نظریه مهبانگ (بیگ بنگ) یک مدل کیهانشناسی از عالم است که بر بوجود آمدن گیتی در 13.5 میلیارد سال پیش از یک حالت بسیار داغ و چگال اشاره دارد. این نظریه از قانون هابل و اصل انتظام گیتی نتیجه میشود.
مشاهدات اخترشناسان نشان میدهد که عالم از یک حالت نخستین با چگالی و دمای هنگفت انبساط یافته است.
به طور کلی فیزیک دانان چیزی درباره پیش از مهبانگ نمیدانند. یکی از پیامدهای منطقی مهبانگ این است که شرایط جهان کنونی متفاوت از گذشته و آینده آن باشد. با استفاده از همین مدل ژرژ گاموف توانست در سال 1948 وجود تابش زمینه کیهانی ( ریز موجهای زمینه کیهانی) را پیشگویی کند. تابش زمینه کیهانی در دهه 1960 کشف شد و موجب شد که نظریه مهبانگ نسبت به رقیب اصلی خود، "حالت ایستا " پیشی بگیرد.
سرگذشت کلی کیهان
بر پایه ی اندازه گیری انبساط جهان با به کار گیری ابرنواخترهای گونه ی Ia، اندازه گیری توده های ریز موج های زمینه ی کیهانی و اندازه گیری چگونگی ارتباط میان کهکشان ها، عمر جهان 0.2± 13.7 میلیارد سال برآورد شده است.
جهان آغازین پر بود از چگالی انرژی بسیار زیاد و باور نکردنی و نیز فشار و دمای بسیار بالا که کاملا همگن بوده است. این گوی بسیار داغ، منبسط و سرد شد و به سمت طی کردن فازهای مختلف پیش رفت که شبیه به میعان گاز و یا یخ بستن آب هنگام سرد شدن بود ولی مرتبط با ذرات بنیادین.
حدود 10^-38 ثانیه پس از آغاز، طی کردن یک فاز موجب شد که جهان رشدی بالا را در طی دوره ای با نام "تورم کیهانی" تجربه کند. پس از آن که تورم از ادامه باز ایستاد، اجزای ماده ی سازنده ی جهان به شکل نوعی پلاسما بودند و ذرات سازنده به طور نسبی حرکت می کردند. هنگامی که جهان رشد تا این اندازه را ادامه داد دما افت کرد. در یک دمای معین، طی یک گذار تا کنون ناشناخته با نام baryogenesis، کوارک ها و گلواُن ها ترکیب شدند و تبدیل به ذرات سنگین (باریون هایی ) مانند پروتون ها و نوترون ها شدند، به گونه ای که عدم تقارن میان ماده و پادماده را در پی داشت. باز هم در دماهای پایین تر طی کردن فازهای دیگرعدم تقارن بیشتری را در پی داشتند و قانون های فیزیکی و ذرات بنیادین را به شکل کنونی آن ها درآوردند. پس از آن برخی از پروتون ها و نوترون ها ترکیب شدند تا دوتریوم ها و هلیوم نوکلئی های این جهان را در فرآیندی که Big Bang nucleosynthesis نامیده می شود ایجاد کنند. هنگامی که جهان سرد شد، رفته رفته ماده از حرکت نسبی باز ایستاد. پس از حدود 300.000 سال، الکترون ها و پروتون ها در اتم ها (اغلب هیدروژن) ترکیب شدند؛ از این رو پرتو (تابش) از ماده جدا شد و بی هیچ ممانعتی در فضا به راهش ادامه داد. این پرتوی باستانی همان "تابش زمینه کیهانی" است.
در زمان های بعد ناحیه های چگال تر، مواد نزدیک را به شیوه ی گرانشی جذب کردند و بدین گونه چگالتر شدند و ابرهای گازی، کهکشان ها و ساختار های دیده شدنی جهان امروزی شکل گرفتند. جزئیات این فرآیند به مقدار و گونه ی ماده ی جهان وابسته است. سه گونه ی ممکن با نام های "ماده ی تاریک سرد"، "ماده ی تاریک داغ" و "ماده ی باریونی" شناخته شده هستند. بهترین اندازه گیری های انجام شده ( توسط WMAP ) نشان می دهد که شکل غالب ماده در جهان "ماده ی تاریک سرد" است. دو گونه ی دیگر کم تر از 20% از کل ماده ی جهان را تشکیل می دهند.
