نام فایل : انفجار بزرگ

فرمت : .doc

تعداد صفحه/اسلاید : 8

حجم : 42 کیلوبایت

جهان چگونه آغاز شد؟ چگونه به حالت كنوني خود رسيد ؟ و سرنوشت نهايي آن چيست ؟ اين پرسشها و كوششهايي كه براي پاسخ گفتن به آنها انجام مي شود جوهر علم كيهانشناسي را تشكيل مي دهد . در طول تاريخ “جهان بيني ” هاي مختلف هر كدام براي مدتي متداول بوده است .
اين جهان بيني ، جهان بيني انفجار بزرگ است كه خوانندگان بايد دستكم با نام آن آشنا باشند . كيهانشناسان مدعي نيستند كه دقيقا مي دانند جهان چگونه از حالتني با حجم صفر و چگالي بينهايت يعني از يك گسيختگي فضا – زماني – با انفجاري قدم به عرصه هستي نهاد . اما آنان كم و بيش مدعيند كه مي توانند به تفصيل بسيار شرح دهند كه چگونه آتشگوي سوزاني از ماده و اشعه، از زمان يك صدهزارم ثانيه پس از آفرينش تا 20000 ميليون سال بعد، به پهنه اي تاريك و سرد از فضاي تهي تحول يافت كه در گوشه كنار آن كهكشانهايي كه را مي توان سراغ كرد. كهكشانهايي كه از ستاره ها، گازها، غبارها، و سياراتي تشكيل شده اند كه در حول و حوش خود مي بينيم.
اساسي ترين رصد نجومي اينست كه شب به دنبال روز مي ايد. اين رصد به تنهايي كافي است كه ما را از انبساط جهان آگاه سازد و اين نكته را متذكر شود كه جهان بايد از حالتي متراكم تر، انبساط يافته باشد: انفجار بزرگ. يك جهان تاريكي، تنها در صورتي مي تواند پر از كهكشانهاي پر نور باشد كه انبساط پيدا كند.
لب مطلب اين است كه گرانش موجب شد تجمع هايي در گازهاي ئيدروژن و هليومي كه جهان را مي انباشت صورت پذيرد. سپس اين تجمع ها انقباض يافتند و ابرهاي متراكمي از گاز را بوجود آوردند. در اين ابرها نيز قسمتهاي كوچكتري منقبض شدند و ستارگان را پديد آوردند. اينكه آيا فروريزش و انقباض اوليه در مقياس كهكشاني بود يا مجموعه هاي كهكشاني و يا حتي ابرمجموعه هايي از آنها، هنوز روشن نيست. در حقيقت يك مكتب فكري بر آنست كه نخست توده هاي كوچكتر منقبض شدند و ستاره ها را پديد آوردند و سپس با توده هاي كوچك ديگر يكي شدند و اجتماعات بزرگتر ماده (كهكشانها) را تشكيل دادند.
براي بررسي مكانيك جهان، روش معقول آنست كه كهكشانها را جرمهايي مجزا و در حال كنش متقابل با يكديگر شمرد. مي توان هر يك از آنها را چنان تصور كرد كه گويي انحناي كوچكي در فضاي نزديك خود بوجود مي آورد، همانطور كه خورشيد در منظومه شمسي چنين مي كند. سپس بايد آثار آنها را با هم تركيب كرد. ولي دشواريهاي رياضي اين روش، سهمگين است.
در عوض مدلي كه كيهانشناسان بكار مي برند،‌مدلي ئيدروديناميكي است كه در آن جرم كهكشانها بطور يكنواخت در سراسر فضا پراكنده شده و شاره اي با كنش متقابل گرانشي و بدون چسبندگي را بوجود آورده است. عقيده عمومي بر اينست كه اين تقريب، اگرچه آشكارا جز نقطه شروع كار نيست، فيزيكي اساسي مسأله را متضمن است.
