نوشته ی کوئنتین اسمیت
ترجــمه ی امـیـر غـلامـی
بخش اول.
*************
امروزه شواهد کافی برای توجیه اینکه جهان بدون علتی آغاز شده وجود دارد. این شواهد شامل نظریه های تکینگی (singularity) هاوکینگ-پِنروز، که مبتنی بر نظریه ی نسبیت عام انشتین هستند، و نیز مدل های کوانتومی کیهان شناختی از آغاز جهان است که اخیرا ارائه شده اند. این نظریه های تکینگی به تبیینی از آغاز جهان منجر می شوند که مستلزم انگاره ی تکینگی بیگ بنگ، و مدل های کوانتومی کیهان شناختی است که آغاز جهان را به سان خلائی نوسان کننده می نمایانند.
1. پیش بینی یک تکینگی فضا- زمانی در گذشته.
امروزه اغلب فیلسوفان آگاه اند که نظریه ی کیهان شناختی بیگ بنگ (=انفجار بزرگ)، نظریه ی حالت پایدار(Steady State theory) را از اعتبار انداخته است، اما بسیاری از آنان به اشتباه معتقد اند که یا انبساط و انقباض های جهان چرخه های بینهایتی دارد، یا اینکه شواهد کافی برای تصمیم گیری دراین مورد وجود ندارد که کدامیک از این مدل ها درست هستند: این مدل که چرخه ی انقباض و انبساط جهان تا ابد ادامه می یابد یا این مدل که تنها یک انبساط اولیه ی واحد وجود داشته، یا اینکه یک انبساط واحد بوده که تبیین آن نیازمند علیتی الاهی بوده است. به محض اینکه شواهد به نفع پیش بینی یک تکینگی در گذشته را که مدل کیهان شناختی بیگ بنگ ارائه می دهد به قدر کافی روشن کنیم، معلوم می شود که این باورها بی بنیاداند.
مهم ترین مشاهده ای که نظریه ی بیگ بنگ را تأیید می کند سرخ گِرَوی (redshift) پرتوهای نوری است که از خوشه های کهکشانی دوردست دریافت می شود. البته این به هیچ وجه تنها شاهد موجود نیست. پدیده ی سرخ گِرَوی، که نخستین بار توسط اسلیفر و هابل کشف شد، نشانگر آن است که جهان در همه ی جهات به طور یکنواختی منبسط می شود این بدان معناست که در گذشته همه ی خوشه های کهکشانی، یا همه ی ماده ی این خوشه ها، کاملاً نزدیک به هم بوده اند، و این زمانی بوده که جهان آغاز شده است.
این مطلب را در قالب مدل هایی از جهان که حل های فریدمن از معادلات میدان نظریه ی نسبیت عام انشیتن(GTR) ارائه می دهند دقیق تر می توان فهمید. معادلات میدان نشان می دهند که متریک فضا-زمان، وابسته به مقدار ماده ی موجود در فضا-زمان است . اگر اَشکال نشانگر مقادیر مشاهده شده ی جهان را درمعادلات میدان قرار دهیم می توان این معادلات را برای کل جهان حل کرد. از آنجا که جهان ایزوتروپیک است (در تمام جهات همسان است) و همگن (homogeneous) است (ماده به طور مساوی در جهان توزیع شده)، می توان آن را توسط متریک رابرتسون-واکر توصیف کرد ، که بر معادلات میدان اعمال می شود و می توان آن معادلات را به صورت زیر فروکاست ( با حذف ثابت کیهانی Ù):
فاکتور مقیاس است که نشانگر شعاع جهان در یک زمان معین است.
نرخ تغییرات
در واحد زمان است؛ که همان نرخ انبساط و انقباض جهان باشد.
نرخ تغییرات
است، یعنی شتاب انبساط یا انقباض است.
ثابت گرانش و
سرعت نور است.
فشار ماده و
چگالی آن است.
ثابتی است که یکی از سه مقدار زیر را می پذیرد:
0 برای فضای اقلیدسی (که در این حالت جهان باز است، یعنی تا ابد انبساط می یابد)، 1- برای فضای هذلولی (هایپربولیک) (در این نیز حالت جهان باز است)، یا 1+ برای فضای کروی (که در این حالت جهان بسته است، یعنی منقبض خواهد شد).
