نظریه انفجار بزرگ

اولین بار ژرژ لومتر در سال ۱۹۲۷ پیشنهاد داد که جهان در حال گسترش، در گذشته از یک نقطه تکامل یافته است.  پس از او سایر کیهان شناسان این نظریه را تعمیم دادند. در ابتدا جامعه علمی به طرفداران دو نظریه تقسیم شدند، دانشمندانی که از نظریه انفجار بزرگ حمایت می کردند و حامیان جهان پایدار و ثابت. اما شواهد تجربی از انفجار بزرگ حمایت می کند. در سال ۱۹۲۹ ادوین هابل با آنالیز داده های انتقال به سرخ کهکشان ها فهمید که کهکشان ها از هم دور می شوند و جهان در حال انبساط است.در سال ۱۹۶۴ تابش زمینه کیهان کشف شد که تایید مهمی از مدل انفجار بزرگ بود، زیرا انفجار بزرگ تابش زمینه ای در سراسر جهان را پیشبینی می کند. اندازه گیری های اخیر از انتقال به سرخ ابرنواخترها نشان داده است که سرعت انبساط جهان بیشتر می شود و انبساطی شتابدار است. این کشف وجود انرژی تاریک را نشان می دهد.

ادوین هابل، ستاره شناس آمریکایی، فهمید که فاصله کهکشان های دور با انتقال به سرخ آنها بستگی دارد. کهکشان ها و خوشه های دورتر بدون توجه به جهت، با سرعت بیشتری از ما دور می شوند. در هر نقطه از جهان که باشیم، همین تصویر دیده می شود و کهکشان ها از ما دور می شوند. با توجه به اینکه امروز فاصله بین کهکشان ها بیشتر می شود، پس در گذشته کهکشان ها به هم نزدیک تر بوده اند. به این ترتیب در گذشته جهان چگال تر و گرم تر بوده است.

ذرات پروتون، نوترون و الکترون در ابتدای جهان ساخته شدند. اگرچه در سه دقیقه اول جهان هسته ساده اتم ساخته شد، اما هزارن سال بعد اولین اتم خنثی تشکیل شد. بیشتر اتم های ساخته شده از انفجار بزرگ هیدروژن، هلیوم و مقدار کمی لیتیوم بود. بعد ها ابرهای عظیم این عناصر براثر گرانش یکی شدند و اولین ستاره ها و کهکشان ها را ساختند و سپس عناصر سنگین تر در دل ستاره ها و انفجار های ابرنواختری بوجود آمد.

چارچوب نظریه انفجار بزرگ بر اساس نظریه نسبیت عام انیشتین و فرضیاتی همچون همگن و همسانگرد بودن فضا است. در این نظریه معادلات فریدمان و فضای دو سیتر (de sitter) حاکم است. سپس دانشمندان نظریه ها و رصدها را به نظریه اضافه کردند و نظریه را با مدل LCDM به عنوان چارچوب کیهان شناسی تئوری نوشتند. مدل LCDM «مدل استاندارد» کیهان شناسی انفجار بزرگ است و به عنوان ساده ترین مدل برای اندازه گیری ها و رصد های کیهان شناسی استفاده می شود.

در ادامه به طور مختصر با دوران تکامل کیهان آشنا می شویم:

تکینگی:

اگر انبساط جهان را به عقب بازگردانیم به نقطه ای با چگالی و دمای بینهایت می رسیم؛ در این تکینگی قوانین نسبیت عام انیشتین نمی تواند قوانین فیزیک جهان را توصیف کند. این تکینگی اولیه گاهی به تنهایی انفجار بزرگ نام می گیرد، اما می توان این اصطلاح را به یک فاز اولیه چگال و داغ از جهان نسبت داد. در واقع انفجار بزرگ را می توان به عنوان رویدادی برای تولد جهان استفاده کرد، اتفاقی که ما قوانین فیزیک را پس از آن تا حد زیادی درک می کنیم. بر اساس اندازه گیری های انبساط جهان از ابرنواختر های نوع Ia و اندازه گیری نوسانات دما در تابش زمینه کیهان، حدود ۱۳.۸ میلیارد سال از انفجار بزرگ می گذرد.

