|
|
آیا
انفجار بزرگ واقعا وجود داشته است؟
هرچقدر پژوهش ها در این مورد بیشتر میشود،
پنداره ها
نامطمئن تر و ناپایدارتر می شود. مثلا در حالیکه فاصله
ماه از زمین و یا تاریخ اولیه کره زمین را به خوبی می شناسیم،
با
توجه به این که فقط 400 سال از عمر تاریخ پژوهش های جدید گذشته است،
بسیار مشکل می توان به تاریخ میلیاردها ساله آغاز خلقت نظر انداخت.
فرضیه انبساط عالم به خودی خود کافی نیست که ما با اطمینان نتیجه
بگیریم که انفجار اولیه وجود داشته است. ولی در
اینجا یک نکته جالب توجه دیگر نیز به آن افزوده می شود: هرچه ما
بیشتر به عمق کیهان نظاره می کنیم در واقع بیشتر به عمق زمان گذشته
می نگریم. یک ستاره را که در فاصله 10 سال نوری قرار دارد به همان
صورتی می بینیم که 10 سال قبل بوده است. دورترین اجرامی را که
انسان می تواند با تلسکوپ های بزرگ نجومی نظاره کند کوازارها
هستند. (Quasar
مخفف عبارت نجومی
Quasistallar object
و عبارت است از عضوی از گروههای گوناگون ستاره مانند، که دارای
پرتوهای قرمز استثنایی می باشند و غالباً از خود فرکانسهای رادیویی
و نیز امواج نوری قابل دیدن منتشر می کنند.) آنها در واقع کهکشانه
های کاملا جوانی هستند که در مراحل اولیه شکل گیری به سر می برند.
حال اگر انسان نگاهش را در سمت دلخواهی به دورتر و بازهم دورتر
متوجه کند باید به مرزی
برسد که در آنجا آغاز خلقت را مشاهده کند و به عبارت دیگر آن گاز
داغ اولیه را ببیند که تمام کهکشانه ها،
ستارگان،
سیارات و موجودات از آن ایجاد شده اند. بنابراین می بایست پیرامون
ما را پیوسته نور درخشانی احاطه می کرد و آسمان
هم می بایست شب ها همچون روز روشن می شد،
اما این دیوار آتشین با سرعت زیادی از ما دور می شود، زیرا که عالم
لحظه به لحظه انبساط می یابد.
سرعت دورشدن به قدری زیاد است که نور این پوسته دارای طول موج
بلندتری می شود که ما آن را فقط به صورت تشعشعات و امواج رادیویی
دریافت می کنیم. دقیقا همین امواج هستند که اکنون کشف شده. امواج
مفروضی که از همه جهات به طور یکنواخت بر ما می تابند و به نام
تشعشعات پیشینه 3k
نامگذاری شده اند. وجود این پرتو ها را می توان با رادیو تلسکوپ ها
به سادگی اثبات کرد.
این تشعشعات تکیه گاهی مهم برای اثبات فرضیه انفجار اولیه می باشد.
عالم در ابتدا چگونه به نظر می آمد؟
آشکار است برای آگاهی از چگونگی اولین ثانیه ها و یا بهتر بگوییم
اولین اجزای ثانیه های پس از انفجار اولیه نباید از ستاره شناسان
پرسید بلکه در این مورد باید به فیزیکدان های متخصص در امر فیزیک
ذره ای مراجعه کرد که در مورد تشعشعات و ماده در شرایط کاملا سخت و
غیر عادی تحقیق و تجربه می کنند. تاریخ کیهان معمولا به 8 مقطع
کاملا متفاوت و غیر مساوی تقسیم می شود:
مرحله اول ( صفر تا 43- 10 ثانیه )
این مساله هنوز برایمان کاملا روشن نیست که در این اولین اجزای
ثانیه ها چه چیزی تبدیل به گلوله آتشینی شد که کیهان باید
بعدا از آن ایجاد گردد. هیچ معادله و یا فرمول های اندازه گیری
برای درجه حرارت بسیار بالا و غیر قابل تصوری که در این زمان حاکم
بود در دست نمی باشد.
