اندازه‌گیری کیهان

فاطمه عسگری

کارشناسی ارشد فیزیک، علاقمند به کیهان‌شناسی و سیاه‌چاله‌ها

در قرن پیش کیهان‌شناسان یک داستان حماسی  از یک کیهان گسترده‌ی غیرقابل تصور خلق کرده‌اند که میلیاردها سال پیش با یک مه‌بانگ (بیگ بنگ) آغاز شده است. اما آیا می‌توانیم مطمئن باشیم که آنها درست فهمیده اند؟

“استورات کلارک” دانش کیهان‌شناسی ما را با فراهم آوردن یک مرور اساسی از آنچه ما فکر می‌کنیم درباره‌ی آمار اساسی کیهان می‌دانیم – و اینکه کجاها نیاز به کار دارد، بررسی می‌کند.

کیهان چند سال دارد؟

یک قرن پیش، اگر از یک کیهان‌شناس سن کیهان را می‌پرسیدید، پاسخی که دریافت می‌کردید بی نهایت بود. این پاسخ یک روش زیبا برای گریز از پرسش چگونگی شکل‌گیری آن بود و ایده‌اش تا سال 1917 که آلبرت اینشتین مدل جهان ایستای خودش را به واسطه‌ی نسبیتِ عام ارائه کرد، تقدیس شده بود.

نسبیت عام گرانش را به عنوان نیرویی که کیهان را شکل می‌دهد،  نتیجه‌ی انحنایی که جرم به بافت فضا – زمان می‌دهد، توصیف می‌کند. در اواسط دهه‌ی 1920 اخترفیزیکدان، جورج لمتر، نشان داد که طبق نظریه‌ی وی، جهان ایستا نبود بلکه گسترده می‌شد – و بنابراین در گذشته کوچک‌تر بوده است.

ایده‌ی لمتر مبنی بر اینکه هر چیز که وجود دارد زمانی محدود به یک اتم بوده است در دهه‌ی 1960 زمانی که منجمان قدیمی‌ترین نور در کیهان یعنی تابش ریزموج زمینه‌ی کیهانی را کشف کردند متحول شد. این کشف نشان داد که همه چیز از یک حالتِ داغ و چگال آغاز شده است: انفجار بزرگ (بیگ بنگ).

این روزها، بیشتر کیهان‌شناسان مطمئن هستند که این اتفاق 13.8 میلیارد پیش رخ داده است. این تصور بر اساس تخمین‌هایی از گسترش کیهان است. مقداری عدم قطعیت وجود دارد زیرا روش‌های تخمین نرخ انبساط مقادیر متفاوتی به دست می‌دهند. گستره‌ی سن ممکن برای کیهان بین 12 تا 14.5 میلیارد سال است.

ما می‌توانیم با قدیمی‌ترین ستاره‌ای که می‌شناسیم بررسی مجدد کنیم. روشن است که HD 140283، که به ستاره‌ی Methuselah مشهور است، ستاره‌ای باستانی است زیرا تقریباً به طور کامل از هیدروژن و هلیوم ساخته شده است که عناصر غالب موجود بعد از انفجار بزرگ (بیگ بنگ) بوده‌اند. اکنون، منجمان اعتقاد دارند این ستاره 14.46 میلیارد سال سن دارد- 0.8 میلیارد سال کمتر یا بیشتر. که با این عدد می‌تواند کمی از کیهان پیرتر باشد.

اما حقیقت این است که سن پیرترین ستاره‌ای که می‌توانیم بیابیم بسیار نزدیک به تخمین سن کیهانی است که مدل استاندارد کیهان‌شناسی پیشنهاد می‌دهد – مدل نسبیت عامی ما از چگونگی تکامل کیهان، که این تخمین ها را برآورد می‌کند – ایمن است. در اینکه کیهان چه مدت وجود داشته است واقعاً شکی نیست. در مورد سایر خصوصیات کیهان، نمی‌توانیم مطمئن باشیم.

