دست آورده بود پیش بینی کند که کیهان نمی‌تواند پایدار باشد بلکه باید در حال تحول باشد. اما به‌نظر وی هم ایده جهان ایستا منطقی می‌آمد! بنابراین، یک ثابت به‌معادلات خود افزود (مثل یک نیروی ثابت) تا کیهان ایستا را پیش بینی کند و نام این ثابت را ثابت کیهانی نامید.
چند سال بعد ادوین‌هابل با رصد کهکشان‌ها و اندازه‌گیری سرعت آنها دریافت که همه کهکشان‌ها در حال دور شدن از هم هستند. این کشف شوک بزرگی برای کیهان شناسان و به‌خصوص انیشتین بود چرا که نشان می‌داد علی رغم تصور کیهان شناسان جهان در حال انبساط است و انیشتین نیز هیچ نیازی به‌افزودن ثابت کیهانی به‌معادلات خود نداشت و بعدها انیشتین کتابی نوشت با عنوان «آیا ثابت کیهانی بزرگترین اشتباه من بود؟».
اکنون با پیشرفت ابزارهای رصدی، کیهانشناسی بسیار پیشرفت کرده و با دقیق‌تر شدن رصد‌ها علامت‌های سوال بیشتری پیش روی فیزیک‌دانان و کیهان‌شناسان قرار گرفته است.
[۱]- خواص کلی کیهان
کیهان ما دو ویژگی بسیار کلی دارد که از روی مشاهدات به‌دست آمده است و علاوه بر این که به‌حل معادلات کیهانشناسی کمک شایانی می‌کند، جزو اصول کیهانشناسی نیز هست. شناخت این دو ویژگی قبل از شروع بررسی کیهان دارای اهمیت است.
فرض کنید ناحیه‌ای کوچک در آسمان را برای رصد کردن در نظر گرفته ایم. به‌کمک تلسکوپی نسبتاً خوب دریافته‌ایم که مثلاً چه تعداد کهکشان با چه تنوعی در این ناحیه قرار دارد. بعد نقطه ای دیگر از آسمان را (کاملاً دلخواه) نشانه گرفته و ناحیه ای به‌همان اندازه در آنجا را در نظر می‌گیریم و باز هم به‌کمک همان تلسکوپ تعداد و تنوع کهکشان‌های این ناحیه را هم به‌دست می‌آوریم. اصل همسانگردی کیهان بیان می‌کند که این دو ناحیه از نظر توزیع و تنوع کهکشان‌ها، تابش‌های کیهانی و بقیه ویژگی‌هایی که در ابعاد کیهانی مطرح اند کاملا یکسان هستند و هیچ تفاوتی نباید بین این دو ناحیه وجود داشته باشد.
به‌عبارتی کیهان ما همسان‌گرد است و به‌هر جهتی از کیهان که نگاه کنیم ویژگی‌های یکسانی از کیهان خواهیم یافت.
اصل همسانگردی کیهان علاوه بر این که از رصد به‌دست آمده، کاملا منطقی هم هست. به‌این معنی که هیچ دلیلی وجود ندارد که مثلا به‌سمت شمال کهکشان راه شیری که نگاه می‌کنیم؛ نسبت به‌هنگامی که به‌سمت جنوب راه شیری نگاه می‌کنیم، تعداد کهکشان‌های بیشتری ببینیم. البته وقتی مثلاً به‌صورت فلکی قوس نگاه می‌کنیم تعداد بسیار بسیار کمی کهکشان می‌یابیم. علت این اتفاق وجود غبار میان ستاره‌ای در صفحه کهکشان است که اجازه دیده شدن فراسوی کهکشان را به‌ما نمی‌دهد. اگر این غبار درون راه شیری وجود نداشت به‌همان میزان کهکشان که در دیگر نقاط رصد می‌شود در قوس نیز رصد می‌شد. این نکته برای بقیه نوار راه شیری نیز صادق است.