به نظر می رسد که جهان امروز به تسلط یک شکل رازآلود از انرژی با نام "انرژی تاریک" درآمده است. کمابیش 70% از انرژی جهان امروزی از این گونه ی انرژی است. این بخش از ساختمان جهان با ویژگی های آشکار شده ی انبساط جهان شناسایی شده است.
همه ی این مشاهده ها در مدل ΛCDM گنجانده شده اند که یک مدل ریاضی از مهبانگ با شش مشخصه است. رازها هنگامی بسته تر به نظر می آیند که به آغاز نزدیکتر می شویم، یعنی زمانی که انرژی های ذره از آن چه امروزه با آزمایش به دست می آید بسیار بیشتر بوده است. هم اکنون هیچ مدل فیزیکی قابل توجهی برای ده به توان منفی سی و سه ثانیه ی آغازین جهان نداریم. برای حل این مشکل به یک نظریه ی گرانش کوانتومی نیاز است. فهم این دوره از تاریخ جهان یکی از بزرگ ترین مساله های حل نشده ی فیزیک است.
شواهد رصدی
در کل گفته می شود که نظریه مهبانگ را سه اصل مشاهداتی استوار ساخته اند:
1. قانون انبساط هابل (Hubble-type expansion) که دامنه مشاهداتی آن اثر دوپلر و انتقال موج به سمت قرمز از سوی کهکشان هاست.
2. اندازه گیری های دقیق تابش زمینه کیهانی (ریز موج زمینه ی کیهانی)
3. فراوانی عنصرهای سبک
قانون انبساط هابل
مشاهده کهکشان ها و اختروش های (کوازار ها) دور نشان می دهد که طیف این اجرام انتقال به سرخ دارد یعنی نور گسیل شده از آن ها به طول موج های بلندتر منتقل می شود. هنگامی که سرعت این اجسام متناسب با فاصله آنها مطرح شد یک رابطه خطی با عنوان قانون هابل فرمول بندی شد:
V = H*d
که در آن V سرعت کهکشان یا یک جرم دور دیگر است، d فاصله ناظر تا جرم و H ثابت هابل است که توسط ردیاب WMAP برابر با 4±71 km/s/Mpc اندازه گیری شده است.
مشاهده قانون هابل را می توان به دو صورت تفسیر کرد. یکی از آن دو می گوید که ما در کانون گسترش کهکشان ها هستیم، موقعیتی که ناهماهنگ با اصل کوپرنیک پذیرفته شده و مسلم است. تفسیر دوم می گوید که جهان در همه جا یکنواخت گسترش می یابد. پیش از آن که هابل مشاهده ها و بررسی هایش را انجام دهد، این گونه انبساط کیهانی به خوبی در زمینه ی نسبیت عام با زبان ریاضی گسترش یافته بود.
تابش ریز موج های زمینه ی کیهانی
نظریه ی مهبانگ وجود تابش زمینه ی کیهانی (CMB) را که آمیخته ای از فوتون های گسیل شده است را پیش بینی می کند. پیش از شکل گیری اتم ها، تابش در یک فرایند که پراکندگی (Compton) نام دارد، به طور پیوسته جذب و گسیل می شد. جهان آغازین برای آشکار کردن بسیار تیره است. به هر جهت، خنک شدن به دلیل انبساط جهان موجب شد که دما تا کمتر از 3000 کلوین کاهش یابد، دمایی که در آن الکترون ها و هسته ها در هم آمیختند تا اتم ها را شکل دهند و پلاسمای بسیار کهن به یک گاز خنثی مبدل شد.
از آن جا که جهان آغازین در تعادل گرمایی بود، تابش از این زمان گستره ی تابش یک جسم سیاه را داشته و تا به امروز آزادانه در فضا در حرکت است و نیز در حال گرایش به سرخ به دلیل انبساط کیهان. این عامل، دمای بالای گستره ی تابش جسم سیاه را کم می کند. این تابش باید در هر نقطه از جهان و از هر سو رویت پذیر باشد.
