مقدمه‌ای بر کیهان شناسی

مقدمه

یک پاسخ یک جمله‌ای به سؤال "کیهان شناسی چیست؟" را به این نحو می‌توان بیان کرد که کیهان شناسی عبارت است از: " مطالعه ساختمان جهان به صورت یک کل". اما تعریف فوق برای بحث فعلی ما زیاده از حد کلی و گسترده است، زیرا بیجان و جاندار ، هر دو را شامل می‌شود و اگر درست بدان بنگریم ، شامل بزرگ و کوچک ، گذشته ، حال و آینده می‌شود. از این رو ناگزیریم خود را به هدفهای متعادلتری محدود کنیم. مشاهدات ستاره ‌شناختی چه جیزی در مورد ساختمان بزرگ مقیاس جهان به ما بازگو می‌کنند؟

آیا قوانین فیزیک ، آن گونه که امروزه می‌شناسیم قادرند الگوهایی که از یک چنین مطالعه‌ای سر بر می‌آورند را توضیح دهند؟ تجسس و تحقیقی در مورد این پرسشها ، همان چیزی است که ما از کیهان شناسی مدنظر داریم. برای در دید قراردان صفت "بزرگ مقیاس" محتوای فضا - زمان را درون حوزه دید قویترین تلسکوپهای امروزی و نسبت به واحدهای معروف و گوناگونی از طول ، جرم و زمان ، قرار می‌دهیم.

سال نوری

سال نوری یا پارسک ، مناسبترین واحد طول برای کیهانشناسی است. از لحاظ ماهیت ، زمین جسم بزرگی به نظر می‌رسد، خصوصا اگر بخواهیم بر روی قسمتی از آن مطالعه کنیم. سیاره ما ، تقریبا کره‌ای است با شعاع 6.400 کیلومتر. زمین از خورشید، حدود صد و پنچاه میلیون کیلومتر ، یعنی تقریبا 23500 بار بزرگتر از شعاع آن است. سیاره پلوتو ، دورترین سیاره منظومه شمسی ، حدود 40 بار دورتر از این مقدار نسبت به خورشید است. یعنی تقریبا یک میلیون برابر شعاع زمین.

کهکشان ما ، تقریبا شامل 10¹¹ ستاره است که در یک حجم عدسی شکل توزیع شده‌اند. منظومه شمسی تقریبا در دو سوم فاصله از مرکز کهکشان قرار دارد. از این رو دیگر مناسب نیست که این فاصله "بسیار بزرگتر" را بر جسب واحدهای طول مورد استفاده در زمین بیان کنیم. امروزه دو واحد بسیار بزرگتر مورد استفاده قرار می‌گیرند. یکی از آنها که از لحاظ فیزیکی معنی دارتر است، سال نورزی است، فاصله‌ای که نور در یک سال می‌پیماید. فاصله منظومه شمسی از مرکز کهکشان ما ، حدود 30.000 سال نوری است.

پارسک

یک واحد مناسب دیگر که این قبیل فواصل بزرگ را بر حسب آن بیان می‌کنند، پارسک (pc) است که مقدار تقریبی آن ، سال نوری 3.26 = 1pc است. پارسک ، فاصله ای است که از آن شعاع مدار زمین حول خورشید ، تحت زاویه 1 ثانیه قوسی دیده می‌شود. از نظر تاریخی ، پارسک به عنوان یک واحد طول در قرن نوزدهم در ارتباط با یک روش مثلثاتی مطرح شد که از آن برای تعیین فاصله نزدیکترین ستارگان به منظومه شمسی استفاده می‌شد.

تا قبل از قرن حاضر ، اکثر ستاره شناسان معتقد بودند که کهکشان ما ، تمام چیزی است که در جهان وجود دارد. اما داده‌هایی که بوسیله تلسکوپهای قوی با آینه‌های اولیه با دهانه بزرگ بدست آمد و نشان می‌داد که کهکشان ما فقط یکی از چندین کهکشان موجود است، این باور را به تدریج تغییر دادند. کهکشانهای دیگری با اشکال و صور گوناگون ، در سرتاسر جهان یافت شده‌اند که برخی مشابه کهکشان ما ، برخی دیگر با آن بسیار متفاوتند. کهکشانها منزوی و نیز کهکشانهایی به صورت گروهی یا خوشه‌ای وجود دارند که تعداد آنها از حدود 10 عدد روی خوشه کوچک ، تا حدود 1000 عدد برای یک خوشه بزرگ متغیر است.