کیهان چقدر بزرگ است؟

برای مدت طولانی به آسمان خیره می‌شوید و تأمل می‌کنید که کل کیهان تا کجا گسترش یافته است. در طول تاریخ بشر به مدت زیادی، به طور متداول فکر می‌کردند که کیهان از زمین و ستارگان اطرافش جدا شده است- نوعی سرزمین بدون انسان بین ما و بهشت. با این حال از انقلاب علمی در قرن هفدهم، منجمان روش‌های گوناگونی را برای اندازه‌گیری فاصله تا  اجرام سماوی ارائه کرده‌اند.

این روش‌ها در مجموع به نام نردبان فاصله‌‌های کیهانی معروف هستند. جیمز شومبرت از دانشگاه اورگان می‌گوید ” اساساً این روش امری خودآفرین است.” هر قسمت از نردبان روی زیری ساخته می‌شود تا در نهایت شما به اجرام به اندازه‌ی کافی روشنی می‌رسید که در بزرگ‌ترین مقیاس‌های کیهانی دیده می‌شوند: کهکشان‌ها و ستارگان در حال انفجار که ابرنواختر (سوپرنوا) نامیده می‌شوند.

تورم کیهانی کیهانی دلالت می‌کند که کیهان بسیار بزرگ‌تر از آنچه ما می‌توانیم ببینیم است.

این بدین معنا ست که ما می‌توانیم کیهان را در تمامیتش اندازه‌گیری کنیم یا حداقل می‌توانیم سعی کنیم. دورترین کهکشان شناخته شده GN-z11 است. نور آن 13.4 میلیارد سال طول می‌کشد تا به ما برسد- به اندازه بیشتر عمر کیهان. در آن زمان، فضا – زمان گسترش یافته است. با توجه به سرعت گسترش ارائه شده در  مدل استاندارد، احتمالاً این کهکشان اکنون از ما 32 میلیارد سال نوری دور می‌باشد. با مقایسه با کل کیهان قابل مشاهده، منجمان تخمین زده‌اند که کیهان قطری معادل با 93 میلیارد سال نوری یا تقریباً 26^10  متر (100 میلیون میلیارد میلیارد کیلومتر) دارد. اما این فقط فاصله‌ی دورترین چیزهایی است که ما می‌توانیم ببینیم. تونی پادیلا از دانشگاه ناتینگهام انگلستان می‌گوید: ” شما   متر پیاده‌روی نمی‌کنید و سپس به دیوار آجری نمی‌رسید. جهان فراتر از آن است.”

ما نمی‌توانیم گذشته‌ی این افق کیهانی را ببینیم. در عوض، بر اساس آنچه مدل استاندارد می‌گوید نتیجه‌گیری می‌کنیم. بسیاری از کیهان‌شناسان اعتقاد دارند که بلافاصله پس از انفجار بزرگ (بیگ بنگ) کیهان دستخوش  یک انبساط به صورت نمایی شده است که به تورم کیهانی معروف است. این موضوع بهترین روش برای مشاهدات مستقیم ما از یک کیهان تخت و یکنواخت در بزرگ‌ترین مقیاس‌ها با انفجار بزرگ می باشد زیرا نظریه‌ی کوانتوم به ما می‌گوید که نوسانات انرژی خیلی کوچک در مکان‌های تصادفی (رندوم) توزیع ناهمواری از ماده بوجود آورده است.

همچنین تورم دلالت بر کیهانی خیلی بزرگ‌تر از آنچه ما می‌توانیم ببینیم دارد. با اینکه تصور می‌شد میدان تورمی قدرت گرفته، در برخی نقاط از جمله منطقه‌ی ما در کیهان متوقف شده است، اما روند تازه‌ای از تورم را در جاهای دیگر ادامه داده است. پادیلا می‌گوید: ” شما در این سناریوها [ تورم ابدی ] حقیقتاً کیهان بزرگی را می‌یابید، منظورم فقط مقیاس‌های فوق العاده بزرگ است.”

