فهرست مندرجاتپیدایش جهان امروزی
جهان پیش از مهبانگ چگونه بود؟
[قبل] [بعد]
[↑] پیدایش جهان امروزی
دیدگاه ما نسبت به چگونگی پیدایش جهان امروزی بسیار ناقص و یا اساساً نادرست است. به همین علت کیهان‌شناسان برای پی بردن به این موضوع سعی می‌کنند کائنات را قبل از وقوع مهبانگ در ذهن خود تصور و ترسیم کنند. همچنین آن‌ها به‌دنبال این هستند که بدانند چگونه قبل از مهبانگ جهان به این اندازه از سطح بالایی از نظم برخوردار بوده است.
حاصل این تحقیقات ارائه مدل‌هایی از سوی کیهان‌شناسان است که هر یک پاسخ شگفت‌انگیز و متفاوتی به این معماها می‌دهند. البته هر کدام از این مدل‌ها روش‌هایی قابل آزمون هستند که در آینده با رصدهایی که صورت خواهد گرفت درستی یا نادرستی هر کدام از آن‌ها مشخص خواهد شد.
تلاش برای مدل‌سازی ریاضی نحوه‌ی پیدایش جهان از یکصد سال پیش قدمت دارد. مشاهدات رصدخانه‌ای که از دهه ۱۹۲۰ آغاز شد نشان می‌دهد که کهکشان‌ها در حال دور شدن از یکدیگر هستند و جهان ما در حال انبساط است. حال اگر این انبساط را معکوس کنیم در می‌یابیم که جهان در حدود ۷٫۱۳ میلیارد سال پیش بسیار داغ و فشرده بوده است. این نظریه توسط ژرژ لومتر (georges Lemaitre) در سال ۱۹۲۷ مطرح شد که هم‌اکنون نظریه مهبانگ نامیده می‌شود. اعتبار این نظریه به‌سال ۱۹۶۴ برمی‌گردد. کشف تابش زمینه میکروموج کیهانی اعتبار ویژه‌ای به آن بخشید که تا هم‌اکنون پا بر جاست.
آلن گات (alan guth) از موسسه فناوری ماساچوست (MIT) در سال ۱۹۸۱ و چند فیزیک‌دان دیگر نظریه‌ای مطرح کردند که به مهبانگ افزوده شد و تصور کیهان‌شناسان را از چگونگی پیدایش جهان کامل‌تر کرد.
بر مبنای این نظریه (نظریه‌ی تورم کیهانی) به این دلیل جهان قابل مشاهده به‌طور غیر منتظره همگن است که کل جهان در حالت تعادل ترمودینامیکی از حجم بسیار کوچک اولیه‌ای برخوردار بوده است که به‌طور ناگهانی شروع به انبساط کرده است و به‌همین دلیل همگن بودن حالت اولیه خود را حفظ کرده است. این نظریه شرایط اولیه کائنات و جهان قبل از مهبانگ را توضیح نمی‌دهد.
حال این سئوال مطرح است که علت عدم توانای مدل تورمی برای توضیح شرایط کائنات قبل از مهبانگ چیست؟
براساس این مدل در فاصله زمانی ۱۰-۳۵ ثانیه تا ۱۰-۳۲ ثانیه از لحظه آفرینش انبساط تورمی رخ داده است. اگر بازهم به‌عقب برگردیم به‌یک مانع (دیوار آجری) برخورد خواهیم کرد که در آن هر دو ستون اصلی فیزیک نوین یعنی نظریه نسبیت عام انیشتین و نظریه میدان کوانتومی فرو می‌ریزند. فیزیک‌دانان در چنین شرایط خارق‌العاده‌ای هیچ راهی برای پیش‌بینی رفتار ماده، انرژی و فضا-زمان در اختیار ندارند. فیزیک‌دان‌ها برای دور زدن مسئله راه حلی بیان می‌کنند. براساس قانون دوم ترمودینامیک آنتروپی (مقیاسی از بی‌نظمی) جهان با گذشت زمان افزایش می‌یابد. بنابر این جهان در بالاترین سطح نظم به‌وجود آمده است و رو به بی‌نظمی می‌رود. سئوال مطرح شده این است: چگونه این بالاترین سطح نظم به‌وجود آمده است؟
سین کارول (sean carroll) از موسسه‌ی فناوری کالیفرنیا در پاسادنا (Pasadena) می‌گوید: هر مدلی که از جهان اولیه ارائه می‌شود جواب این سئوال که چرا آنتروپی جهان در آستانه مهبانگ پایین بوده را باید در خود داشته باشد.