مرحله دوم ( 43- 10 تا 32- 10 ثانیه)
اولین سنگ بناهای ماده مثلا کوارک ها و الکترون ها و پاد ذره های
آنها از برخورد پرتوها با یکدیگر به وجود می آیند. قسمتی از این
سنگ بناها دوباره با یکدیگر برخورد می کنند و به صورت تشعشع فرو می
پاشند. در لحظه های بسیار بسیار اولیه ذرات فوق سنگین
x
نیز می توانسته اند به وجود آمده باشند. این ذرات دارای این ویژگی
هستند که هنگام فروپاشی ماده بیشتری نسبت به ضد ماده و مثلا کوارک
های بیشتری نسبت به آنتی کوارک ها ایجاد می کنند. ذرات
x
که فقط در همان اولین اجزای بسیار کوچک ثانیه ها وجود داشتند برای
ما میراث مهمی به جا گذاردند که عبارت بود از: ( افزونی ماده در
برابر ضد ماده )
مرحله سوم ( از 32- 10 ثانیه تا 6- 10 ثانیه )
کیهان از مخلوطی از کوارک ها،
لپتون ها،
فوتون ها و سایر ذرات دیگر تشکیل شده که متقابلا به ایجاد و انهدام
یکدیگر مشغول بوده و ضمنا خیلی سریع در حال از دست دادن حرارت
هستند.
مرحله چهارم ( از 6- 10 ثانیه تا 3- 10ثانیه )
تقریبا تمام کوارک ها و ضد کوارک ها به صورت پرتو ذره ها به انرژی
تبدیل می شوند. کوارک های جدید دیگر نمی توانند در درجه حرارت های
رو به کاهش به وجود آیند ولی از آن جایی که کوارک های بیشتری نسبت
به ضد کوارک ها وجود دارند برخی از کوارک ها برای خود جفتی پیدا
نکرده و به صورت اضافه باقی می مانند. هر 3 کوارک با یکدیگر یک
پروتون با یک نوترون می سازند. سنگ بناهای هسته اتم های آینده
اکنون ایجاد شده اند.
مرحله پنجم ( از 3- 10 ثانیه تا 100 ثانیه )
الکترون ها و ضد الکترون ها در برخورد با یکدیگر به اشعه تبدیل می
شوند. تعدادی الکترون باقی می ماند زیرا که ماده بیشتری نسبت به ضد
ماده وجود دارد. این الکترون ها بعدا مدارهای اتمی را می سازند.
مرحله ششم ( از 100 ثانیه تا 30 دقیقه )
در درجه حرارت هایی که امروزه می توان در مرکز ستارگان یافت اولین
هسته های اتم های سبک و به ویژه هسته های بسیار پایدار هلیم در اثر
همجوشی هسته ای ساخته می شوند. هسته اتم های سنگین از قبیل اتم آهن
یا کربن در این مرحله هنوز ایجاد نمی شوند. در آغاز خلقت عملا فقط
دو عنصر بنیادی که از همه سبکتر بودند وجود داشتند: هلیم و هیدروژن
مرحله هفتم ( از 30 دقیقه تا 1 میلیون سال پس از خلقت )
پس از گذشت حدود 300000 سال گوی آتشین آنقدر حرارت از دست داده که
هسته اتم ها و الکترون ها می توانند در درجه حرارتی در حدود 3000
درجه سانتی گراد به یکدیگر بپیوندند و بدون اینکه دوباره فورا از
هم بپاشند اتم ها را تشکیل دهند. در نتیجه آن مخلوط ذره ای که قبلا
نامرئی بود اکنون قابل دیدن می شود.
مرحله هشتم ( از یک میلیون سال پس از خلقت تا امروز )
از ابرهای هیدروژنی دستگاههای راه شیری ستارگان و سیارات به وجود
می ایند. در داخل ستارگان هسته اتم های سنگین از قبیل اکسیژن و آهن
تولید می شوند. که بعد ها در انفجارات ستاره ای آزاد می گردند و
برای ساخت ستارگان و سیارات و حیات جدید به کار می آیند.
عناصر اصلی حیات زمینی چه زمانی پدیدار شد؟
برای زمین با توجه به گوناگونی حیات که در آن وجود دارد 3 چیز از
اهمیت خاصی برخوردار بوده است:
-
از همان ابتدای خلقت همیشه ماده بیشتری نسبت به ضد ماده وجود
داشته و بنابراین همواره ماده برای ما باقی می ماند.
-
در مرحله ششم هیدروژن به وجود آمد این ماده که سبک ترین عنصر
شیمیایی می باشد سنگ بنای اصلی کهکشانه ها و سیارات می باشد.