همگنی به‌بیان خیلی ساده این است که چگالی نواحی مختلف کیهان با هم برابر است. البته باید در نظر گرفت که آن نواحی که چگالی آنها را اندازه می‌گیریم باید اندازه بزرگی داشته باشند. چگالی متوسط کیهان حدود یک اتم هیدروژن بر متر مکعب است اما مثلاً در زمین می‌بینیم که این چگالی تا حدود ده به‌توان ٣٠ (یک با ٣٠ صفر جلوی آن!) برابر چگالی متوسط کیهان هم می‌رسد. در حالی که در فضای خلأ این عدد به‌طرز قابل توجهی کم می‌شود. پس این چه همگنی است؟!؟ نکته این جا است که این همگنی در اندازه‌های بزرگ تعریف شده است. برای نواحی که‌اندازه آنها بیش از ۱٠٠ مگاپارسک (بیش از ٣٢٠ میلیون سال نوری) است، چگالی متوسط شان تقریباً برابر با چگالی متوسط کیهان است.
چگالی کیهان در آینده تابعی از چگالی کنونی نقاط مختلف آن است و در گذشته نیز چنین بوده است. چگالی کنونی هم تابعی از چگالی گذشته بوده و افت و خیز‌های چگالی کنونی در بستر کیهان ناشی از افت و خیز‌های اولیه کیهان بوده است.
[٢]- تشکیل کیهان و تحول آن
وقتی‌هابل دریافت که کل کیهان در حال انبساط است، اولین نتیجه گیری دانشمندان این بود که بالاخره کیهان که نمی‌توانسته همیشه در حال انبساط باشد و باید از جایی این انبساط را شروع کرده باشد. به‌عبارتی اگر فیلم کیهان را به‌عقب بازگردانیم خواهیم دید که همه این کهکشان‌ها که از هم در حال دور شدن بوده‌اند و اکنون در حال نزدیک شدن به‌هم هستند و این نزدیک شدن به‌هم تا کجا می‌تواند ادامه پیدا کند؟ تا جایی که همه کهکشان‌ها در یک مکان جمع شوند. پس به‌راحتی می‌توان نتیجه گرفت که کیهان ما زمانی در یک نقطه جمع بوده و در طی یک انفجار پر قدرت به‌وجود آمده است. اسم این انفجار که موجب به‌وجود آمدن کیهانی شد که امروز می‌شناسیم، انفجار بزرگ (Big bang) است.
بررسی شرایط اولیه کیهان بعد از انفجار بزرگ جالب است. در لحظه اول کیهان واقعا کسی نمی‌داند چه اتفاقی رخ داده است. این وضعیت مبهم بودن تا ده به‌توان منفی ۴٣ ثانیه ادامه می‌یابد. در این دوره دما و چگالی کیهان به‌اندازه‌ای زیاد است که معادلات فیزیکی دچار تکینگی می‌شوند؛ به‌این معنی که در معادلات، مقادیر بی نهایتی ظاهر می‌شوند که مشکل ساز است. از این زمان به‌بعد به‌تدریج دما کم می‌شود. نیروهای بنیادین طبیعت از هم جدا می‌شوند و کم کم طبیعت را شکل می‌دهند. ذرات کم کم به‌حالتی آشنا برای ما دیده می‌شوند. اولین اتمها بیش از سی صد هزار سال بعد از انفجار بزرگ شکل گرفتند. در این زمان دما به‌اندازه کافی کم شده بود که الکترون‌ها بتوانند دور هسته اتمها بگردند.
اولین ستاره‌ها و کهکشان‌ها کمتر از یک میلیارد سال پس از انفجار بزرگ شکل گرفتند. بر اساس بررسی‌ها اکنون بیش از ۱۴ میلیارد سال از انفجار بزرگ می‌گذرد.
یکی از اثرات انفجار بزرگ تابش زمینه‌ی کیهانی است. کیهان در روزهای ابتدایی بسیار داغ بوده و بر اساس قوانین ترمودینامیک ماده بسیار داغ، تابشی شدید دارد. این تابش اکنون باید به‌صورت سرد شده دیده شود. اما کجاست؟ زمانی که‌هابل انبساط کیهان را کشف کرد و دانشمندان به‌این نتیجه رسیدند که جهان باید در اثر انفجار بزرگ شکل گرفته باشد سریعاً به‌این نتیجه رسیدند که این تابش باید دیده شود اما تا سال ۱۹٦۵ کسی این تابش را ندیده بود. تا این که در این سال دو دانشمند توانستند این تابش زمینه را در طول موج ریز رصد کنند که دقیقاً مثل تابش جسمی با دمای ٢,٧ کلوین است. این همان تابش زمینه‌ی کیهان است. کشف این تابش دستآورد بزرگی برای کیهان‌شناسان بود و موفقیتی بزرگ برای طرفداران انفجار بزرگ به‌حساب می‌آمد.