منطقه‌ای که بوسیله یک تلسکوپ قوی قابل دسترس است، تا حدود 3000mpc ، یعنی تا فاصله‌ای حدود 10 بیلیون سال نوری گسترده است. این فاصله 10 بیلیون سال نوری مقیاس مشخصه جهان را نشان می‌دهد. اجرام در مقیاس بزرگ ، بطور مناسب بر حسب جرم خورشید (بعنوان یک واحد) مشخص می‌شوند.

جرم عالم

جرم تخمین زده شده کل جهان قابل مشهده چقدر است؟ تعداد کهکشانهای قابل مشاهده جهان ، باید چیزی حدود 10⁹ تا 10¹⁰ باشد. این تخمین، ماده دیده نشده را که ممکن است به صورت غیر مرئی جود داشته باشند شامل نمی‌شود. عقاید ستاره شناسان در مورد میزان ماده دیده نشده ، بسیار متفاوت است. برخی بر این گمانند که مقدار فوق ، نسبتا کوچک است و برخی دیگر ، جرم آنرا تا حدود 100 برابر جرم کهکشانهای قابل مشاهده می‌دانند که به حدود 10²³0 M برای ماده موجود تا فاصله 10 بیلیون سال نوری از ما بالغ می‌شود.

واحدهای زمانی کیهان شناسی

ثانیه و سال ، واحدهایی از زمان هستند که اغلب در کیهان شناسی مور استفاده قرار می‌گیرند قابل ملاحظه‌ای دارد و هیچ واحد خاص و یگانه‌ای برای تمام آنها مناسب نیست. دوره تناوب تپنده‌ها و مدت زمانی رویداد فورانهای پرتو ایکس و پرتو گاما ، فواصل زمانی در مقیاس حدود ثانیه یا کمتر دارد. انفجار ابرنواخترها نیز در مقیاسهای زمانی چند ده ثانیه رخ می‌دهد. طرف دیگر تاریخ تکاملی ستاره‌ای از گونه خورشید ، که در رشته اصلی آغاز می‌شود، گستره زمانی چند بیلیون ساله‌ای را می‌پوشاند.

اما در مورد کهکشانها می‌بینیم بسیاری از آنها دوره‌های چرخشی دهها یا حتی صدها میلیون ساله دارند و نمونه‌اش کهکشان ماست. مقیاسهای زمانی طولانی‌تر از این نیز در تحول کهکشانها وجود دارد. اگر چه فرآیندهای دقیق تشکیل و تحول کهکشانها هنوز بطور کامل و صحیح درک نشده ، اما گمان می‌رود کهکشانی که بطور عمده از ستارگان کم جرم - مثلا یک کهکشان بیضوی همچون M87 تشکیل شده باشد، بیش از 10 بیلیون سال عمر داشته باشد. آیا یک مقیاس زمانی مشخه‌ای وجود دارد که بتوان برای کل دنیا بکار برد؟ پاسخ این سؤال مثبت است و این زمان مشخصه ، احتمالا در محدوده 10 تا 15 بیلیون سال قرار دارد. برای درک مبنای این پاسخ ، نخست یک کشف بحرانی مهم را که مربوط به ادوین هابل است و مبنای پیشرفت کیهان شناسی جدید را فراهم کرد.

قانون هابل

ادوین هابل بوسیله تلسکوپهای 90 و 250 سانتیمتری در مونت ویلسون کالیفرنیا ، کهکشانها را بطور سیستماتیک و اصولی تا فاصله چند میلیون پارسک مورد تحقیق و بررسی قرار داد. اهداف این تحقیق عبارت بودند از:

مطالعه اشکال ساختمانی کهکشانها
تخمین تابندگی ظاهری کهکشانها
اندازه گیری انتقال به سمت قرمز طیف کهکشانها

نخستین تعیین انتقال به سمت قرمز کهکشانها قبلا توسط وی. ام. اسلیفر صورت گرفته بود، اما این موارد برای نمونه محدودتری از کهکشانهای درخشان نسبتا نزدیک انجام شده بود. بررسی هابل ، کار اسلیفر را به کهشکانهای کم نورتر دورتر تعمیم داد. اسلفر دریافته بود که خطوط طیف یک کهکشان ، بطور منظم در طول موجهای بلندتر وسیله‌ای است که هابل بوسیله آن قسمت اعظم کار خود بر روی انتقال به سمت قرمز سحابه‌ای را انجام داد (رصدخانه‌های هیل). نسبت به آنچه در آزمایشگاه مشاهده می‌شود جای دارند.