در سال 1964 میلادی، «آرنو پنزاس» (Arno Penzias ) و «رابرت ویلسون» (Robert Wilson) هنگام انجام کار، با به کار گیری یک گیرنده نوین، ریز موج های تابش زمینه کیهانی را یافتند. یافته ی آن ها تاییدی استوار برای پیشگویی های CMB به ارمغان آورد. – تابش همگن و سازگار با گستره ی تابش جسم سیاه در دمای 3 کلوین شناخته شد. – بنابراین، کفه ترازو به سود نظریه مهبانگ سنگین تر شد و مهبانگ استوارتر گردید. آنها برای یافته شان جایزه ی نوبل را به دست آوردند.
ناسا، در سال 1989 میلادی، ماهواره ی کاوشگر زمینه کیهانی (COBE) را پرتاب کرد و نخستین یافته های آن در سال 1990 میلادی منتشر شد که سازگار با پیشگویی های نظریه مهبانگ، (با توجه به CMB)، بودند. COBE تابشی معادل با تابش جسم سیاه در دمای 2.726 کلوین را یافت و همگن بودن آن با CMB را مشاهده کرد. در دهه ی 90 میلادی، با کمک شمار بسیاری از آزمایش های انجام شده در زمین، ناهمگنی های CMB بیش از پیش بررسی شد و با کمک اندازه گیری مقدار زاویه ای آنها در جهان از نظر هندسی به گونه ای کمابیش تخت نشان داده شد.
در آغاز سال 2003 میلادی، دست آورد های ماهواره ریز موج ویلکینسون (WMAP) منتشر شد و در آن زمان بیشترین مقادیر دقیق برای برخی از مشخصه های انتظام گیتی محاسبه شد. همچنین، این ماهواره چندین مدل تورم کیهانی معین را رد کرد، ولی در کل دست آورد ها سازگار با نظریه ی تورم بودند.
فراوانی عنصرهای نخستین
با به کار گیری نظریه مهبانگ، امکان محاسبه فراوانی هلیوم 4، هلیوم 3، دوتریوم و لیتیوم 7 در جهان نسبت به مقدار هیدروژن معمولی وجود دارد. همه فراوانی ها به یک مشخصه بستگی دارند: نسبت فوتون ها به باریون ها (ذرات سنگین). نسبت های پیش بینی شده، بر حسب جرم، از این قرارند:
Α) بیست و پنج صدم برای He چهار نسبت به H
B) ده به توان منفی سه برایH2 نسبت به H
C) ده به توان منفی چهار برای 3He نسبت به H
D) ده به توان منفی نه برای Li7 نسبت به H
فراوانی های اندازه گیری شده، همگی با نسبت باریون به فوتون که پیش بینی می شد، سازگارند. این که نظریه ی مهبانگ تنها توضیح شناخته شده برای فراوانی های نسبی عنصرهای سبک است، گواهی استوار بر درستی این نظریه است. در حقیقت، هیچ مدرکی جز نظریه مهبانگ وجود ندارد که بتواند فراوانی عناصر فوق و نحوه تکوین آنها را پیش بینی کند.
پراکندگی و فرضیه ی تکامل کهکشانی
مشاهدات موشکافانه از بررسی شکل و پراکندگی کهکشان ها و اختروش ها (Quasars) گواهی استوار برای مهبانگ به ارمغان آورده اند. آمیزه ای از مشاهدات و نظریات پیش بینی می کنند که در آغاز عالم اختروش ها و کهکشان ها در حدود یک میلیارد سال پس از مهبانگ شکل گرفتند و پس از آن زمان ساختارهای بزرگ تر همچون خوشه ها و ابر خوشه های کهکشانی شکل می گیرند.
کهکشان های دور از ما پیر هستند و در نخستین لحظات عالم پدید آمده اند و کهکشان هایی که به تازگی شکل گرفتند به طور برجسته و آشکار متفاوت از کهکشان هایی هستند که در همان فاصله ها ولی کمی پس از مهبانگ شکل گرفتند. این مشاهده ها شناسه هایی استوار در برابر مدل «حالت ایستا» هستند. مشاهده های پراکندگی (توزیع) شکل گیری ستاره ها، کهکشان هاو اختروش ها و نیز در مقیاس های بزرگتر با همانندسازی های شکل گیری ساختار مهبانگ در جهان سازگارند.