کیهان ما از آغاز انفجار بزرگ تا کنون در حال انبساط است. آینده کیهان ما بستگی به‌نحوه این تحول دارد. با توجه به‌این که جهان ما پر از ماده است و این ماده گرانش ایجاد می‌کند، انتظار داریم انبساط کیهان ما کند شونده باشد و گرانش این ماده سرعت انبساط را کم کند. اما آیا ماده موجود در کیهان توانایی صفر کردن سرعت انبساط را دارد؟ بدیهی است که پاسخ این پرسش از دو حالت خارج نیست! یا بلی؛ که در این صورت بعد از این که کیهان ما از انبساط باز ایستاد، شروع به‌انقباض کرده و همه ی کیهان در خود فرو می‌ریزد. این پایانی دردناک و شدید است. و یا پاسخ این پرسش خیر است؛ که در این صورت کیهان ما تا ابد منبسط خواهد شد و نهایتاً ما با پایانی سرد و خاموش مواجه خواهیم شد. پاسخ دادن درست به‌این پرسش مستلزم این است که ما میزان انرژی موجود در کیهان را بدانیم. اگر این مقدار خیلی زیاد باشد گرانش توانایی نگه داشتن انبساط را نخواهد داشت و اگر این میزان کم باشد حالت اول (که توضیح داده شد) رخ خواهد داد.
[٣]- انبساط عالم
عالم چگونه منبسط می‌شود؟ یعنی این انبساط همسان‌گرد است؟ همگن چه‌طور؟ یا به‌عبارت ساده‌تر وضعیت کهکشان‌ها نسبت به‌هم چگونه تغییر می‌کند؟ یک بادکنک را کمی باد کنید. سپس با ماژیک روی آن چندین نقطه را علامت بزنید طوری‌که تقریباً تمام جهات بادکنک پر از نقطه شود. سپس بادکنک را به‌آرامی باد کنید. چه می‌بینید؟ می‌بینید که در حال بزرگتر شدن بادکنک، فاصله نقاط نیز از هم زیاد می‌شود بدون این که وضعیت موقعیت نقاط نسبت به‌هم عوض شود و یا در جایی تعداد نقاط بیشتر شود.
یک مثال دیگر: یک صفحه A4 کاغذ را با تا کردن به‌چهار قسمت تقسیم کنید. سپس یکی از قطعه‌ها را پر از نقطه کنید (البته طوری‌که نقاط متمایز و قابل تشخیص باشند!) بعد این تکه کوچک را اسکن کرده و در ابعاد کاغذ A4 دوباره کپی بگیرید. مسلماً ابعاد کاغذتان (طول‌ها) دو برابر شده است. ملاحظه می‌کنید که فاصله هر دو نقطه از هم روی کاغذ کپی گرفته شده دو برابر فاصله‌شان روی کاغذ اصلی خواهد بود.
مثل این‌که تمام طول‌ها در یک ضریب ٢ ضرب شده و شکل جدید حاصل شده است. در مورد بادکنک هم اگر فرض کنیم بادکنک کروی باشد و شعاع آن سه برابر شود، خواهید دید که تمام طول‌ها و فواصل نقاط از هم روی سطح بادکنک سه برابر می‌شوند. گویی همه طول‌ها در یک ضریب ٣ ضرب شده‌اند. به‌این ضریب، در نقشه‌های جغرافیا، مقیاس می‌گویند. مثلاً در نقشه‌ای می‌گویند مقیاس یک در ده هزار است. یعنی اگر شما کل طول‌های نقشه را با ضریب ده هزار بزرگ کنید، نقشه تبدیل می‌شود به‌زمین واقعی (البته از لحاظ اندازه) و یا بر عکس؛ اگر زمین واقعی را در ضریب یک ده هزارم ضرب کنید، زمین به‌ابعاد نقشه می‌رسد و یا به‌عبارتی اگر شما روی نقشه‌ای که در دست دارید خطی به‌طول یک سانتی متر در نظر بگیرید، این خط در دنیای واقعی معادل ده هزار سانتی متر یا صد متر است.
