مفهوم ناخوشایند یک آغاز

تا بعد از جنگ جهانی اول، برای این‌ موضوع که تصویر جهان در طلیعه‌ی قرن جدید نادرست است، هیچ دلیل عینی‌ای وجود نداشت هر چند تردیدهایی در این باره وجود داشت. از قرن هجدهم حدس‌هایی درباره‌ی تکه‌های تار و محوی از روشنایی‌ به نام سحابی[۱] وجود داشت. این‌که آن‌ها صرفا ابرهایی از گاز در کهکشان ما باشند، بسیار محتمل به نظر می‌رسید. اما برخی دانشمندان اندیشه‌های افراطی‌تر را می‌پذیرفتند؛ این که ممکن است آن‌ها منظومه‌های شمسی تازه تولدیافته‌ باشند یا شکاف‌هایی در جهان که در آن ماده و انرژی از جهانی دیگر یا بعدی دیگر به درون جهان ما می‌ریزند یا ممکن است شکل‌گیری مستقل ستارگان و گازها مانند کهکشان راه شیری در دور دست باشند. شاید راه شیری تنها یک جهان در میان «جهان‌های جزیره‌ای» متعدد باشد.

در نخستین سال‌های قرن بیستم، توجه به سوی سحابی‌هایی جلب شد که دارای ساختاری مارپیچ بودند؛ زیرا ستاره‌شناسان بسیاری فکر می‌کردند این‌ها ستارگان بدوی[۲] هستند؛ ابرهایی از گاز که در نقطه‌ی تولد یک ستاره فروریخته می‌شوند. بین سال‌های ۱۹۱۲ و ۱۹۱۴ وستو اسلیفر[۳] در رصدخانه‌ای  در آریزونا کشف کرد که اغلب سحابی‌های مارپیچ مورد مطالعه‌ی او یک انتقال سرخ را نشان می‌دهند؛ یعنی انتقالی در رنگ‌های طیف نور از انتهای آبی طیف به سوی انتهای قرمز. تفسیر اسلیفر از این انتقال در نور برآمده از سحابی‌ها این بود که فاصله‌ی آن‌ها از ما بیش‌تر می‌شود؛ همان‌گونه که افت در گامِ[۴] صدای یک موتور یا آژیر به معنای آن است که وسیله‌ی نقلیه از ما دور می‌شود؛ همان اثر معروف داپلر[۵]. در هر دو حالت، انتقال به دلیل کش آمدن موج‌هایی است که هنگام افزایش  فاصله‌ی آن‌ها به ما می‌رسند. در حالت یک آژیر، امواجِ صوتی کش می‌آیند. گوش‌ ما طول یک موج صوتی را به صورت گام تفسیر می‌کند و ما امواج صوتی طولانی‌تر را به صورت گام پایین‌تر می‌‌شنویم. در حالت سحابی مارپیچ امواج نور کش می‌آیند. چشم‌ ما طول‌ موج‌های گوناگون نور را به صورت رنگ‌های گوناگون تفسیر می‌کند و امواج طولانی‌تر به معنای انتقال به انتهای قرمز طیف است. نوعی از انتقال سرخ که اسلیفر آن را مشاهده می‌کرد، برای چشم غیرمسلح به صورت نور قرمزشونده قابل آشکارسازی نیست. او نتایج خود را بر اساس محاسباتی استوار کرد که ناشی از مطالعه‌ی طیف نور سحابی بود و  آن را  با طیف نور شی‌ای که فاصله‌اش از ما ثابت است مقایسه کرد.

آن‌چه اسلیفر یافته بود باعث ایجاد انقلاب شد؛ سال ۱۹۱۴ او یافته‌های خود را به انجمن نجومی آمریکا[۶] ارایه کرد. جان میلر[۷] که یکی از استادان اسلیفر بود، این رویداد را چنین توصیف کرد: «چیزی رخ داد که من هرگز تا آن زمان در جلسه‌ای علمی ندیده بودم. همگان برخاستند و تشویق کردند».[۸] تصویر جهان در آغاز قرن در حال تغییر بود.