مشاهدات اخترشناسان نشان میدهد که عالم از یک حالت نخستین با چگالی و دمای هنگفت انبساط یافته است.
به طور کلی فیزیک دانان چیزی درباره پیش از مهبانگ نمیدانند. یکی از پیامدهای منطقی مهبانگ این است که شرایط جهان کنونی متفاوت از گذشته و آینده آن باشد. با استفاده از همین مدل ژرژ گاموف توانست در سال 1948 وجود تابش زمینه کیهانی ( ریز موجهای زمینه کیهانی) را پیشگویی کند. تابش زمینه کیهانی در دهه 1960 کشف شد و موجب شد که نظریه مهبانگ نسبت به رقیب اصلی خود، "حالت ایستا " پیشی بگیرد.
سرگذشت کلی کیهان
بر پایه ی اندازه گیری انبساط جهان با به کار گیری ابرنواخترهای گونه ی Ia، اندازه گیری توده های ریز موج های زمینه ی کیهانی و اندازه گیری چگونگی ارتباط میان کهکشان ها، عمر جهان 0.2± 13.7 میلیارد سال برآورد شده است.
جهان آغازین پر بود از چگالی انرژی بسیار زیاد و باور نکردنی و نیز فشار و دمای بسیار بالا که کاملا همگن بوده است. این گوی بسیار داغ، منبسط و سرد شد و به سمت طی کردن فازهای مختلف پیش رفت که شبیه به میعان گاز و یا یخ بستن آب هنگام سرد شدن بود ولی مرتبط با ذرات بنیادین.
حدود 10^-38 ثانیه پس از آغاز، طی کردن یک فاز موجب شد که جهان رشدی بالا را در طی دوره ای با نام "تورم کیهانی" تجربه کند. پس از آن که تورم از ادامه باز ایستاد، اجزای ماده ی سازنده ی جهان به شکل نوعی پلاسما بودند و ذرات سازنده به طور نسبی حرکت می کردند. هنگامی که جهان رشد تا این اندازه را ادامه داد دما افت کرد. در یک دمای معین، طی یک گذار تا کنون ناشناخته با نام baryogenesis، کوارک ها و گلواُن ها ترکیب شدند و تبدیل به ذرات سنگین (باریون هایی ) مانند پروتون ها و نوترون ها شدند، به گونه ای که عدم تقارن میان ماده و پادماده را در پی داشت. باز هم در دماهای پایین تر طی کردن فازهای دیگرعدم تقارن بیشتری را در پی داشتند و قانون های فیزیکی و ذرات بنیادین را به شکل کنونی آن ها درآوردند. پس از آن برخی از پروتون ها و نوترون ها ترکیب شدند تا دوتریوم ها و هلیوم نوکلئی های این جهان را در فرآیندی که Big Bang nucleosynthesis نامیده می شود ایجاد کنند. هنگامی که جهان سرد شد، رفته رفته ماده از حرکت نسبی باز ایستاد. پس از حدود 300.000 سال، الکترون ها و پروتون ها در اتم ها (اغلب هیدروژن) ترکیب شدند؛ از این رو پرتو (تابش) از ماده جدا شد و بی هیچ ممانعتی در فضا به راهش ادامه داد. این پرتوی باستانی همان "تابش زمینه کیهانی" است.
در زمان های بعد ناحیه های چگال تر، مواد نزدیک را به شیوه ی گرانشی جذب کردند و بدین گونه چگالتر شدند و ابرهای گازی، کهکشان ها و ساختار های دیده شدنی جهان امروزی شکل گرفتند. جزئیات این فرآیند به مقدار و گونه ی ماده ی جهان وابسته است. سه گونه ی ممکن با نام های "ماده ی تاریک سرد"، "ماده ی تاریک داغ" و "ماده ی باریونی" شناخته شده هستند. بهترین اندازه گیری های انجام شده ( توسط WMAP ) نشان می دهد که شکل غالب ماده در جهان "ماده ی تاریک سرد" است. دو گونه ی دیگر کم تر از 20% از کل ماده ی جهان را تشکیل می دهند.