در اين شيوه بررسي، جهان در حال انبساط با دو معادله توصيف مي شود. در اين معادلات پنج كميت دخالت مي كند كه مقادير آها بطور قطع و يقين معلوم نيست. سه كميت،‌ چگالي متوسط ماده و انرژي، فشار و عامل مقياس (متناسب با «شعاع» جهان) با زمان تغيير مي كند و دو كميت ديگر را ثابت انحنا، كه نوع فضايي را كه در آن زندگي مي كنيم مشخص مي كند، و ثابت كيهانشناختي كه در زير توضيح خواهيم داد.
جوابهاي معادلات مذكور براي جهاني در حال تكامل، نشان مي دهند كه عامل مقياس چگونه با زمان تغيير مي كند. دو دسته جواب وجود دارد: آنهايي كه با انفجاري بزرگ در گذشته اي دور (عامل مقياس برابر با صفر) شروع مي شوند و جوابهايي كه در ان جهان از اندازه اي متناهي آغاز مي كند. گروه دوم معمولاً از حيث فيزيكي كمتر جالب توجه شمرده مي شود، زيرا ظاهرا لازم مي آيد كه فرضهاي بيشتري درباره شرايط اوليه پذيرفته شود تا مثلاً بتوان زمينه ميكروموجي، تكوين كهكشانها و توزيع اخترنماها را توضيح داد. بنابراين خرد متداول،‌ بيشتر به كيهانشناسي افنجار بزرگ متمايل است. كيهانشناسي انفجار بزگر مي تواند يكي از سه صورت زيرين را داشته باشد. جهاني در حال نوسان كه در زمان صفر با سرعت زياد انبساط را آغاز مي كند ولي بتدريج انبساط كند مي شود، توقف مي كند و سرانجام معكوس مي شود و جهان به حالتي باز مي گردد كه بدواً آغاز كرده بود. يكي از علل كند شدن، جاذبه گرانشي متقابل ماده در جهان است. هر گاه ثابت كيهانشناختي برابر با صفر باشد، اين نيرو تنها علت است. اما اگر اين ثابت منفي باشد نيروي اضافي ديگري انبساط را ترمز مي كند. اگر مثبت، ولي كمتر از مقداري بحراني، باشد دافعه اي را عليه كند شدن گرانشي موجب مي گردد. مقدار بحراني اين ثابت كه نخست بوسيله آينشتاين پيشنهاد شد، مقداري است كه به ازاي آن، اگر كهكشانها در فواصلي كه از هم دارند به حال سكون در آيند‌، توازن با جاذبه گرانشي برقرار مي شود.
اگر ثابت كيهانشناختي صفر باشد و جاذبه گرانشي پيوسته از آهنگ انبساط بكاهد ولي چندان قوي نباشد كه انبساط را باژ گونه كند، جهان الي الابد، ولي سرانجام با آهنگي ثابت، انبساط خواهد يافت.
اگر ثابت كيهانشناختي مثبت و بزرگتر از مقدار بحراني باشد، انبساط شتاب خواهد گرفت و جهان نيز براي هميشه منبسط خواهد شد.
سرانجام چه بر سر جهان خواهد آمد ؟ سرنوشت نهايي زمين و بشر چيست؟ اين پرسشها از دير باز به صورتهاي گوناگون ، به ذهنهاي خيال پرداز خطور كرده است . ولي تنها در چند دهه اخير است كه كيهانشناسي ( مطالعه جهان در كليت آن ) به قدر كافي پيشرفت كرده است كه دستكم بتواند پاسخهاي معقولي به آنها بدهد . آنچه در زير خواهد آمد ، سناريويي تقريبي است از آنچه مي توان بر اساس دانش كنوني ما براي آينده جهان انتظار داشت ، مشروط بر آنكه جهان براي هميشه باقي بماند ( احتمال آن زياد است). اين تصوير ممكن است با كفشهاي تازه تغيير يابد .