کشف اساسی هابل

کشف اساسی که هابل انجام دارد این بود که یک ارتباط آماری قوی بین تابندگی کهکشانها و انتقال به سمت قرمز آنها وجود دارد، به این معنی که هر قدر تابندگی کوچکتر و کمتر باشد، انتقال به سمت قرمز بزرگتر است. چون تابندگی کمتر به معنی فاصله بزرگتر است معنی کشف مذکور این است که انتقال به سمت قرمز کهکشانها ، بر حسب فاصله‌شان افزایش می‌یابد. آیا انتقال به سمت قرمز ، برای کهکشانهایی که از نمونه اول هابل دورتر باشند، باز هم افزایش می‌یابد؟ نمونه اول ، شامل کهکشانهای منفردی در حوزه دید بود.

برای تعمیم حوزه فاصله ، هابل توجه خود را به کهکشانهای درون خوشه‌ها معطوف کرد، زیرا کهکشانهای درخشنده‌تر در خوشه‌ها ، یکنواخت‌تر از کهکشانهای منفردند و به این طریق ، تفرق آماری بسیار کاهش می‌یافت. این یکنواختی ، امکان داد که نمونه کهکشانها در خوشه‌های دور ، از لحاظ تعداد ، کمتر از نمونه کهکشانهای حوزه دید باشد. یعنی شرطی که برای انجام کار ضروری است، زیرا کهکشانهای دورتر که اکنون مورد مطالعه و بررسی هستند، کم نوتر از کهکشانهای بررسیهای قبل هستند.

از این رو ، مشاهده آنها بسیار دشوارتر بود و هر یک به تعداد ساعات مشاهده بیشتری با هر تلسکوپ نیاز داشتند. کار فوق ، براستی آنقدر مورد توجه بود که فردی بنام میلتون هوماسون با هابل به همکاری پرداخت. هابل مسؤول تعیین تابندگی و هوماسون مسؤول تعیین انتقال به سمت قرمز بود. ویژگی خطی قانون هابل برای کهکشانهایی که انتقال به سمت قرمز آنها کمر از حدود 0.3 باشد، بخوبی تثبیت شده فرض می‌شود. این قبیل کهکشانها ، فواصلی تا حد 1500mpc دارند.

جهان در حال انبساط

قانون هابل ، لازم می‌دارد که کهکشان ما به قسمی قرار گرفته باشد که به استثنای چند همسایه مجاور معدود (با z های منفی بسیار کوچک) تمام کهکشانهای دیگر در حال فرار از ما باشند. در وهله اول به نظر می‌رسد که باید موقعیت خاصی در کیهان داشته باشیم، به این صورت که ما در یک مرکز مرجح قرار داریم. اما اندک تفکری نشان می‌دهد که چنین نتیجه گیری خطاست. اگر تصور کنیم که در روی کهشکان دیگری قرار می‌داشتیم، دقیقا همین تصویر بزرگ مقیاس را می‌دیدم؛ کهکشانهای دیگر نیز باید از cz = Hd تبعیت کنند که در آن d , z از نقطه ممتاز جدید ما اندازه گیری می‌شوند. این جنبه ، یک ویژگی مهم جهان است که به همگنی معروف است. قانون هابل ، به موقعیت ممتازی برای ناظر احتیاج ندارد. دو مثال زیر ، این حقیقت که قانون هابل ، موقعیت ممتازی برای ناظر نمی طلبد را روشن می‌کند.

مثال نخست

یک بادکنک پلاستیکی در حال باد شدن است. فرض کنید نقاطی بعنوان نشانه بر روی بادکنک وجود داشته باشد. هیچ نقطه‌ای موقعیت ارجحی ندارد. با این وصف ، در اثر منبسط شدن بادکنک ، تمام نقاط یکدیگر دور می‌شوند.

مثال دوم

یک شبکه سیمی مکعب شکل فلزی را در نظر بگیرید که در یک کوره ، حرارت می بیند. سیمها در اثر گرم شدن ، انبساط طولی پیدا می‌کنند و موجب می‌شوند که تمام نقاط شبکه از یکدیگر دور شوند. در اینجا نیز هیچ نقطه‌ ارجح خاصی در شبکه وجود ندارد (اگر چه ممکن است نقاط داخل شبکه را از نقاط مرزی آن متفاوت بدانیم) اما با بزرگ و بزرگتر کردن شبکه ، نسبیت این قبیل نقاط مرزی کاهش می‌یابد. وقتی شبکه بینهایت بزرگ شود، حتی این تمایز بین نقاط داخلی و نقاط مرزی نیز از بین می‌رود.