اینکه قسمتی از کیهان ما هستند یا جدا هستند، موضوعی مربوط به دیدگاه است. واضح است که برای درک اندازه‌ی کیهان فراتر از افق کیهانی به یک تصویر بهتر از لحظات اولیه‌ی کیهان نیاز داریم.

سرعت گسترش کیهان چقدر است؟

فضا-زمان در تمام زمان‌ها در حال گسترش یافتن است، مانند خمیر که در فر بزرگ می‌شود. اثبات مشاهده‌ای این موضوع در سال 192۹ ارائه شد. یعنی زمانی که ادوین هابل منجم نشان داد که کهکشان‌های دور دست با سرعت در حال دور شدن از کهکشان ما هستند. ما حتی توانسته‌ایم  نرخ گسترش را بسنجیم، به طوری که سرعتی که در آن هر میلیون پارسک از فضا در هرثانیه گسترش می‌یابد را، به وسیله‌ی اندازه‌گیری فاصله با کهکشان‌های متعدد، و این فاصله‌ها با انتقال به سرخ‌شان مقایسه گردید- گستره‌ای که نور هر کهکشان که توسط آن گسیل می‌گردد، در نتیجه‌ی گسترش کیهان، طول موج آن کشیده می‌شود.

در ابتدای دهه‌ی 2000 ، تلسکوپ فضایی هابل نشان داد که نرخ گسترش فعلی نزدیک 75 کیلومتر بر ثانیه در هر مگاپارسک است. کیهان شناسان فکر کردند که این نرخ انبساط را با موفقیت تعیین کرده‌اند. چیزی که باقی مانده بود اندازه‌گیری این بود که چقدر این نرخ هنگامی که کشش گرانشی تمام ماده‌ی کیهانی و انرژی برای کشیدن چیزها به سمت یکدیگر تلاش می‌کنند کاهش می‌یابد. وقتی پاسخ مشخص شد، همه چیز را بر هم زد.

 

در دهه‌ی 1990 متوجه شدیم که سرعت انبساط به هیچ وجه کم نمی‌شود. بلکه برعکس در حال افزایش است –  و هیچ چیز در فیزیک نوین نمی‌تواند آن را توضیح دهد. تنها چیزی که احتمالاً مناسب بود فاکتور به دردنخوری بود که اینشتین هنگامی که فکر می‌کرد کیهان ثابت است از معادلات نسبیت عام خود نتیجه گرفته بود. در گذر زمان، این “ثابت کیهانی” می‌توانست کاهشِ شتاب را معکوس کند و به یک انبساط شتابدار (شتاب مثبت) نیرو ببخشد.  این‌جا لحظه‌ی تولد انرژی تاریک بود، یک افزودنی مرموز به مدل استاندارد کیهان‌شناسی که هنوز هم از شناخته شدن فرار می‌کند.

 

معما در سال 2013 هنگامی بغرنج شد که ماهواره‌ی پلانک از آژانس فضایی اروپا دقیق‌ترین نقشه‌ی تابش پس زمینه‌ی ریزموج کیهانی تا آن زمان را تهیه کرد. با اضافه کردن آن داده‌ها به مدل استاندارد و کشیدن ساعت به جلو، محققان محاسبه کردند که کیهان باید با نرخ 68 کیلومتر بر ثانیه در هر مگاپارسک منبسط شود که آهسته‌تر از نرخی ست که ما از ابرنواخترها به دست آورده‌ایم.