در مقياس بزرگ اجزاي تشكيل دهنده جهان، كهكشانها هستند. كهكشان اجتماعي از تقريباً 100 ميليون ستاره است كه جاذبه گرانشي متقابلشان آنها را به هم مي پيوندد. كهكشانها معمولاً در جمعي متشكل از چند تا چند هزار كهكشان جاي دارند. رصدها از آن حكايت مي كنند كه اين مجموعه ها، در هر زمان معين، به طرزي يكنواخت در سراسر جهان پخش شده اند ولي اين گفته در واقع برونيابي داده ها به فواصل دور است. نوري كه از كهشكانهاي دوردست بچشم ما مي رسد ميليونها سال پيش گسيل شده است و وضع كنوني آن كهكشانها را نشان نمي دهد.
موقعيت كنوني ما
در دهه 1920 ادوين هابل و منجمان ديگر به اين كشف برجسته دست يافتند كه جهان گويي در حال انبساط است. همه كهكشانها (جز احتمالا آنهايي كه در يك مجموعه كهكشاني قرار دارند) با سرعتهايي متناسب با فاصله شان از يكديگر دور مي شوند هرچه كهكشاني از ما دورتر باشد گويي كه تندتر از ما مي گريزد.
بادكنك كرويي را تصور كنيد كه لكه هايي سطحش را پوشانده باشد چون بادكنك متسع شود، لكه ها با سرعتهايي از يكديگر دور مي شوند كه متناسب با فاصله بين آنها بر روي سطح است. مثال بادكنك نشان مي دهد كه چگونه كهكشانها مي توانند از يكديگر دور شوند و با اينحال آرايش كلي خود را حفظ كنند. با آنكه همه لكه ها از يكديگر دور مي شوند، هيچيك داراي موقعيت مركزي بخصوصي نيست و يا آنكه هر لكه اي را مي توان مركز انبساط شمرد. در حاليكه بادكنك فقط سطحي دو بعدي است، كهكشانها در فضايي سه بعدي پراكنده اند كه مي تواند متناهي يا نامتناهي باشد ولي اين را نمي دانيم.
آهنگ دور شدن كهكشانها از يكديگر حكايت از آن مي كند كه در حدود ده بيليون سال پيش همه ماده جهان سخت در هم فشرده بود. عموماً تصور مي شود كه جهان با انفجاري آتشين، انفجار بزرگ، آغاز گرديد كه به دنبال آن ماده و انرژي با قهر تمام به بيرون پرتاب شد. بعدها اين ماده به صورت توده هاي مجتمعي در آمد كه سرانجام كهكشانها را بوجود آوردند. اين كهكشانها هنوز همچنان به نيروي محرك انفجار آغازين از هم دور مي شوند.
آيا جهان براي هميشه انبساط خواهد يافت يا سرانجام متوقف خواهد شد و انقباض پيدا خواهد كرد؟ اين سئوال يكي از مهمترين سئوالهاي پاسخ نيافته كيهانشناسي است. سرنوشت نهايي حيات و ماده در جهان به اين پاسخ بستگي دارد. مي توان با اندازه گرفتن سرعتها از روي تغيير مكانهاي سرخ و فواصل اجسام بسيار دوردست، و در نتيجه بسيار قديمي مانند اخترنماها، كوشيد كه آهنگ كندشدن انبساط را محاسبه كرد. راه ديگر بر چگاي متوسط ماده در جهان مبتني است كه نيرويي گرانشي عليه انبساط وارد مي آورد. اگر چگالي بيش از مقداري بحراني باشد، اين نيروي گرانشي سرانجام فرار كهكشانها از يكديگر را متوقف خواهد ساخت و آنها را بار دير به سوي هم خواهد كشاند. بالاخره سن جهان را مي توان از روي سن بعضي عناصر راديواكتيو، يا از روي ستارگان خوشه هاي كروي برآورد كرد، و سپس آن را با زماني مقايسه كرد كه طول كشيده است تا جهان به اندازه كنوني خود برسد، مشروط بر اينكه همواره با آهنگ امروزي خود منبسط شده باشد.