تورم و باریونزایی:

درباره اولین فاز بعد از انفجار بزرگ گمانه زنی های زیادی شده است. در متداول ترین مدل، جهان همگن و همسانگرد با چگالی انرژی بالا، دما و فشار زیاد به سرعت انبساط پیدا می کند و سرد می شود. طی انبساطی که ۱۰ تا ۳۷ ثانیه طول کشید، طی یک تورم کیهانی جهان به طور نمایی انبساط پیدا کرد. پس از توقف تورم، یک بازگرمایش اتفاق افتاد تا جهان به دمای مورد نیاز برای تشکیل پلاسمای کوارک-گلوئون و همچنین ذرات بنیادی برسد. در بعضی موارد واکنش ناشناخته باریونزایی اتفاق افتاده است که طی آن تعداد کوارک ها و لپتون ها کمی از تعداد پاد کوارک ها و پاد لپتون ها بیشتر می شود. این موضوع منجر به غلبه ماده بر پاد ماده در جهان امروز شده است.

سرد شدن (نکلئوسنتز و تابش زمینه کیهان) :

با انبساط جهان، چگالی و دما به تدریج کاهش یافت و در نتیجه انرژی هر ذره کمتر شد. در دوره شکستن تقارن، نیروهای بنیادی فیزیک و پارامتر های ذرات بنیادی به شکل امروزی خود رسیدند. پس از ۱۰ تا ۱۱ ثانیه انرژی ذرات به اندازه ای رسید که می توان آنها را در شتابدهنده ها بدست آورد. ۶ تا ۱۰ ثانیه بعد، کوارک و گلوئون ترکیب شدند تا باریون هایی مانند پروتون و نوترون را بسازند. برتری تعداد کوارک نسبت به پاد کوارک، باعث شد تا تعداد باریون ها نیز بر پاد باریون ها برتری داشته باشد. پس از آن دمای جهان به اندازه ای نبود که باز هم زوج پروتون-پاد پروتون ساخته شود (و همین طور برای نوترون). بنابراین بلافاصله پس از نابودی جرم، هیچ پاد ذره ای باقی نماند. فرایند مشابهی نیز برای الکترون ها و پوزیترون ها اتفاق افتاد. پس از نابودی، پروتون، نوترون و الکترون دیگر به طور نسبیتی حرکتی نداشتند و انرژی فتون ها در انرژی جهان حاکم بود. بعد از چند دقیقه انبساط جهان، دما به حدود یک میلیارد کلوین و چگالی به اندازه چگالی هوا رسید؛ در این شرایط نوترون ها با پروتون ها ترکیب شدند تا دوتریوم و هسته هلیوم بوجود آید. این فرایند نکلئوسنتز انفجار بزرگ نام دارد. بیشتر پروتون ها ترکیب نشده باقیماندند تا هسته هیدروژن را تشکیل دهند. پس از حدود ۳۸۰۰۰۰ سال، الکترون ها با هسته ها ترکیب شدند و اتم های ساده (بیشتر هیدروژن) را ساختند. به این ترتیب تابش از ماده جدا شد و بدون محدودیت در فضا منتشر شد. این تابش به عنوان تابش زمینه کیهان شناخته می شود.