کاملا بدیهی است که اسلیفر کشف بسیار مهمی کرده بود اما به این زودی‌ها معلوم نشد کشف او چه معنایی دارد. تفسیر اسلیفر این بود که رانش خود ما در فضا باعث افزایش فاصله ما و سحابی می‌شود. از آن‌جا که ما به جهان بر اساس مکان‌های مطلق نمی‌اندیشیم، ممکن است این‌که چه کسی نسبت به چه کسی عقب می‌رود، مبهم باشد. اما «رانش» اسلیفر دلالت‌های مهیج‌تر کشف او را در نظر نمی‌گرفت؛ آن دلالت‌ها پدیدار نشدند تا زمانی‌که مشاهدات بسیار دیگری به ثبت رسید.

در تفسیر اهمیت انتقال سرخ یک مشکل این بود که هنوز هیچ‌کس قادر نبود تعیین کند سحابی مارپیچ چه‌قدر دور است. مشکل اندازه‌گیری فاصله‌های اشیا در فضا، مشابه مشکلی است که ما در قضاوت درباره‌ی فواصل میان خودمان و نوری که در شب می‌درخشد داریم؛ آیا این نور تنها چند متر دورتر و بسیار ضعیف است یا چند کیلومتر دورتر و بسیار درخشان است؟ هرچند فاصله‌ی سحابی همچنان در زمان اعلام اسلیفر مورد پرسش بود اما اخترشناسان با جواب آن چندان هم بیگانه نبودند. آن‌ها از آخرین دهه‌ی قرن نوزدهم مشغول طراحی شیوه‌هایی بودند که چنان فاصله‌هایی را اندازه بگیرند؛ این شیوه‌ها پیچیدگی فزاینده‌ای داشته‌اند.

درعین‌حال، نظریه‌پردازان چه می‌گفتند؟ اینشتین سال ۱۹۱۵ نظریه‌ی نسبیت عام خود را ارایه داد. همچنین اخترشناسی هلندی به نام ویلم دو سیتر[۹] و خود اینشتین، دو سال پس از آن مشاهده‌ کردند راه‌حل‌های معادلات اینشتین دلالت بر این دارد که جهان در حال گسترش است. اینشتین مانند اغلب معاصران خود باور داشت جهان ایستا است؛ یعنی اندازه‌اش تغییر نمی‌کند. زمانی که دلالت‌های معادلات او کم‌کم پدیدار شدند، اندوهگین شد. او در نامه‌ای نوشت: «پذیرش چنان امکانی به نظر بی‌معنا می‌رسد»[۱۰] و تصمیم گرفت نظریه‌ی خود را طوری تغییر دهد که جهانی گسترش‌یابنده را پیش‌بینی نکند. بدین منظور، ثابتی برای طبیعت به نام «ثابت کیهان‌شناختی» معرفی کرد؛ جمله‌ای ریاضیاتی‌ که به نیروی دافعه یا «پادگرانش» مربوط است. اینشتین بعدها این جمله‌ی کیهان‌شناختی -یعنی امتیاز انحصاری پیش‌داوری خود و هم‌عصرانش- را به عنوان «بزرگ‌ترین اشتباه زندگی‌ام» نام‌گذاری کرد. ریاضی‌دان روسی الکساندر فریدمن[۱۱] اولین کسی بود که به‌طور قطعی فراتر از زمان خود رفت و ظاهر نظریه‌ی اینشتین را بدون این‌که فرض کند «ثابت کیهان‌شناختی» -اگر اساسا قرار باشد در نظر گرفته شود- لزوما چیزی به غیر صفر باشد، دست‌آویز قرارداد. آن‌چه فریدمن یافت تنها یک راه حل نبود بلکه برای معادلات کیهان‌شناختی نسبیت عام خانواده‌ای از راه‌ حل‌ها بود و هر یک از این راه‌حل‌های متفاوت، توصیف‌کننده‌ی نوع متفاوتی از جهان بود.