اولین مدل؛ دریای سیاه‌چاله‌ای: بر پایه این مدل جهان قبل از پیدایش دریایی از سیاه‌چاله‌ها بوده است. در این مدل دو فیزیک‌دان به‌نام‌های توماس بنکز (Thomas banks) از دانشگاه کالیفرنیا در سانتاکروز و ویلی فیشلر (willy fischler) از دانشگاه تگزاس به این سئوال این‌گونه پاسخ می‌دهند که جهان در بدو پیدایش یعنی پیش از ۱۰^-۳۵ ثانیه دریایی چگال از سیاه چاله‌ها بوده است. آن‌ها این سناریو را سناریوی کیهان‌شناسی هولوگرافی نامیده‌اند.
اصل هولوگرافی توسط جرارد هوفت (Gerard‘t hooft) در سال ۱۹۹۳ از دانشگاه اترخت هلند ارائه شد. گرچه صحت این اصل هنوز اثبات نشده است، فیزیک‌دانان زیادی به‌درستی آن اعتقاد دارند. بر اساس این اصل می‌توان تمامی اطلاعات موجود در یک حجم مشخص ار فضا را با قوانین فیزیک حاک بر سطح مرزی حجم مزبور نمایش داد.
می‌دانیم با افزایش آنتروپی هر سیستم میزان بی‌نظمی آن نیز بالا می‌رود. نتیجتاً مقدار اطلاعاتی که برای توصیف آن به‌کار برده می‌شود افزایش می‌یابد. پس آنتروپی معیاری برای اندازه‌گیری میزان اطلاعات موجود در آن سیستم است.
از آنچه گفته شد نتیجه گرفته می‌شود که اصل هولوگرافی می‌گوید بیشینه میزان آنتروپی در حجم معینی از فضا حد بالایی دارد که به‌وسیله سطح مرزی حجم مزبور مشخص می‌شود که بیشینه آن مربوط به سیاه چاله‌ها خواهد بود.
حال به‌لحظه مهبانگ باز می‌گردیم. با نزدیک شدن به این لحظه چگالی ماده و انرژی در آن محدوده بیشتر خواهد شد. که در نهایت به‌حالت بالای چگالی آنتروپی می‌رسیم که مربوط به زمانی‌ست که تمام آن محدوده از سیاه‌چاله‌های کوچک مقیاس پُر شده باشد. بنکز و فیشلر بر این باوردن که جهان از این شاره سیاه‌چاله‌ای به‌وجود آمده است. چگالی این دریای سیاه‌چاله‌ای که کائنات را در بر گرفته بوده افت‌وخیزهایی داشته که مقدار آن‌ها به‌وسیله اصل عدم قطعیت مکانیک کوانتومی مشخص می‌شود. افت‌وخیز به‌سمت چگالی‌های کمتر به این معنا بوده که افق‌های رویداد سیاه‌چاله‌هایی که در آن ناحیه با چگالی کم قرار داشتند به‌طور کامل به‌هم فشرده شده‌اند و فضای خالی بین آن‌ها را تابش (فتون‌ها) پر کرده بود.
این مسأله شرایط را برای پیدایش جهان ما فراهم کرد که در آن محدوده‌هایی که چگالی سیاه چاله‌ها بالا بوده و یا به‌هم نزدیک بوده‌اند و یا سرعت حرکت آن‌ها زیاد بوده‌است سیاه‌چاله‌ها به‌هم برخورد می‌کردند و به‌هم می‌پیوستند. بنابراین فضای معمولی بین آن‌ها به‌سرعت توسط سیاه چاله‌های دیگر پُر می‌شده است و اما در محدوده‌های که سیاه‌چاله‌ها فاصله بیشتری از هم داشته‌اند و چگالی آن‌ها کمتر بوده است برخورد و تلفیق سیاه‌چاله‌ها با سرعت لازم صورت نمی‌گرفته‌است. بنابراین فضای معمول بین سیاه‌چاله‌ها که از تابش پُرانرژی پُر بوده است به‌سرعت مانند حباب منبسط شده و سیاه‌چاله‌های اطراف را دفع می‌کند.
بعد از سپری شدن ۱۰-۳۵ ثانیه از انبساط و به‌وجود آمدن این حباب‌ها پیش‌نیبی‌های مدل دریای سیاه‌چاله‌ای عملاً با پیش‌بینی‌های مدل تورمی یکی می‌شود. بر این اساس تورم تنها در کسر کوچکی از ثانیه حباب با مقیاس کوچک را به‌جهان ما بدل می‌کند. در نهایت نیز ذرات بنیادی از انرژی تابشی موجود در کیهان به‌وجود می‌آید و ستاره‌ها و کهکشان‌ها و سیارات را تشکیل دادند. حال ببینیم مدل دریای سیاه‌چاله‌ای به‌حالت نظم‌دار اولیه با آنتروپی پایین چگونه پاسخ می‌دهد.