هیدروژن همچنین سنگ بنای اصلی موجودات زنده ای است که بعدا روی
زمین به وجود آمدند و احتمالا روی میلیاردها سیاره دیگر نیز وجود
دارند.
-
در مرکز ستارگان اولیه هسته اتم های سنگین از قبیل اکسیژن و یا
کربن یعنی سنگ بناهای اصلی لازم و ضروری برای زندگی و حیات بوجود
آمدند.
آیا
عالم همواره در حال انبساط خواهد بود؟
جنبش انبساطی یا به عبارت دیگر از همدیگر دور شدن کهکشانه ها به هر
حال رو به کند شدن است. زیرا جزایر جهانی متعدد در واقع به سمت
یکدیگر جذب می شوند و در نتیجه حرکت انبساطی آن ها کند تر می شود.
اکنون پرسش فقط این است که آیا زمانی تمام این حرکت ها متوقف خواهد
گردید و این عالم در هم فرو خواهد پاشید؟ این مساله بستگی به تراکم
ماده در جهان هستی دارد. هر چه این تراکم بیشتر باشد نیرو های
جاذبه بین کهکشانه ها و سایر اجزای گیتی بیشتر بوده و به همان نسبت
حرکت آن ها با شدت بیشتری متوقف خواهد شد. در حال حاضر چنین به نظر
می رسد که تراکم جرم بسیار کمتر از آن است که زمانی عالم در حال
انبساط را به توقف در آورد. به هر حال این امکان وجود دارد که هنوز
جرم های بسیار بزرگ ناشناخته ای از قبیل (سیاهچاله های اسرار آمیز)
یا (ابرهای گازی شکل تاریک) وجود داشته باشند و نوترینو ها که بدون
جرم محسوب می شوند جرمی هرچند کوچک داشته باشند. اگر این طور باشد
در این صورت حرکت کیهانی زمانی شاید 30 میلیارد سال دیگر متوقف
خواهد شد. در آن زمان کهکشان ها با شتابی زیاد حرکت به سوی یکدیگر
را اغاز خواهند کرد تا در نهایت به شکل یک گوی آتشین عظیم با
یکدیگر متحد شوند. آن زمان شاید می باید روی یک انفجار اولیه جدید
دیگر و تولد یک عالم جدید حساب کنیم. با توجه به سطح کنونی دانش
بشر و میزان پژوهش های انجام شده باید اینطور فرض کرد که عالم تا
ابدیت انبساط خواهد یافت.
فیزیک نوین اریک اوبلاکر
Big Bang
The event in which, according to standard modern cosmology, the
Universe came into existence some 12 to 15 billion years ago.
The Big Bang is sometimes described as an "explosion;" however,
it is wrong to suppose that matter and energy erupted into a
pre-existing space. Modern Big Bang theory holds that space and
time came into being simultaneously with matter and energy. The
possible overall forms that space and time could take – closed,
open, or flat – are described by three different cosmological
models.
Creation to inflation
According to current theory, the first physically
distinct period in the Universe lasted from "time zero" (the Big
Bang itself) to 10-43 second later, when the universe
was about 100 million trillion times smaller than a proton and
had a temperature of 1034 K. During this so-called
Planck era, quantum gravitational effects dominated and there
was no distinction between (what would later be) the four
fundamental forces of nature – gravity, electromagnetism, the
strong force, and the weak force. Gravity was the first to split
away, at the end of the Planck era, which marks the earliest
point at which present science has any real understanding.
Physicists have successfully developed a theory that unifies the
strong, weak, and electromagnetic forces, called the Grand
Unified Theory (GUT). The GUT era lasted until about 10-38
second after the Big Bang, at which point the strong force broke
away from the others, releasing, in the process, a vast amount
of energy that, it is believed, caused the Universe to expand at
an extraordinary rate. In the brief ensuing interval of
so-called inflation, the Universe grew by a factor of 1035
(100 billion trillion trillion) in 10-32 seconds,
from being unimaginably smaller than a subatomic particle to
about the size of a grapefruit.
Postulating this burst of exponential growth helps remove two
major problems in cosmology: the horizon problem and the
flatness problem. The horizon problem is to explain how the
cosmic microwave background – a kind of residual glow of the Big
Bang from all parts of the sky – is very nearly isotropic
despite the fact that the observable universe isn't yet old
enough for light, or any other kind of signal, to have traveled
from one side of it to the other. The flatness problem is to
explain why space, on a cosmic scale, seems to be almost exactly
flat, leaving the universe effectively teetering on a knife-edge
between eternal expansion and eventual collapse. Both
near-isotropy and near-flatness follow directly from the
inflationary scenario.