مثال اول ، مشابه مدلهای محدود بسته جهان است. اما مورد دوم ، مانند مدلهای نامحدود باز است. در اینجا می‌توانیم همچون مورد سیمهای گرم شده ، تصور کنیم فضایی که این کهکشانها در آن قرار داده شده‌اند منبسط شده و موجب می‌شود که فواصل بین کهکشانی بطور یکنواخت افزایش می‌یابد. این قاعده کلی که تمام فواصل بین کهکشانها به یک نسبت با گذشت زمان تغییر می‌کنند، اغلب تحت عنوان انبساط جهان یاد می شود.

تقارنهای جهان

قانون هابل ، برای ناظر واقع در هر کهکشان صادق است. اعتقاد دانشمندان بر این است که این ویژگی همگنی جهان ، به مفهوم کلی‌تری که در زیر شرح داده می شود اعمال می‌گردد: می‌توان موقعیت یک فرد در فضا را ، صرفا از روی جزئیات موضعی و نه از روی ساختمان بزرگ مقیاس جهان ، مشخص کرد. البته این عقیده را نمی‌توان از طریق آزمایش تجربی ثابت کرد، زیرا در عمل نمی‌توانیم موقعیت خود در فضا را به میزان قابل توجهی تغییر دهیم. لیکن می‌توان گفت که این مطلب ، با هیچ جنبه‌ای از مشاهدات ما ناسازگاری ندارد. چگونه یک مشاهده ممکن است با همگنی ناساگار باشد؟ همگنی در یک مقیاس بزرگ ، موضوعی است که ستاره شناسان آن را از سر ایمان و اعتقاد قبول دارند. جهان در مقیاسی بزرگ نسبت به کهکشان خود ما، همسان است.

هنگامی که موقعیت نزدیکترین و درخشنده ترین کهکشانها روی کره سماوی ترسیم شود (مثلا کهکشانهای موجود در فهرست عمومی جدید)، در می‌یابیم که این توزیع هم در مناطق مجاور در آسمان و هم مناطق کاملا مجزای آسمان ، غیر یکنواخت است. ترسیمه‌ای مشابه این ، تا حد قدرهای کم نور و کم نورتر هنوز در روی مناطق کوچک و مجاور ، غیر یکنواخت است. و دلیل آن خوشه بندی است، اما هنگامی که این غیر یکنواختیهای موضعی هموار شوند، توزیع در پهنه کل آسمان بطور فزاینده‌ای یکنواخت می‌شود. در حوزه دید قویترین تلسکوپها ، این توزیع بسیار یکنواخت است. آنطور که از کهکشان ما دیده می‌شود، برای جهان در مقیاس بزرگ ، هیچ جهت مرجحی وجود ندارد. این وضعیت برای ما همسان به نظر می‌رسد.

ناظران کهکشانهای دیگر

آیا ناظری که در کهکشان دیگری باشد، نتیجه مشابهی را خواهد یافت؟ هیچ راهی وجود ندارد که از آن طریق بتوانیم این سؤال را مستقیما از روی مشاهده و رصد پاسخ دهیم. برخلاف وضعیت امور در زمان قبل از کپرنیک که مردم از این تصور خوشحال بودند که زمین یک موقعیت مرکزی را نسبت به جهان اشغال کرده است، دانشمندان امروز این نقطه نظر را ناخوشایند یافته‌اند. این مسأله که خصوصیات بزرگ مقیاس جهان فقط نسبت به ما همسان باشند، به نظر دانشمندان حاضر مضحک می‌آید. در اصل ، چنین حکم می‌کنیم که ناظران واقع در هر کهکشان دیگر نیز شاهد این همسانی خواهند بود. در این حالت می‌توان بطور ریاضی ثابت کرد که جهان باید در مقیاس بزرگ، همگن باشد؛ مقیاس بزرگتر از آنچه توسط مشاهدات بحث شده ، تضمین می‌شود.

ویژگیهای بزرگ مقیاس همگنی و همسانی بطور عمده‌ای ساختمان مدلهای ریاضی جهان را ساده می‌کند. چنین می‌گوییم که اینگونه مدلها تابع اصل کیهانشناختی هستند. کهکشانها بر طبق قانون هابل به یکدیگر مرتبط هستند. اثر قانون هابل ، همراه با همگنی و همسانی ، این است که زمانهای ویژه اندازه گیری شده توسط تمام ناظران کهکشانی را در یک سیستم زمان جهانی که مشابه زمان نیوتنی است با یکدیگر هماهنگ و همزمان می‌کند. این ساده سازی مهم مدلهای کیهان شناسی ، به این صورت عنوان می‌شود.

مباحث مرتبط با عنوان

تعداد بازدید ها: 22435