**************************************************
نکته ی مهم در معادلات فریدمن این است که اگر
، یعنی چگالی جهان، مثبت باشد، آنگاه سمت راست معادله ی اول مثبت است، و این بدان معناست که شتاب انبساط یا انقباض نمی تواند صفر باشد. پس
باید منفی باشد، یعنی شتاب انبساط یا انقباض باید کاهش یابد. به بیان لفظی، اگر ماده ای در جهان باشد، جهان باید با شتابی متغیر انقباض یا انبساط یابد.
از آنجا که اکنون جهان در حال انبساط است، مسئله ی انبساط برای ما جالب تر است. اگر شتاب انبساط کاهش یابد، بدان معناست که هرچه بیشتر به گذشته برگردیم، این شتاب بیشتر و فاکتور مقیاس
که نشانگر شعاع جهان است کمتر می شود، تا اینکه به زمان
برسیم که در آن
است. با افزایش
و کاهش
، چگالی ماده افزایش می یابد، تا اینکه در زمان
مقدار
بی نهایت می شود. در این هنگام کل جهان به دست کم یک نقطه ی با چگالی بی نهایت، دمای بی نهایت، و انحنای بی نهایت فشرده می شود. در اینجا به تکینگی فضا-زمان می رسیم.
در بخش بعد محاجه خواهم کرد که این ملاحظات حامی این ایده اند که جهان آغازی بی علت دارد. در باقی این بخش به بحث در مورد این مسئله خواهم پرداخت که آیا تکینگی واقعیت دارد یا خیر.
ابتدا تصور می شد که تکینگی ای که معادلات فریدمن پیش بینی می کنند تخیلی است، زیرا پیش بینی این معادلات برپایه ی این فرض بود که جهان دقیقاً همگن و ایزوتروپیک است، در حالی که جهان در واقع فقط به تقریب چنین است. جهان انقباض یابنده ای را تصور کنید: هنگامی که شعاع آن به صفر میل می کند، ذرات همگرا به خاطر ناهمگونی توزیع شان در یک نقطه متمرکز نخواهند شد، بلکه از هم می گذرند و "برگشتی" ایجاد می کنند که منجربه مرحله ی جدیدی از انبساط می شود. به بیان ای. ام. لیفشیتز و آی.ام.خالاتنیکوف، که یکی از جدید ترین سناریوهای این پدیده را ارائه داده اند، این نوسان "امکان وجود یک تکینگی در آینده ی انقباضی جهان را از میان می برد و حاکی از آن است که انقباض جهان (اگر قرار باشد چنین انقباضی رخ دهد) باید سرانجام به انبساط دیگری بیانجامد" (لیفشیتزو خالاتنیکوف، 1963، ص.207). این مبنای ایده ی جهان نوسانی است، که مطابق آن جهان دستخوش چرخه های پیاپی انبساط و انقباض می شود. در نتیجه مرحله ی انبساطی فعلی را می توان ناشی از یک مرحله ی انقباضی قبلی دانست.
پیش از اینکه توضیح دهم که چگونه می توان نشان داد که استدلال بالا اشتباه است، و حتی اگر جهان به طورناقص متقارن باشد باز هم تکینگی باید رخ دهد، باید ابتدا نشان دهم که این فرض که تکینگی خیالی و جهان نوسانی است، ثابت نمی کند که جهان بی نهایت قدیم (ازلی) است.
معمولاً مدل های نوسانی جهان پیش بینی می کنند که شعاع ، میزان پرتو موجود، و اِنتروپی جهان در هر چرخه ی جدید افزایش می یابد. پرتوهای چرخه های قبلی در هر چرخه ی جدید انباشته می شود، و فشار ناشی از آن موجب می شود که چرخه ی جدید بیش از چرخه ی قبلی اش طول بکشد؛ در هر چرخه ی جدید، جهان با شعاع بزرگ تری انبساط می یابد و زمان بیشتری طول می کشد تا یک چرخه را طی کند. این نکته، پس روی بی نهایت به گذشته را ناممکن می سازد، زیرا پس روی سرانجام به چرخه ای می رسد که بی نهایت کوتاه و شعاع آن بی نهایت کوچک است؛ این چرخه، یا آغاز چرخه هایی که مقادیرشان به مقادیر این چرخه میل می کنند، آغاز نوسانی جهان به شمار خواهد آمد.