برای هم‌ترازی این دو مقدار، فیزیکدان‌ها فقط برای دیدن رشد این اختلاف،  محاسبات‌شان را تصحیح کردند و منابع خطای احتمالی را بهتر ارزیابی کردند. تنش (Tension) به این معناست که مدل استاندارد کیهان‌شناسی از توصیف آن‌چه مشاهده می‌کنیم ناتوان است. اکنون برخی کیهان‌شناسان این سؤال را مطرح کرده‌اند که شاید نسبیت عام به عنوان سنگ بنای مدل نیاز به تنظیم مجدد دارد.

مطمئناً اصلاحیه‌ای وجود دارد. تسا بیکر، یک کیهان‌شناس در دانشگاه کوئین ماری لندن، می‌گوید که اگرچه آزمایش گرانش در عرض منظومه‌ی شمسی و در سایر موقعیت‌های خاص به طور غیرعادی دقیق است، هنوز محدوده‌ی وسیعی برای گرانش وجود داردکه به صورت متفاوتی از آنچه اینشتین در بزرگ‌ترین مقیاس‌های کیهانی پیش‌بینی کرده بود کار کند. او می‌گوید : ” مرزهای تجربی که ما درباره‌ی گرانش در مقیاس‌های فاصله‌ای مگاپارسکی یا فراتر از آن داریم واقعا ضعیف هستند. او اضافه کرد که قدرت گرانش در این فواصل به‌طور قابل قبولی باید بین 10 تا 20 درصد قوی‌تر باشد.

به طور طبیعی، نظریه‌پردازان روزگار شگفت انگیزی دارند. اما کریس وان دن بروک، فیزیکدانی در مؤسسه‌ی ملی فیزیک زیراتمی آمستردام هلند هنوز حاضر نیست ناقوس مرگ مدل استاندارد را به صدا درآورد. او می‌گوید: ” تنش وجود دارد، ولی هنوز مطمئن نیستم که ما باید وحشت کنیم.”

کیهان چقدر سنگین است؟

محاسبه‌ی اینکه چقدر ماده در کیهان موجود است، مدت‌هاست کیهان‌شناسان را درگیر خود کرده، زیرا به نظر می‌رسد که بخش بسیاری از آن غیرقابل مشاهده است.

ماده‌ی تاریک را در نظر بگیرید. به این نام خوانده می‌شود چون با نور هیچ برهمکنشی ندارد. این منبع مرموز جرم برای توضیح اینکه کهکشان‌ها و خوشه‌های کهکشانی کنار هم نگه داشته شوند زمانی که به‌کار گرفته شد که متوجه شدیم که کشش جرم مرئی معمولی به تنهایی برای انجام این کار کافی نیست. از آن زمان ماده‌ی تاریک به جزء حیاتی مدل استاندارد تبدیل شده است، گرانشی مخفی آن ساختار کیهان را شکل می‌دهد.

ما هنوز ماده‌ی تاریک را آشکارسازی نکرده‌ایم. با این حال با نگاه کردن به الگوی نوسانات دمایی در تابش پس‌زمینه‌ی ریزموج کیهانی، که نشان دهنده‌ی تعامل جرم و انرژی در کیهان اولیه است، فیزیکدانان قادرند فراوانی ماده تاریک را در مقایسه با جرم معمولی تخمین بزنند. نتیجه این است که ماده‌ی تاریک 5 به 1 از ماده‌ی عادی سنگین‌تر است.کیهان تقریباً 5 درصد ماده‌ی معمولی، 27 درصد ماده‌ی تاریک و 68 درصد انرژی تاریک است – که شکل اسرارآمیز دیگری از انرژی/جرم است.

با این حال، اخیراً معمایی از اندازه‌گیری‌های میزان تجمع کهکشان‌ها کنار یکدیگر در مقیاس 8 کیلوپارسک پدیدار شده‌ است. مقدار این کمیت، معروف به سیگما-8، به مقدار جرم موجود در کیهان بستگی دارد زیرا گرانشی است که از این جرمی که خوشه‌ها را به یکدیگر می‌کشد نتیجه می‌شود. ما می‌توانیم آن را بر پایه‌ی مشاهدات‌مان اندازه بگیریم یا برپایه‌ی مدل استاندارد پیش‌بینی کنیم. دوباره، اندازه‌گیری دقیق اختلاف به وجود می‌آورد.