انبساط عالم هم دقیقاً همین‌طور رفتار می‌کند؛ یعنی، اگر شما فرض کنید که کهکشان‌ها نقاطی هستند روی زمینه کیهان، فواصل بین هر دو کهکشان به‌خاطر انبساط در یک ضریب ثابت ضرب می‌شود. شبیه همتای جغرافیایی، اسم این ضریب، ضریب مقیاس (scale factor) است. شما برای این‌که شکل کیهان ِ مثلا ۱٠٠ میلیارد سال ِ دیگر را بدانید کافی است از دو چیز اطلاع داشته باشید: ۱- شکل کنونی کیهان ٢- ضریب مقیاس کیهان در ۱٠٠ میلیارد سال آینده (که تنها یک عدد مانند ٢۵,۱۴ است).
سپس تنها کافی است شکل کیهان کنونی را ضرب در ضریب مقیاس ۱٠٠ میلیارد سال آینده کنید تا شکل کیهان در ۱٠٠ میلیارد سال آینده را به‌دست آورید! واضح است که ضریب مقیاس زمان حال دقیقاً برابر با یک است. چون بالاخره کیهان کنونی ضرب در این ضریب باید کیهان کنونی را نتیجه دهد! ذکر چند نکته راجع به‌این نوع رفتار کیهان ضروری است. اولاً این ضریب مقیاس فقط و فقط با زمان تغییر می‌کند؛ یعنی، برای مثال در سه میلیارد سال نوری آن طرف‌تر هم ضریب مقیاس در زمان حاضر، همین مقدار است! اصلاً اگر این گونه نبود تعریف یک ضریب ثابت غیر ممکن بود. ثانیاً ضریب مقیاس (همان طور که گفته شد) فقط و فقط یک عدد بدون بعد است. ثالثاً این تغییرات ضریب مقیاس است که تحول کیهان را تعیین می‌کند. در واقع تعیین ضریب مقیاس در زمان‌های مختلف بخش بسیار بزرگی از کیهانشناسی را تشکیل می‌دهد. اما به‌عنوان آخرین نکته ضروری می‌دانم تعبیر فضا-زمانی (در واقع نسبیت عامی) ضریب مقیاس را هم بگویم. از ضریب مقیاس به‌عنوان افزایش دهنده فاصله بین کهکشان‌ها یاد شد اما این که کهکشان‌ها را یک نقطه مرجع در فضا در نظر بگیریم به‌دلایلی که بعداً در همین بخش ذکر خواهد شد خیلی جالب و دقیق نیست. به‌جای آن از بستر فضا-زمان صحبت می‌شود؛ یعنی، همه اجسام روی بستر فضا-زمان رها شده‌اند و این بستر است که با افزایش ضریب مقیاس مثل یک صفحه کشی یا بادکنک کش می‌آید و جهان را منبسط می‌کند.
در تصاویری که توسط تلسکوپ‌های فضایی ثبت می‌شوند، عکس‌هایی ثبت شده‌اند که نقاط قرمز غیرمتعارف روی آنها، نشان دهنده دور شدن کهکشان‌ها هستند.
با توجه به‌این بحث‌ها، شما در هر جای کیهان که بایستید خواهید دید که کهکشان‌ها در حال دور شدن از شما هستند و نکته مهم‌تر، بی‌معنا شدن این پرسش است که «انفجار بزرگ در کدام نقطه از کیهان روی داده است؟!». در دیدگاه فضا-زمانی در واقع کل فضا-زمان و بستری که روی آن زندگی می‌کنیم در انفجار بزرگ به‌وجود آمده است و این پرسش که در کدام نقطه این بستر انفجار روی داده بی‌معنا است چون انفجار در کل بستر روی داده و هیچ نقطه برتر و خاصی در کیهان ما وجود ندارد.
[۴]- قانون‌هابل
قانون‌هابل در کیهانشناسی بسیار معروف است. در واقع این قانون نتیجه مسلم رفتار انبساطی عالم است. ضرب شدن فواصل در یک ضریب ثابت به‌سادگی نتیجه می‌دهد که هر کهکشانی که ما رصد می‌کنید با سرعتی از ما دور می‌شود که با فاصله، رابطه خطی دارد. به‌عبارتی اگر v سرعت کهکشان باشد و r فاصله کهکشان از ما، رابطه زیر بین این دو برقرار است:
که در این رابطه [۱]H یک عدد ثابت است. به‌این عدد ثابت، ثابت هابل می‌گویند و به‌این قانون، قانون هابل می‌گویند. در واقع ثابت هابل معیاری از تغییر ضریب مقیاس است. هر چه مقدار ثابت هابل بیشتر باشد؛ یعنی، عامل مقیاس سریعتر در حال رشد است و به‌عبارت ساده‌تر جهان سریعتر در حال انبساط است. اما سرعت انبساط جهان همیشه یکسان نبوده به‌همین خاطر ثابت‌هابل هم در واقع ثابت نیست! بلکه در طی زمان متغییر است و هر زمانی ثابت هابل خاص خود را دارد. این نکته را همیشه در خاطر داشته باشید که قانون‌هابل برای مقیاس فرا کهکشانی است و درون کهکشان‌ها و حتی برای کهکشان‌های خیلی نزدیک این قانون صادق نیست.