بنابراين وظيفه كيهانشناسان جديد، معين كردن چهارمقدار است: آهنگ انبساط كنوني (ثابت هابل)، تغيير آهنگ انبساط (پارامتر كند شدن)، چگالي جرم در حال حاضر و سن جهان. بعضي از اين مقادير بهم مربوطند. مثلاً در يك مدل ساده پارامتر كند شدن دقيقاً نصف چگالي است وقتي هر دو بر حسب واحدهاي مناسبي بيان شوند. در حال حاضر مقادير اين چهار كميت جملگي كاملاً غير قطعيند. ولي در سال 1974، ج.ر. گوت و سه منجم ديگر قراين موجود را بررسي كردند و به اين نتيجه رسيدند كه ظاهراً چگالي جهان فقط يك دهم مقدار بحراني استم. اين مطالعه همراه با پژوهش ديگري بوسيله آلن سنديج و ج. آ. تمان حاكي از اين است كه جهان براي هميشه انبساط خواهد يافت با وجود اين تكليف مساله به هيچ روي روشن نيست
سناريوي بالا در صورتي بر جهان قابل اطلاق است كه جهان، چنانكه بيشتر قراين حكايت مي كنند، الي الابد انبساط يابد. بد نيست پيامدهاي كاملاً متفاوتي را نيز به اختصار ذكر كرد كه اگر جهان براي هميشه منبسط نشود، صورت مي پذيرد. در اين حالت كه به جهان بسته موسوم است (جهان تا ابد انبساط يابنده، جهان باز ناميده مي شود)، گرانش انبساط را متوقف خواهد ساخت و زماني فراخواهد رسيد كه گريز كهكشانها از يكديگر متوقف شود و اين زمان را چگالي كنوني جرم جهان تعيين مي كند. آنگاه كهكشانها به آرامي حركت قهقرايي را آغاز خواهند كرد و بسوي يكديگر خواهند شتافت.
فرض كنيد چگالي جرم در حال حاضر دو برابر مقدار بحراني آن، كه بيشتر به آن اشاره شد، باشد. آنگاه جهان انبساط خواهد يافت تا به دو برابر اندازه امروزيش برسد، يعني به وسعتي برابر 40 تا 50 ميليون سال نوري. سپس شروع به انقباض خواهد كرد. دماي اشعه زمينه اي كيهاني كه تا حدود 5/1 درجه كلوين كاهش يافته، با شروع انقباض رو به گرم شدن خواهد نهاد.
اين نقطه عطف در حدود 50 بيليون سال ديگر فراخواهد رسيد، و جهان جز آنكه بزرگتر باشد، چندن متفاوت با اين كه هست بنظر نخواهد رسيد. از آن پس همه تغيرات مهمي كه از انفجار بزرگ به بعد روي داده است، وارونه خواهد شد. تقريباً چنان خواهد بود كه فيلمي را كه از جهان تا يان نقطه عطف برداشته شده است، وارونه نشان دهند. در حدود 110 بيليون سال ديگر، جهان به يكصدم اندزه كنوني انقباض خواهد يافت و دماي اشعه زمينه اي به 300 درجه كلوين خواهد رسيد. شب نيز به گرمي روز (در صورتي كه خورشيد بتابد) خواهد شد. كمتر از 100 ميليون سال بعد از آن، آسمان ديگر براي موجودات زنده بسيار داغ و سوزان خواهد بود. فقط 700000 سال بعد از آن، در دماي 10 ميليون درجه، اشعه شديدي كه الكترونها را از اتمها كنده است، ستاره ها را حل خواهد كرد. وقتي كه سه هفته بعد دما به 10 بيليون درجه برسد، هسته ها نيز به نوترونها و پروتونهاي تشكيل دهنده شان خواهند شكست.