اندازه‌گیری‌های اخیر نشان می‌دهد  نسبت به آنچه انتظار می‌رفت ماده‌ی کمتری در کیهان وجود دارد.

با به‌کارگیری نسبت‌های منتشر شده از انواع مختلف مواد و رفتار گرانش آنگونه که در نسبیت عام توصیف شد، مدل استاندارد پیش‌بینی می‌کند که سیگما-8 باید 0.81 باشد. اما هنگامی که هنریک هیلبرانت در دانشگاه روهر بوخوم، آلمان و همکارانش این مقدار را در سال 2017 اندازه‌گیری کردند، پاسخ دیگری را به دست آوردند. او و تیمش از تکنیکی استفاده کردند که همگرایی گرانشی ضعیف نامیده می‌شود که محدوده‌ای را اندازه‌گیری می‌کند که در آن نور آمده از کهکشان‌های دوردست توسط اجرام سنگین بین ما و آنها منحرف می‌شود.‌ مقدار آنها برای پارامتر سیگما-8 ،عدد ‌0.74 به‌دست آمد که پیشنهاد می‌کرد ماده‌ی موجود در کیهان کمتر از چیزی است که ما با استفاده از مدل استاندارد پیش‌بینی می‌کنیم.

رصدخانه‌های آینده مانند رصدخانه‌ی ورا روبین که زمین‌پایه است (روی زمین) و مأموریت Euclid آژانس فضایی اروپا (ESA) برنامه‌ریزی می‌شوند تا زمانی را برای تصحیح این اندازه‌گیری اختصاص دهند. ‌اگر اختلاف باقی‌ بماند نیاز به توضیح خواهد‌‌‌‌ داشت. اگر نتواند توضیح‌ داده ‌شود، دلیل دیگری وجود دارد که مدل کیهان‌شناسی استاندارد ما به یک بازبینی اساسی نیاز دارد.

کیهان چه شکلی دارد؟

وقتی کیهان‌شناسان درباره‌ی هندسه‌ی کیهان صحبت می‌کنند در واقع به شکل کلی فضا-زمان اشاره می‌نمایند. در کیهان در حال انبساطِ ما، به طور اساسی دو امکان وجود دارد. اگر گرانش تولید شده توسط تمام جرم قوی‌تر از انبساط باشد، بلافاصله همه چیز را به سمت یکدیگر می‌کشد. در این حالت، ما در یک کیهان “بسته” یا کروی زندگی می‌کنیم. اگر هر آنچه که باعث انبساط است بر گرانش غلبه کند، بنابراین یک انبساط همیشگی یا یک کیهان “باز” داریم که شبیه یک زین است (در زیر به عکس خطوط کیهانی نگاه کنید).

با این حال کیهان به طور جالبی بین این دو انتخاب به تعادل رسیده است. نظریه‌ی‌ تورم کیهانی به وسیله‌ی تصحیح درک ما از انحناء کلی، به توضیح این شانس نادر کمک می‌کند. به‌طورسرسختانه‌ای ایده‌ی مدل استاندارد کیهانی این است که ما در یک کیهان مسطح زندگی می‌کنیم. با این حال سوءظن‌هایی وجود دارد.