**************************************
از اندازه گیری میزان پرتو موجود در جهان نیز می توان محدود بودن قدمت آن را نتیجه گرفت؛ اگر بینهایت چرخه ی قبلی وجود می داشت، میزان پرتو درچرخه ی فعلی باید بینهایت می بود، اما مقدار پرتو اندازه گیری شده محدود است. طبق محاسبه ی جوزف سیلک از پرتوهای اندازه گیری شده ی فعلی، می توان "حدود صد انبساط و فروریزی قبلی" را انتظار داشت (سیلک 1980، ص.311).
از میزان انتروپی جهان نیز می توان نتیجه گرفت که جهان ازلی نیست. زیرا اگر جهان قبلاً بینهایت بار فروریخته بود، چرخه ی فعلی حاوی انتروپی بینهایت می بود – اما در واقع انتروپی حالت فعلی جهان نسبتاً اندک است.
جان ویلر می گوید که در پایان هر انقباضی تمام قوانین و ثابت های آن چرخه ناپدید می شود و جهان "به نحوی احتمالاتی بازفرآیند می کند " ومطابق ثوابت و قوانین جدیدی کار می کند، به این ترتیب او همه ی این ایرادها بر وجود جهانی بینهایت نوسان کننده را انکار می کند (مینسِر، تِرون و ویلر 1973، ص.1214). هیچ اطلاعاتی در مورد یک چرخه ی قبلی به چرخه ی بعد منتقل نمی شود. به این ترتیب، برمبنای جهان فعلی نمی توان هیچ استنباطی از قوانین و ثابت های بینهایت جهان قبلی داشت.
امروزه هیچ دلیل منطقی بر امکان ناپذیری منطقی چنین جهان هایی وجود ندارد، اما این به بحث ما ربطی ندارد. بحث ما به اثبات باور احتمالاتی به محدود بودن یا بی نهایت بودن جهان ها مربوط می شود. منطقاً ممکن است که در نقطه ی آغاز هر چرخه ی جدید، تمام ثوابت و قوانین تغییر یابند، اما از آنجا که این تغییر را با هیچ قانون فیزیکی نمی توان پیش بینی کرد، هیچ دلیلی وجود ندارد که فکر کنیم که این تغییر ها انجام می گیرند.
در حقیقت (اگر قرار باشد میان مدل های نوسانی یکی را انتخاب کنیم) یک دلیل نظری برای ترجیح مدل هایی که در آنها جهان تعداد محدودی مرتبه نوسان می کند بر مدل ویلر یافت می شود. مدل های محدود، که برساخته ی قوانین و ثوابت شناخته شده اند، از اصلی تبعیت می کنند که به اصل استقرا مربوط است؛ و آن اصل این است که قوانین فیزیکی و ثابت هایی که در اصل به طور استقرایی برای یک دسته رخدادهای فیزیکی ساخته شده اند، اگر هیچ شاهد مشاهدتی حاکی از وجود تفاوتی در یک حیطه ی مشاهدتی جدید نباشد، باید بر آن حیطه نیز قابل اعمال باشد. در این مورد، حیطه ها همان چرخه ها هستند؛ از آنجا که هیچ شاهد مشاهدتی بر تفاوت میان چرخه ها وجود ندارد، نمی توانیم به طور موجهی فرض کنیم که قوانین و ثوابت استقرایی چرخه ی ما بر چرخه های سابق قابل اعمال نیست.
در میانه ی دهه ی 1960 که نظریه ی های تکینگی هاوکینگ - پنروز ارائه شد (پنروز 1965؛ هاوکینگ 1965، 1966، 1970)، این مسئله که آیا تعداد نوسانات جهان بینهایت است یا محدود، اهمیت خود را از دست داد. زیرا نظریه ی هاوکینگ - پنروز پیش بینی می کند که جهانی با همگنی ناکامل و ایزوتروپیک نیز باید دارای یک تکینگی باشد. یک فضا-زمان هنگامی تکینگی می یابد که
1: آن فضا-زمان معادلات نظریه ی نسبیت عام را ارضا کند
2: سفر زمانی به گذشته غیرممکن باشد و اصل علیّت نقض نشود (هیچ منحنی زمانی بسته ای وجود نداشته باشد)
3: چگالیِ جرم و فشار ماده هرگز منفی نشود
4: جهان بسته باشد و/یا ماده ی کافی برای ایجاد یک سطح محصور(trapped surface) موجود باشد
5: منیفولد فضا-زمان خیلی متقارن نباشد .