Electroweak era (10-38
to 10-10 second)
At the end of inflationary epoch, the so-called vacuum energy of
space underwent a phase transition (similar to when water
vapor in the atmosphere condenses as water droplets in a
cloud) suddenly giving rise to a seething soup of elementary
particles, including photons, gluons, and quarks. At the same
time, the expansion of the universe dramatically slowed to the
"normal" rate governed by the Hubble law. At about 10-10
seconds, the electroweak force separated into the
electromagnetic and weak forces, establishing a universe in
which the physical laws and the four distinct forces of nature
were as we now experience them.
Particle era (10-10
to 1 second)
The biggest chunks of matter, as the Universe ended its first
trillionth of a second or so, were individual quarks and their
antiparticles, antiquarks – the underlying particles out of
which future atoms, asteroids, and astronomers would be made. As
time went on, quarks and anti-quarks annihilated each other.
However, either because of a slight asymmetry in the behavior of
the particles or a slight initial excess of particles over
antiparticles, the mutual destruction ended with a surplus of
quarks. Only because of this (relatively minor) discrepancy do
stars, planets, and human beings exist today.
Between 10-6 and 10-5 second after the
beginning of the Universe, when the ambient cosmic
temperature had fallen to a balmy 1015 K,
quarks began to combine to form a variety of hadrons. All of the
short-lived hadrons quickly decayed leaving only the familiar
protons and neutrons of which the nuclei of atoms-to-come would
be made. This hadron era was followed by the lepton era, during
which most of the matter in the Universe consisted of leptons
and their antiparticles. The lepton era drew to a close when the
majority of leptons and antileptons annihilated one another,
leaving, again, a comparatively small surplus to populate the
future universe.
One to 100 seconds
Up to this stage, neutrons and protons had been
rapidly changing into each other through the emission and
absorption of neutrinos. But, by the age of one second, the
Universe was cool enough for neutron-proton transformations to
slow dramatically. A ratio of about seven protons for every
neutron ensued. Since to make a hydrogen nucleus, only one
proton is needed, whereas helium requires two protons and two
neutrons, a 7:1 excess of protons over neutrons would lead to a
similar excess of hydrogen over helium – which is what is
observed today. At about the 100-second mark, with the
temperature at a mere billion K, neutrons and protons were able
to stick together. The majority of neutrons in the Universe
wound up in combinations of two protons and two neutrons as
helium nuclei. A small proportion of neutrons contributed to
making lithium, with three protons and three neutrons, and the
leftovers ended up in deuterium – an isotope of hydrogen with
one proton and one neutron.
The first 10,000 years
Most of the action, at the level of particle physics, was
compressed into the first couple of minutes after the Big Bang.
Thereafter, the universe settled down to a much lengthier period
of cooling and expansion in which change was less frenetic.
Gradually, more and more matter was created from the high energy
radiation that bathed the cosmos. The expansion of the Universe,
in other words, caused matter to lose less energy than did the
radiation, so that an increasing proportion of the cosmic energy
density came to be invested in nuclei rather than in massless,
or nearly massless, particles (mainly photons). From a situation
in which the energy invested in radiation dominated the
expansion of spacetime, the Universe evolved to the point at
which matter became the determining factor. Around 10,000 years
after the Big Bang, the radiation era drew to a close and the
matter era began.
When the Universe became
transparent
About 300,000 years after the Big Bang, when the cosmic
temperature had dropped to just 3,000 K, the first atoms formed.
It was then cool enough to allow protons to capture one electron
each and form neutral atoms of hydrogen. While free, the
electrons had interacted strongly with light and other forms of
electromagnetic radiation, making the Universe effectively
opaque. But bound up inside atoms, the electrons lost this
capacity, matter and energy became decoupled, and, for the first
time, light could travel freely across space. This, then, marks
the earliest point in time to which we can see back. The cosmic
microwave background is the greatly redshifted first burst of
light to reach us from the early Universe and provides an
imprint of what the Universe looked like about a third of a
million years after the Big Bang. Fluctuations in the
nearly-uniform density of the infant Universe show up as tiny
temperature differences in the microwave background from point
to point in the sky. These fluctuations are believed to be the
seeds from which future galaxies and clusters of galaxies arose.
بازگشت به صفحه فرهنگ نامه زیست شناسی |