الکساندرو میلچیوری در دانشگاه ساپینزا در رم، ایتالیا، عضو تیمی است که آخرین داده‌های مأموریت پلانک را تحلیل کردند. این ماهواره افت‌وخیزهای دماییِ تابش پس‌زمینه کیهانی را با بیشترین سطح دقت تا به امروز اندازه‌گیری کرد. چیزی که محققان تحلیل کردند محدوده‌ای بود که تابش ریزموج کیهانی توسط فرآیند همگرایی ضعیف گرانشی زمانی که به سمت ما سفر می‌کند، منحرف می‌شود. آنها همگرایی نوری بیشتری از آنچه مدل استاندارد کیهانی پیش‌بینی کرده بود کشف کردند- مگراینکه فرض یک کیهان مسطح را حذف کنید. میلچیوری می‌گوید : ” اگر یک مدل مناسب به‌کار بگیرید و اجازه دهید که انحناها تغییر کند، می‌بینید که بهترین راه‌حل یک کیهان بسته با ماده‌ی تاریک بسیار است.”

اما همانگونه که میلچیوری و همکارانش در یک مطالعه‌ی بعدی در اوایل این سال نشان دادند، یک کیهان بسته‌ عدم توافق‌های مدل کیهان‌شناسی را که در سایر جاها دیده می‌شود را تشدید می‌کند، مخصوصاً این حقیقت که به نظر می‌رسد باید کیهان، سریع‌تر از آن‌چه پیش‌بینی شده منبسط می‌شود. اگر کیهان به جای اینکه مسطح باشد کروی باشد، توضیح دادن آن حتی سخت‌تر می‌شود.

تقریباً تمام اندازه‌گیری‌های دیگر ما نشان می‌دهد که کیهان تخت است. امکان دارد که این آخرین مشاهده یک اتفاق آماری باشد که با نقشه‌برداری‌های کیهانی جدید که توسط تلسکوپ ورا روبین یا ماهواره‌ی Euclid صورت می‌گیرد از بین برود.

بنابراین، اگر اینگونه نباشد، بهترین روش پیشرفت، استخراج داده‌های بهتر درباره‌ی ذاتِ واقعیِ انفجار بزرگ و تورم کیهانی است. اینجا جایی‌ست که امواج گرانشی وارد می‌شود. امواج گرانشی به عنوان بهترین نتیجه‌ی برخوردهای بین سیاهچاله‌های دور به صورت موج در فضا – زمان حرکت می‌کنند که اگر بتوانیم هر کدام را که از دورترین نقطه‌ی قابل دسترس کیهان به رسیده است آشکارسازی کنیم، می توانند پنجره‌ای به سوی کیهان اولیه باز کنند. وان دن بروک می‌‌گوید : “تعدادی از مکانیسم‌های [کیهانی] وجود دارد که می‌تواند باعث شده باشد که تشعشعی از تابش گرانشی در کسری از ثانیه بعد از انفجار بزرگ به وجود آید – مکانیزم‌هایی شبیه تورم.”

امواج گرانشی نخستین در کیهان امروز به صورت موج زمینه نمایان خواهند شد که از همه سو دریافت می‌شوند. آن‌ها از این نظر متمایز هستند که طول موجی بلندتر از طول موجی دارند که ما از برخورد سیاهچاله‌ها آشکارسازی نموده‌ایم. از انبساط کیهان ممنونیم. بهترین آشکارسازهای موج گرانشی زمین پایه‌ی ما در فرکانس‌های بسیار بالاتر از حد لازم برای دیدن آنها عمل می‌کند. اما  آشکارساز فضا پایه‌ی طراحی شده توسط آژانس فضایی اروپا، آنتن تداخل سنج لیزری فضایی (LISA) می تواند در فرکانس‌های پایین هم عمل کند.

پادیلا می‌گوید : ” اگر ما همچنین بتوانیم امواج گرانشی قدیمی را ببینیم واقعاً هیجان انگیز است.” ” سپس ما واقعاً شروع به یادگیری بیشتر درباره‌ی کیهان می‌کنیم.” شاید مهم‌تر از همه یاد بگیریم که آیا به راستی تورم اتفاق افتاده است یا نه؟ – و بعد از همه‌ی اینها آیا کیهان مسطح است یا نه؟