تنها حباب‌هایی می‌توانند بر اساس تورم بزرگ شوند که آنتروپی پایینی داشته باشند. زیرا در صورت بالا بودن آنتروپی حباب‌ها در حوزه‌ای قرار دارند که سیاه‌چاله‌هایی با چگالی بالا آن‌جا قرار دارند که در آن صورت حباب‌ها به‌وسیله سیاه‌چاله‌ها بلعیده می‌شوند و فضای بین آن‌ها قرار نمی‌گیرد. بنابراین اگر جهان ما آنتروپی بالایی داشت تاکنون باقی نمانده بود. البته هم‌اکنون نسبت به اصلی هولوگرافی نمی‌توان به‌طور قطعی نگاه کرد. خود ساسکیند هم در این باره می‌گوید اصل هولوگرافیک حدس بسیار جالبی است که نه مشخصاً درست است و نه نادرست. مدرک مورد نیاز برای این مدل کشف سیاه‌چاله‌های اولیه است.
مشکل دیگر مدل متعارف مهبانگ این است که آیا زمان از مهبانگ آغاز شده است؟ بنکز در این باره چنین پاسخ می‌دهد: گرچه براساس قوانین کوانتومی زمان به‌طور قطع از بی‌نهایت منفی تا بی‌نهایت مثبت نیست اما پذیرش مبدا زمان نیز مسأله خود را ایجاد می‌کند. به گفته مارکس تگ مارک کیهان‌شناس دانشکاه ام آی تی در مدل متعارف مهبانگ این‌گونه مفروض است که زمان با مه‌بامگ آغاز شده است. اما حال این سئوال مطرح است که چرا زمان به‌وجود آمده است؟ که مدل متعارف مهبانگ نمی‌تواند آن را توجیه کند.
به‌علاوه همان‌طور که پاول اشتاینهارد از دانشگاه پرینستون می‌گوید، مدل متعارف مهبانگ نمی‌تواند مبدأ خود مهبانگ و علت وقوع آن را توضیح دهد.
اشتاینهارد به‌همراه نیل توراک از دانشگاه کمبریج در سال ۲۰۰۲ سناریویی ارائه دادند که در آن مهبانگ مبدأ زمان نبوده بلکه صرفاً آغاز یک چرخه کیهانی جدید است. مدل آن‌ها که در برابر آنتروپی پایین جهان نیز مقاومت کرده در برابر چالش‌های اخیر نیز ایستادگی کرده است.
مدل دوم؛ مدل تناویب (جهان‌های برخورد کننده): بر این اساس مهبانگ از برخورد دو جهان مختلف به‌وجود آمده است. مدل توراک و اشتاینهارد بر پایه نظریه ریسمان‌ها قرار گرفته است که رهیافت مهمی برای وحدت بین مکانیک کوانتومی و نسبت عام انیشتین است. در این مدل جهان ما یک ابر رویه یا ابر صفحه سه بعدی است که در ابعاد بالاتر کائنات شناور بوده‌است. در مجاورت جهان ما جهان‌های دیگر نیز وجود دارند که ممکن است هر کدام قوانین فیزیکی منحصر به‌فرد و کاملاً متفاوتی داشته باشند. این جهان‌ها ممکن است به هم برخورد کنند و از برخوردشان انرژی فوق‌العاده عظیمی در هر یک از این جهان‌ها آزاد بشود. علاوه بر این این دو جهان شروع به انبساط می‌کنند. اما چون ما همواره در یکی از این دو جهان هستیم تصور می‌کنیم که انفجار عظیم که همان مهبانگ نام دارد آغاز جهان است. در صورتی که جهان ما قبل از آن هم وجود داشته است. بر اساس این مدل پس از برخورد این دو جهان شروع به دور شدن از هم می‌کنند. اما فاصله گرفتن آن‌ها از هم سرانجام توسط نیروی جاذبه بین آن‌ها متوقف می‌شود و دوباره به‌سمت هم کشیده می‌شوند و دوباره برخورد می‌کنند. گویی مهبانگ دیگری رخ داده است. به‌همین دلیل به آن مدل تناوبی نیز می‌گویند.
همین‌طور در این مدل انبساط ابر صفحات در آستانه هر برخورد و جداشدن آن‌ها از یکدیگر و دوباره به هم خوردن آن‌ها نرخی فزاینده را داراست که این نرخ فزاینده انبساط جهان ذهن کیهان‌شناسان را در دهه اخیر به‌خود مشغول کرده است که تا پیش از این در تلاش بودند تا با فرض وجود یک دافعه ناشناخته کیهانی آن را انرژی تاریک بنامند. یکی از مشکلات این مدل این است که کوچک‌ترین تغییرات و افت‌وخیزهای توزیع ماده و انرژی در ابر صفحات جهان ما می‌توانند به‌حدی تقویت شوند که جهان ما را از حالت تخت و همواری که اکنون قابل مشاهده است خارج کند. در پاسخ به این مشکل اشتانهارد و توراک معتقدند که در هنگام نزدیک‌شدن این دو ابر صفحه به‌هم مقدار انرژی تاریک افزایش یافته و می‌تواند به این افت‌وخیزها غلبه کرده و جهان را به‌همان شکل تخت حفظ کند. مسئله دیگر مطرح در این مدل این است که در آن انبساط تورمی رخ نمی‌دهد.این تنها وجه اختلاف این دو مدل است.