به نظر می رسد که جهان امروز به تسلط یک شکل رازآلود از انرژی با نام "انرژی تاریک" درآمده است. کمابیش 70% از انرژی جهان امروزی از این گونه ی انرژی است. این بخش از ساختمان جهان با ویژگی های آشکار شده ی انبساط جهان شناسایی شده است.
همه ی این مشاهده ها در مدل ΛCDM گنجانده شده اند که یک مدل ریاضی از مهبانگ با شش مشخصه است. رازها هنگامی بسته تر به نظر می آیند که به آغاز نزدیکتر می شویم، یعنی زمانی که انرژی های ذره از آن چه امروزه با آزمایش به دست می آید بسیار بیشتر بوده است. هم اکنون هیچ مدل فیزیکی قابل توجهی برای ده به توان منفی سی و سه ثانیه ی آغازین جهان نداریم. برای حل این مشکل به یک نظریه ی گرانش کوانتومی نیاز است. فهم این دوره از تاریخ جهان یکی از بزرگ ترین مساله های حل نشده ی فیزیک است.
شواهد رصدی
در کل گفته می شود که نظریه مهبانگ را سه اصل مشاهداتی استوار ساخته اند:
1. قانون انبساط هابل (Hubble-type expansion) که دامنه مشاهداتی آن اثر دوپلر و انتقال موج به سمت قرمز از سوی کهکشان هاست.
2. اندازه گیری های دقیق تابش زمینه کیهانی (ریز موج زمینه ی کیهانی)
3. فراوانی عنصرهای سبک
قانون انبساط هابل
مشاهده کهکشان ها و اختروش های (کوازار ها) دور نشان می دهد که طیف این اجرام انتقال به سرخ دارد یعنی نور گسیل شده از آن ها به طول موج های بلندتر منتقل می شود. هنگامی که سرعت این اجسام متناسب با فاصله آنها مطرح شد یک رابطه خطی با عنوان قانون هابل فرمول بندی شد:
V = H*d
که در آن V سرعت کهکشان یا یک جرم دور دیگر است، d فاصله ناظر تا جرم و H ثابت هابل است که توسط ردیاب WMAP برابر با 4±71 km/s/Mpc اندازه گیری شده است.
مشاهده قانون هابل را می توان به دو صورت تفسیر کرد. یکی از آن دو می گوید که ما در کانون گسترش کهکشان ها هستیم، موقعیتی که ناهماهنگ با اصل کوپرنیک پذیرفته شده و مسلم است. تفسیر دوم می گوید که جهان در همه جا یکنواخت گسترش می یابد. پیش از آن که هابل مشاهده ها و بررسی هایش را انجام دهد، این گونه انبساط کیهانی به خوبی در زمینه ی نسبیت عام با زبان ریاضی گسترش یافته بود.
تابش ریز موج های زمینه ی کیهانی
نظریه ی مهبانگ وجود تابش زمینه ی کیهانی (CMB) را که آمیخته ای از فوتون های گسیل شده است را پیش بینی می کند. پیش از شکل گیری اتم ها، تابش در یک فرایند که پراکندگی (Compton) نام دارد، به طور پیوسته جذب و گسیل می شد. جهان آغازین برای آشکار کردن بسیار تیره است. به هر جهت، خنک شدن به دلیل انبساط جهان موجب شد که دما تا کمتر از 3000 کلوین کاهش یابد، دمایی که در آن الکترون ها و هسته ها در هم آمیختند تا اتم ها را شکل دهند و پلاسمای بسیار کهن به یک گاز خنثی مبدل شد.
از آن جا که جهان آغازین در تعادل گرمایی بود، تابش از این زمان گستره ی تابش یک جسم سیاه را داشته و تا به امروز آزادانه در فضا در حرکت است و نیز در حال گرایش به سرخ به دلیل انبساط کیهان. این عامل، دمای بالای گستره ی تابش جسم سیاه را کم می کند. این تابش باید در هر نقطه از جهان و از هر سو رویت پذیر باشد.