چند کیهان وجود دارد؟

همانطور که قبلاً ذکر شد هنگامی که کیهان‌شناسان با تورم کیهانی مواجه شدند، یعنی این ایده که کیهان اولیه در یک لحظه به‌طور نمایی متورم شده است، آنها به سرعت متوجه شدند که ممکن است بیشتر از آنچه بر آن توافق کرده‌اند به‌دست آورده‌ باشند. پادیلا می‌گوید : تورم می‌گوید : ” تورم می‌تواند در هر مکان و زمانی در فضا اتفاق افتاده باشد.” ” سال‌ها قبل این اتفاق در بخشی از کیهان ما اتفاق افتاده است و گوشه‌‌ای از کیهان را بسیار بزرگ کرده است اما آنجا می‌توانند قسمت‌های متفاوت کیهان باشند که هنوز در حال پیشروی هستند.”

این سناریو، معروف به تورم ابدی، پانتئونی از کیهان‌های “حبابی” تولید کرد که همگی با هم در تمام زمان‌ها دور هم جمع شده و تکثیر یافته‌اند. به چندجهانی تورمی خوش آمدید. هیچ راهی برای اندازه‌گیری یا مشاهده‌ی آن وجود ندارد زیرا تمام کیهان‌های حبابی که آن را شامل می‌شود خارج از محدوده‌های کیهان قابل مشاهده‌ی ما قرار دارد. در عوض، بسیاری از کیهان‌شناسان متقاعد شده‌اند که آن چندجهانی وجود دارد زیرا این نظریه نتیجه‌ی دو نظریه‌ی منطقی تورم و مکانیک کوانتومی است که ثابت شده است در درجات مختلف معتبر هستند.

عدم توانایی در دیدن آنها از حدس و گمان مردم درباره‌ی اینکه چند کیهان‌ ممکن است وجود داشته باشد و حاوی چه چیزهایی هستند جلوگیری نکرده است.

با چندجهانی تورمی استاندارد، تعداد کیهان‌ها بی‌پایان است. در هر یک می‌تواند چیزهای کاملاً متفاوتی از کیهانی که ما می‌شناسیم وجود داشته باشد. این ایده‌ی انتخاب و ترکیبِ کیهانی ناشی از تلاش برای توضیح گرانش به همان شیوه سه نیروی دیگر طبیعت به عنوان یک نیروی کوانتومی است. نظریه‌های ریسمانی، ذرات نقطه مانند معمول را با ریسمان‌های خیلی کوچک در حال نوسان جایگزین می‌کنند که در ابعاد بالاتر – به صورت عادی 10 یا 11 بعد، بسته به نسخه‌ی ترجیحی شما – و یک چشم انداز گسترده‌ی حداقل 500^10 تایی از احتمال‌های متفاوت برای چگونگی رخداد فیزیکی که ممکن است در حباب‌های بی‌شمار چندجهانی تورمی دیده می‌شود پیش‌بینی می‌کنند. هر کدام از این جهان‌ها قوانین فیزیکی متفاوت و مقادیر متفاوت برای ثوابت طبیعت دارند.

یا شاید هم تنها یک کیهان دیگر وجود دارد و ما قبلاً سند قابل لمسی از وجود آن ‌را دیده‌ایم. در سال 2016 آنتن گذرای ضربه‌ای قطب جنوب (ANITA) ذره‌ای با انرژی بالا را آشکارسازی کرد که به ‌جای وارد شدن از فضا از طرف زمین ظاهر می‌شد. دو سال بعدتر، دومین کشف حاصل شد. یک توضیح این است که احتمال دارد ذره از یک کیهان موازی امده باشد که هم‌زمان با کیهان ما به وجود آمده است اما در زمان رو به عقب سفر می‌کند.