شاید در ظاهر این‌طور به‌نظر برسد که این دو مدل اساساً با هم متفاوت هستند. اما هر دو به نتایج مشابهی می‌رسند. دلیل آن این است که پس از هر برخورد به‌واسطه چگالی انرژی حاصل از برخورد این دو جهان تعداد زیادی از سیاه‌چاله‌ها در هر یک از آن‌ها جهان به‌وجود می‌آیند. پس هر دو مدل به نتایج مشابهی می‌رسند. مدرک مورد نیاز برای تأیید این مدل آنست که شدت انرژی تاریک با انبساط جهان کم می‌شود و همین‌طور امواج گرانشی اولیه نیز از بین می‌رود که مشاهده می‌شود. حال ببینیم مدل تناوبی برای پایین بودن آنتروپی در آغاز جهان چه پاسخی دارد. در آغاز به‌نظر می‌رسد که توجیه پایین بودن میزان آنتروپی در این مدل کار دشواری باشد. زیرا با گذشت زمان میزان آنتروپی افزایش می‌یابد. بنابراین با ایجاد جهان تازه از ابر صفحات (جهان‌ها) دیگر باید آنتروپی آن‌ها بیشتر و بیشتر شود. اما سناریوهای کیهان‌شناسی تناوبی به‌خوبی برای آن پاسخ یافته‌اند. در آستانه برخورد ابرصفحات با یکدیگر به‌طور فزاینده صفحات کشیده می‌شوند. در نتیجه تراکم آنتروپی ماده و تابش در هر دو جهان کاهش می‌یابد. بنابراین در لحظه مهبانگ تراکم آنتروپی کم می‌شود. محاسبات نشان می‌دهند برای آن‌که ابرصفحات چگالی آنتروپی که الآن قابل مشاهده است را داشته باشند باید زمان مابین دو برخورد متوالی کیهانی حداقل یک تریلیون (هزار میلیارد) سال باشد.
مدل سوم؛ جهان از هم‌گسسته: بر اساس این مدل جهان‌ها از گسسته شدن یک جهان مادر به‌وجود آمده‌اند. جهان ما نیز می‌تواند مادر جهان‌های بی‌شمار دیگری باشد. این نظریه توسط فیزیک‌دانان دانشگاه کارولینای شمالی ارائه شده است (لاریس بام و پائول فرامپتون). در این مدل چنین مفروض است که با انبساط جهان مقدار انرژی تاریک موجود در حجم مفروضی از فضا نیز افزایش می‌یابد که این با داده‌های موجود از انرژی تاریک مغایرتی ندارد. بنابراین با افزایش تدریجی چگالی انرژی تاریک انبساط جهان نیز سریع‌تر و سریع‌تر خواهد بود. تا جایی‌که کهکشان‌ها، ستارگان و حتی اتم‌ها از هم گسیخته می‌شوند و جهان متلاشی خواهد شد. پس از مهبانگ (از هم‌گسیختگی جهان مادر) جهان‌های جدید پس از انبساط تورمی همچنان به انبساط خود ادامه می‌دهند و در نهایت با افزایش چگالی انرژی تاریک از هم می‌پاشند و بی‌شمار جهان دیگر را به‌وجود می‌آورند. مدرک مورد نیاز برای تایید این مدل آن است که شدت انرژی تاریک باید با انبساط عالم افزایش یابد که مشاهده می‌شود. حال پاسخ به این سطح پایین آنتروپی در جهان مادر آنتروپی انباشته شده در جهان مادر پس از از هم‌گسیختگی آن، بین جهان‌های تازه متولد شده تقسیم می‌یابد و در نهایت هر یک از جهان‌های نوزاد در بدو تولد دارای آنتروپی پایین است.[۱]
[↑] يادداشت‌ها
يادداشت ۱: اين مقاله برای دانشنامهی آريانا توسط مهدی خراسانی ارسال شده است.
[↑] پی‌نوشت‌ها
[۱]- دیوید شیگا، جهان پیش از مهبانگ چگونه بود؟، صص ۲۹-۲۲
[↑] جُستارهای وابسته
□
□
□
[↑] سرچشمه‌ها
□ ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد، برگرفته از: دیوید شیگا. جهان پیش از مهبانگ چگونه بود؟، ترجمهٔ شهاب شعری‌مقدم، نیو ساینتیست، شمارۀ ۵۴۱، آبان ۱۳۸۷ خ.