در سال 1964 میلادی، «آرنو پنزاس» (Arno Penzias ) و «رابرت ویلسون» (Robert Wilson) هنگام انجام کار، با به کار گیری یک گیرنده نوین، ریز موج های تابش زمینه کیهانی را یافتند. یافته ی آن ها تاییدی استوار برای پیشگویی های CMB به ارمغان آورد. – تابش همگن و سازگار با گستره ی تابش جسم سیاه در دمای 3 کلوین شناخته شد. – بنابراین، کفه ترازو به سود نظریه مهبانگ سنگین تر شد و مهبانگ استوارتر گردید. آنها برای یافته شان جایزه ی نوبل را به دست آوردند.
ناسا، در سال 1989 میلادی، ماهواره ی کاوشگر زمینه کیهانی (COBE) را پرتاب کرد و نخستین یافته های آن در سال 1990 میلادی منتشر شد که سازگار با پیشگویی های نظریه مهبانگ، (با توجه به CMB)، بودند. COBE تابشی معادل با تابش جسم سیاه در دمای 2.726 کلوین را یافت و همگن بودن آن با CMB را مشاهده کرد. در دهه ی 90 میلادی، با کمک شمار بسیاری از آزمایش های انجام شده در زمین، ناهمگنی های CMB بیش از پیش بررسی شد و با کمک اندازه گیری مقدار زاویه ای آنها در جهان از نظر هندسی به گونه ای کمابیش تخت نشان داده شد.
در آغاز سال 2003 میلادی، دست آورد های ماهواره ریز موج ویلکینسون (WMAP) منتشر شد و در آن زمان بیشترین مقادیر دقیق برای برخی از مشخصه های انتظام گیتی محاسبه شد. همچنین، این ماهواره چندین مدل تورم کیهانی معین را رد کرد، ولی در کل دست آورد ها سازگار با نظریه ی تورم بودند.
فراوانی عنصرهای نخستین
با به کار گیری نظریه مهبانگ، امکان محاسبه فراوانی هلیوم 4، هلیوم 3، دوتریوم و لیتیوم 7 در جهان نسبت به مقدار هیدروژن معمولی وجود دارد. همه فراوانی ها به یک مشخصه بستگی دارند: نسبت فوتون ها به باریون ها (ذرات سنگین). نسبت های پیش بینی شده، بر حسب جرم، از این قرارند:
Α) بیست و پنج صدم برای He چهار نسبت به H
B) ده به توان منفی سه برایH2 نسبت به H
C) ده به توان منفی چهار برای 3He نسبت به H
D) ده به توان منفی نه برای Li7 نسبت به H
فراوانی های اندازه گیری شده، همگی با نسبت باریون به فوتون که پیش بینی می شد، سازگارند. این که نظریه ی مهبانگ تنها توضیح شناخته شده برای فراوانی های نسبی عنصرهای سبک است، گواهی استوار بر درستی این نظریه است. در حقیقت، هیچ مدرکی جز نظریه مهبانگ وجود ندارد که بتواند فراوانی عناصر فوق و نحوه تکوین آنها را پیش بینی کند.
پراکندگی و فرضیه ی تکامل کهکشانی
مشاهدات موشکافانه از بررسی شکل و پراکندگی کهکشان ها و اختروش ها (Quasars) گواهی استوار برای مهبانگ به ارمغان آورده اند. آمیزه ای از مشاهدات و نظریات پیش بینی می کنند که در آغاز عالم اختروش ها و کهکشان ها در حدود یک میلیارد سال پس از مهبانگ شکل گرفتند و پس از آن زمان ساختارهای بزرگ تر همچون خوشه ها و ابر خوشه های کهکشانی شکل می گیرند.
کهکشان های دور از ما پیر هستند و در نخستین لحظات عالم پدید آمده اند و کهکشان هایی که به تازگی شکل گرفتند به طور برجسته و آشکار متفاوت از کهکشان هایی هستند که در همان فاصله ها ولی کمی پس از مهبانگ شکل گرفتند. این مشاهده ها شناسه هایی استوار در برابر مدل «حالت ایستا» هستند. مشاهده های پراکندگی (توزیع) شکل گیری ستاره ها، کهکشان هاو اختروش ها و نیز در مقیاس های بزرگتر با همانندسازی های شکل گیری ساختار مهبانگ در جهان سازگارند.