[↑] سرعت خاصه
گفتیم انبساط کیهان مانند باد شدن یک بادکنک است که نقاط سطح آن طی باد کردن بزرگ می‌شوند.
حالا فرض کنید نقاط روی بادکنک خودشان حرکت کنند! در این صورت علاوه بر سرعتی که در اثر انبساط عالم به‌وجود می‌آید (معروف به «سرعت‌هابلی» که از قانون هابل به‌دست می‌آید)، یک سرعت دیگر هم خواهند داشت که به‌سرعت خاصه معروف است. عامل ایجاد سرعت خاصه در اغلب موارد گرانش موضعی کهکشان‌ها نسبت به‌هم است.
این دلیل جمله آخر بخش «قانون هابل» است که می‌گوید قانون هابل برای کهکشان‌های نزدیک کار نمی‌کند چون سرعت خاصه در این ابعاد خیلی بیشتر از سرعت‌هابلی است؛ برای مثال، کهکشان آندرومدا با سرعتی سرسام‌آور در حال نزدیک شدن به‌ما است در حالی که انتظار داریم از ما دور شود! دلیل این امر همان سرعت خاصه است که‌اندرومدا به‌دلیل گرانش ما، نسبت به‌ما دارد. در ابعاد بزرگتر گرانش بسیار ضعیف‌تر می‌شود و سرعت خاصه در برابر سرعت‌هابلی قابل چشم‌پوشی می‌شود.
[↑] کیهان از چه چیزی تشکیل شده است؟
شاید در نگاه اول برای پاسخ این پرسش بگویید: «خوب معلوم است! ماده!» و یا در جوابی دقیق‌تر بگویید: «اتم»ها. اما واقعیت این است که کیهان ما (لا اقل در مقیاس کیهانشناسی) از مؤلفه‌هایی تشکیل شده که ماده باریونی (همان اتمها یا ماده قابل مشاهده) تنها بخش کوچکی از آن است! در این بخش به‌توصیف هر یک از این مؤلفه‌ها می‌پردازیم و ابتدا از آشناترین مؤلفه یعنی ماده شروع می‌کنیم.
[↑] ماده
در کتاب‌های دبستان ماده را چیزی تعریف می‌کردند که فضا را اشغال کند! اما منظور ما از ماده در کیهان شناسی، چیزی است که جاذبه تولید کند و بتوان به‌واسطه جاذبه اش به‌آن جرم نسبت داد. در واقع ماده را از تاثیری که بر کیهان دارد می‌توان شناخت و تاثیری که ماده بر کیهان دارد این است که در کیهان جاذبه ایجاد می‌کند و انبساط را کند‌تر می‌کند و جلوی آن را می‌گیرد. تخمین زده می‌شود که ٢٧ درصد کل انرژی کیهان در اثر وجود ماده است. یعنی ٢٧ درصد کیهان ما را ماده تشکیل می‌دهد (ماده را با رابطه معروف هم ارزی جرم و انرژی انیشتین، به‌انرژی تبدیل می‌کنند و با انرژی‌های دیگری که کیهان ما را پر کرده مقایسه می‌کنند).
نکته بسیار مهم راجع به ماده این است که بیش از ۹٠ درصد ماده کیهان هنوز ناشناخته است. به‌این معنی که دانشمندان با بررسی کیهان به‌این نتیجه رسیدند که ماده قابل مشاهده آنقدر زیاد نیست تا بتواند اثراتی را ایجاد کند که دانشمندان در جهان اندازه گیری کرده‌اند، هم‌چنین رویدادهای دیگری هم دانشمندان را به‌این نتیجه رساند که ماده‌ای نامرئی باید کیهان ما را فرا گرفته باشد که جرم آن بیش از ده برابر جرم ماده قابل مشاهده است و با امواج الکترومغناطیس بر همکنش مستقیم ندارد؛ بنابراین، کاملاً شفاف و به‌عبارتی نامرئی است.