معقول است فرض کنیم که همه ی این شرایط، احتمالاً به استثنای (4) برای جهان ما صادق اند. شرط (4) هنگامی سؤال برانگیز می شود که جهان بسته نباشد و شرط وجود یک سطح محصور برآورده نشود. سطح محصور سطحی است که به علت شدت نیروهای گرانشی، ماده و نور نمی توانند از آن بگریزند، به طوری که تحت تأثیر این نیروها، مسیرهای فضا-زمانی پرتو و ماده ی درون سطح محصور به یک تکینگی همگرا می شوند. اگر در گذشته تکینگی ای بوده باشد، تمام ژئودزیک های پرتوها و ذرات از آن منشعب شده اند، و اگر این تکینگی در آینده باشد، این ژئودزیک ها به آن منتهی می شوند. در مورد جهان ما، اگر به قدر کافی ماده در جهان موجود باشد که سطح محصور را ایجاد کند، این تکنگی در گذشته بوده است (چه جهان باز باشد و چه بسته). و ماده به قدر کافی موجود است:
مشاهدات اخیرِ پس زمینه ی میکروویو نشانگر آن است که به قدر کافی ماده درجهان هست که سطح محصور بسته ی زمانی را ایجاد کند. این حاکی از وجود تکینگی در گذشته است.
*****************
ادامه دارد...
**********************
بنمايه ها:
Atkatz, D., and Pagels, H. (1982), "Origin of the Universe as a Quantum Tunneling Event", Physical Review D 25: 2065-2073.
Barrow, J., and Silk, J. (1983), The Left of Creation. New York: Basic Books.
Brout, R., Englert, F., and Gunzig, E. (1978), "The Creation of the Universe as a Quantum Phenomenon", Annals of Physics (N.Y.) 115: 78-106.
Craig, W. L. (1979), The Kalam Cosmological Argument. New York: Harper and Row.
Fitzgerald, P. (1976), "Discussion Review: Swinburne's Space and Time", Philosophy of Science 43: 618-637.
Gott, J. R. (1982), "Creation of Open Universes from de Sitter Space", Nature 295: 304-307.
Grishchak, L. P., and Zeldovich, Y. B. (1982), "Complete Cosmological Theories", in M. J. Duff and C. J. Isham (eds.), Quantum Structure of Space and Time. Cambridge: Cambridge University Press, pp. 409-422.
Hawking, S. W. (1966), "Singularities in the Universe", Physical Review Letters 17: 444-445.
(1976), "Breakdown of Predictability in Gravitational Collapse", Physical Review D 14: 2460.
Hawking, S. W., and Ellis, G. F. R. (1973), The Large Scale Structure of Space-Time. Cambridge: Cambridge University Press.
Hawking, S. W., and Penrose, R. (1965), "Singularities in Homogenous World Models", Physical Letters 17: 246-247.
(1970), "The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology", Proceedings of the Royal Society of London A 314: 529-548.
Hubble, E. (1929), "A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extragalactic Nebulae", Proceedings of the National Academy of Sciences 15: 168-173.
Landsberg, P. T., and Park, D. (1975), "Entropy in an Oscillating Universe", Proceedings of the Royal Society of London A 346: 485-495.
Lifschitz, E. M., and Khalatnikov, I. M. (1963), "Investigations in Relativist Cosmology", Advances in Physics 12: 185-249.
Misner, C. W., Thorne, K. S., and Wheeler, J. A. (1973), Gravitation. San Francisco: W. H. Freeman and Co.
Newton-Smith, W. H. (1980), The Structure of Time. London: Routledge and Kegan Paul.
Penrose, R. (1965), "Gravitational Collapse and Space-Time Singularities", Physical Review Letters 14: 57-59.
(1974), "Singularities in Cosmology", in M. S. Longair (ed.), Confrontation of Cosmological Theories with Observational Data, Boston: D. Reidel, pp. 263-272.
Penzias, A., and Wilson, R. (1965), "A Measure of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s", Astrophysical Journal 142: 419-421.
Schmidt, B. G. (1971), "A New Definition of Singular Points in General Relativity", General Relativity and Gravity 1: 269-280.
Silk, Joseph (1980), The Big Bang. San Francisco: W. H. Freeman and Co.