چه زمانی کیهان به پایان می‌رسد؟

قبل از کشف انرژی تاریک، نیروی مرموزی که تصور می‌شد فضا – زمان را از هم جدا می‌کند، آینده‌ی کیهان به هندسه ربط داشت. یا کیهان بسته بود و به صورت یک “رمبش بزرگ” در خودش فرو می‌ریخت یا باز بود و تا ابد منبسط می‌شد. با این حال امروزه، مدل استاندارد کیهان‌شناسی فرض می‌کند که ما در یک کیهان مسطح زندگی می‌کنیم که به صورت ابدی منبسط خواهد شد.

اگر انرژی تاریک چیزی عجیب‌تر از یک ثابت کیهان‌شناسی نباشد، معنی آن این است که در طی زمان نوسان ندارد، پس انبساط کیهان در نهایت خودش یک ثابت می‌شود که خوشه‌های کهکشانی را از یکدیگر دور می‌کند. بیکر می‌گوید : ” ما تقریباً در کیهان تنها رها خواهیم شد”. در این سناریو که گاهی مرگ گرمایی کیهان یا یخ‌زدگی بزرگ خوانده می‌شود، تمام ستارگان در نهایت می‌میرند، سیاهچاله‌ها بزرگ‌تر می‌شوند و ماده‌ی باقی‌مانده در کیهان تمایل دارد تا با دمای یکسانی پخش شود. با هیچ اختلافی در دما، انرژی نمی‌تواند شارش داشته باشد و به‌ تدریج کیهان وارد نوعی از پیرکیهانی می‌شود که در آن به هیچ وجه هیچ اتفاقی نمی‌افتد.

گزینه‌ی دیگر گسستِ بزرگ است. در این گزینه انرژی تاریک به بزرگ‌تر شدن ادامه می‌دهد و انبساط کیهان شتاب می‌گیرد. بیکر می‌گوید : ” این خیلی هیجان انگیز است.” ” حتی اشیاء مقید گرانشی مانند کهکشان‌ها در نهایت از هم می‌پاشند”، زیرا انرژی تاریک بر گرانشی که اجرام سماوی را کنار یکدیگر نگه می‌دارد غلبه می‌کند.

اینکه کدام یک از این سناریوها درست است، تنها زمانی فاش می‌شود که طبیعت انرژی تاریک را بشناسیم. اما قبل از اینکه خیالتان آسوده شود که همه‌ در آینده‌ای دور اتفاق می‌افتد و نیازی به نگرانی شما نیست، یک راه وجود دارد که همین فردا کیهان به پایان برسد. این به ایده‌ای از نظریه‌ی ریسمان اتکاء دارد که یک چشم‌انداز وسیع از کیهان‌هایی با قوانین متفاوت وجود دارد. در این‌صورت‌، کیهان ما می‌تواند حقه‌ای کوانتومی به‌کار بگیرد که تونل‌زنی نامیده می‌شود که در آن به‌طور ناگهانی از خودش به کیهانی با خصوصیات متفاوت گذار کند. ثوابت طبیعت و شاید حتی قوانین فیزیکی چیزی خواهد بود که شبیه آنچه ما می‌شناسیم نیست.

حداقل برای گفتن ایده‌آل نیست، زیرا ساختار اتم‌ها به تعادل شکننده‌ی بین نیروهای طبیعت تکیه دارد. آن‌را بهم بزنید و اتم‌هایی که همه چیز را ساخته‌اند در چشم بهم‌زدنی متلاشی می‌شوند. بیکر می‌گوید : “اگر ما متحمل یکی از این فازهای گذار در ساعت چای فردا بشویم، شما به سختی متوجه آن خواهید شد. چشم برهم بزنید و تمام آن اتفاق خواهد افتاد.”

سؤال نهایی برای کیهان‌شناسان احتمالاً این خواهد بود که اگر مدل استاندارد موردعلاقه‌ی آنها درست باشد آیا قبل از علامت خاموشی کوانتومی متوجه آن می‌شوند یا نه؟ این پیوستار فضا – زمان را تماشا کنید.

منبع: New Scientist

به اشتراک بگذارید