به‌دلیل ماهیت ناشناخته این ماده آن را ماده تاریک نامیده‌اند. مدل‌های زیادی برای توصیف این ماده وجود دارد اما هنوز هیچ مدلی کاملاً پذیرفته شده نیست. ماده تاریک تنها از اثر گرانشی آن قابل تشخیص است البته مدل‌هایی هستند که پیشبینی می‌کنند ماده تاریک بتواند برهمکنشی ضعیف با برخی از ذرات داشته باشد و آزمایشگاه‌هایی هم برای پیدا کردن این اثر ساخته شده اما تا زمان نگارش این متن هنوز چیزی پیدا نشده! بقیه‌ی ماده کیهان همان ماده‌ی معمولی است که ما از آن ساخته شده‌ایم و می‌توانیم حس کنیم.
[↑] تابش
یکی دیگر از مؤلفه‌های تشکیل‌دهنده‌ی کیهان، که در واقع صورتی از انرژی است، تابش است. تابش اکنون درصد بسیار کمی از انرژی کیهان را تشکیل می‌دهد، چیزی کمتر از یک صدم درصد! البته با انبساط عالم چگالی تابش خیلی سریعتر از چگالی ماده کاهش پیدا کرده؛ بنابراین، در روزهای اولیه کیهان، تابش درصد بسیار زیادی از کیهان را تشکیل می‌داده و تاثیرگذارترین مؤلفه کیهان در انبساط عالم محسوب می‌شده است. اما اکنون تأثیر و نقش آن خیلی افت کرده و کاملاً در محاسبات قابل صرف نظر کردن است.
[↑] انرژی تاریک
شاید این عجیب‌ترین مؤلفه تشکیل دهنده کیهان باشد! چرا که تقریباً می‌توان گفت هیچ اطلاعی از ماهیت این موجود در دست نیست! قضیه از این قرار است که دانشمندان با وجود ماده، تابش و مشاهدات کمی که انجام داده بودند انتظار داشتند که سرعت انبساط عالم در حال کم شدن باشد که منطقی هم بود! چرا که وقتی کیهان تنها از ماده و تابش تشکیل شده و تابش نیز قدرت چندانی ندارد، پس فقط ماده باقی می‌ماند. ماده هم که اثر گرانشی دارد پس باید سرعت انبساط را کم کند. اما چند اندازه گیری در مورد شتاب انبساط به‌واسطه ابرنواخترهای نوع یک در ده سال اخیر نشان داد که از پنج میلیارد سال پیش تاکنون انبساط کیهان شروع به‌سریع‌تر شدن کرده است! این شوک بزرگی برای کیهان‌شناسان بود!
بعد از مشاهدات بسیار نهایتاً دانشمندان مجبور شدند این را بپذیرند که یک انرژی ناشناخته در کیهان وجود دارد که باعث می‌شود انبساط تندتر شود. چون هیچ چیزی راجع به‌ماهیت این انرژی نمی‌دانستند اسم این انرژی را هم انرژی تاریک گذاشتند. در واقع ماهیت این انرژی خیلی تاریکتر از ماده‌ی تاریک است! هیچ مدلی نتوانسته توصیفی دقیق از ماهیت انرژی تاریک ارائه دهد و کیهان شناسان هنوز هم هر مدلی که با مشاهدات سازگار باشد را می‌پذیرند. موضوع جالب‌تر این که هم اکنون ٧٣ درصد انرژی کیهان از انرژی تاریک تشکیل شده است!
نکته‌ای که باید بدانیم این است که درصد‌های ذکر شده برای مؤلفه‌های کیهان، برای زمان حال بوده و در طول حیات کیهان متغیر است. برای مثال در اولین ثانیه‌های کیهان این تابش بود که بر انبساط کیهان تاثیر گذار بود. تا پنج میلیارد سال پیش این ماده بود که بر انبساط کیهان تاثیر می‌گذاشت و از پنج میلیارد سال پیش تاکنون این انرژی تاریک است که تاثیر غالب را بر انبساط کیهان دارد[٢].
[↑] يادداشت‌ها
يادداشت ۱: اين مقاله برای دانشنامهی آريانا توسط دانیال مهدی ارسال شده است.
[↑] پی‌نوشت‌ها
[۱]- ثابت هابل در حال حاضر برابر مقدار زیر است:
[٢]-
[↑] جُستارهای وابسته
□
□
□
[↑] سرچشمه‌ها
□