تشکیل ساختار:

در یک دوره طولانی، مناطق کم تراکم ماده، بر اثر گرانش متراکم تر شدند و ابرهای گازی، ستاره ها، کهکشان ها و دیگر ساختار های نجومی را بوجود آوردند. جزییات این فرایند ها به میزان و نوع ماده بستگی دارد.
چهار نوع از ماده شناخته شده جهان عبارتند از: ماده تاریک سرد (CDM ماده ای که برهمکنش ضعیفی با تابش الکترومغناطیس دارد)، ماده تاریک گرم (WDMعمومی ترین نامزد ها نوترینوهای استریل و گراویتون ها هستند)، ماده تاریک داغ (HDM ذرات تشکیل دهنده آن سرعت فرانسبیتی دارند) و ماده باریونی. بر اساس اندازه گیری های دقیق WMAP که با مدل LCDM به خوبی سازگار است، ماده تاریک سرد (ماده تاریک گرم در بازیونیزاسیون اولیه از بین می رود) حدود ۲۳ درصد از ماده\انرژی جهان را می سازد، در حالی که ۴.۶ درصد جهان از ماده باریونی تشکیل شده است.

کیهان شتابدار:

شواهد بدست آمده از انتقال به سرخ ابرنواختر های نوع Ia و تابش زمینه کیهان نشان می دهد که جهان امروز در غلبه نوع مرموزی از انرژی به نام انرژی تاریک است که ظاهرا در همه بخش های جهان نفوذ کرده. شواهد نشان می دهد که ۷۳ درصد از چگالی انرژی جهان امروز به شکل انرژی تاریک است. زمانی که جهان جوان بود، احتمالا با انرژی تاریک پر شده بود، اما در فضایی کوچکتر و همه چیز به هم نزدیک تر بود؛ در این حالت گرانش غلبه داشت و باعث می شد سرعت انبساط جهان کم شود. اما با انبساط جهان طی چندین میلیارد سال، انرژی تاریک غلبه پیدا کرد و به این ترتیب سرعت انبساط جهان به تدریج افزایش یافت.

در یک فرمول بندی ساده، انرژی تاریک به شک ثابت کیهان شناسی در معادله نسبیت عام جهان ظاهر می شود، اما ترکیب و مکانیسم آن ناشناخته است و به طور کلی جزییات معادله حالت آن و رابطه اش با مدل استاندارد فیزیک ذرات در رصد ها و آزمایش ها مورد بررسی قرار می گیرد.

همه این تکامل کیهانی پس از تورم را می توان به طول دقیق توصیف کرد و توسط مدل کیهان شناسی LCDM که به طور مستقل از چارچوب مکانیک کوانتوم و نسبیت عام استفاده می کند، بررسی کرد. هیچ مدلی خوبی برای توصیف ۱۰ تا ۱۵ ثانیه اول جهان وجود ندارد، ظاهرا برای این بازه نیاز به نظریه کوانتوم گرانشی داریم. درک نخستین لحظات جهان، یکی از بزرگترین مشکلات حل نشده فیزیک است.

افق کیهان شناسی:

یکی از ویژگی های مهم فضا-زمان انفجار بزرگ افق ذرات است. از آنجا که سن جهان محدود است و نور نیز با سرعت محدودی مسافتی را طی می کند، ممکن است رخدادی در گذشته باشد که نور آن هنوز به ما نرسیده است. این موضوع یک حد یا افق برای بیشتر اجرام دوری که می توانیم رصد کنیم،  می سازد. برعکس، به علت انبساط جهان و اینکه اشیا دورتر با سرعت بیشتری از ما دور می شوند، ممکن است نور منتشر شده از ما هیچ گاه به اجرام بسیار دور دست نرسد. به این ترتیب یک افق برای آینده تعریف می شود و رویداد هایی که ما می توانیم بر آن اثر بگذاریم را محدود می کند.

درک ما از جهان به دوره های اولیه ای باز می گردد که افق گذشته وجود دارد، البته کدر بودن جهان اولیه نیز یک محدودیت برای ما است. بنابراین دید ما نسبت به گذشته نمی تواند گسترش پیدا کند. اگر شتاب انبساط جهان ادامه پیدا کند، افق آینده نیز وجود خواهد داشت.

خلاصه ای از گاهشماری کیهان