لومیتر[۱۲]اختر فیزیک‌دان و الهی‌دان بلژیکی، برای معادلات اینشتین راه‌ حل‌هایی یافت که مشابه راه ‌حل‌های فریدمن بود. با این حال، لومیتر برخلاف فریدمن، بسیار فریفته‌ی آن چیزی بود که معادلات و راه‌ حل‌های آن‌ها درباره‌ی منشا جهان بیان می‌‌کردند. او نخستین کسی بود که چیزی را شبیه به آن‌چه امروز مه‌بانگ می‌نامیم، تخیل کرد؛ هر چند چنین نامی به آن نداد. شاید به خاطر این‌که لومیتر یک کشیش و نیز یک اختر فیزیک‌دان بود، این اندیشه‌ی او با نوعی تمسخر از جانب سایر دانشمندان روبه‌رو شد. لومیتر پیشنهاد کرد در آغاز جهان، تمام جرم موجود در جهان کنونی در فضایی با اندازه‌ی حدودا ۳۰ برابر حجم خورشید فشرده شده بود. آن فضای فشرده را می‌توان نوعی «اتم نخستین» نام نهاد. او چنین بیان کرد: «نظریه‌ی اتم نخستین، تصویر جهان کنونی را به عنوان نتیجه‌ای از تخریب رادیواکتیوی یک اتم ترسیم می‌کند».[۱۳] لومیتر تا آن زمان در دهه‌ی پنجاه که آن کلمات را می‌نوشت گمان می‌کرد می‌توان به این اتم نخستین به عنوان یک کوانتوم واحد نگریست.

در حالی که کار نظری فریدمن به‌طور گسترده‌ای جز در میان ریاضی‌دانان ناشناخته باقی ماند. او در گم‌نامی و در سن سی و هفت‌ سالگی درگذشت. لومیتر توجه اخترشناسان تجربی را به خود جلب کرد؛ او در این مورد بیش‌تر مدیون ادینگتون[۱۴] (که لومیتر در کمبریج دانشجوی او بود) و یکی دیگر از شاگردان ادینگتون به نام جورج مک‌ویتی[۱۵] بود.

در همین حال، وستو اسلیفر در آریزونا  به طراحی ابزار خود برای مطالعه‌ی سحابی ادامه داد و کشف کرد که بیش‌تر مواردی که توانست مطالعه کند، از خود انتقال سرخ را نشان می‌دهند. اوایل سال ۱۹۲۱ او یک انتقال سرخ عظیم (یا چیزی که در آن زمان عظیم به نظر می‌رسید) در سحابی‌ای به نام NGC584 نشان داد. براساس محاسبات اسلیفر، فاصله‌ی آن سحابی با سرعتی تقریبا برابر با دو هزار کیلومتر در ثانیه در حال افزایش بود. در سال ۱۹۲۲، اسلیفر محاسبات مربوط به چهل سحابی مارپیچ را که سی و شش تا از آن‌ها به عقب می‌رفتند، برای ادینگتون در کمبریج فرستاد. سال ۱۹۱۴، یعنی زمانی که اسلیفر برای نخستین بار یافته‌های خود را درباره‌ی انتقال سرخ اعلام می‌کرد، جوانی به نام ادوین‌ هابل[۱۶] در میان حاضران بود. در سال‌های بعدی، ‌هابل شروع به بررسی رابطه‌ی میان کشفیات تجربی اسلیفر و راه حل‌های دوستیر از معادلات اینشتین کرد. البته لومیتر و فریدمن هم چنین راه حل‌هایی را یافته بودند اما ‌هابل از کار آن‌ها بی‌اطلاع بود. ‌هابل نیز به سحابی‌ها توجه کرد. در سال ۱۹۲۳ او دریافت آن‌گونه که پیش‌تر فکر می‌کرد، آن نقطه‌ی نور ضعیف در سحابی عظیمِ آندرومدا[۱۷] یک نواختر[۱۸] نبوده، بلکه یک تپ‌اختر[۱۹]است؛ یعنی ستاره‌ای که درخشندگی خود را به‌طور مداوم تغییر می‌دهد. این دریافت او را قادر ساخت که در نهایت به این پرسش که آیا سحابی‌ها چیزی درون کهکشان ما هستند یا «جهان‌های جزیره‌ای» مستقل و دور، پاسخ دهد. اخترشناسان آموخته بودند چه‌گونه فاصله‌ تا یک تپ‌اختر را به وسیله‌ی زمان‌بندی این تغییرات اندازه بگیرند. محاسبات ‌هابل نشان داد سحابی آندرومدا در فاصله‌ای بسیار بزرگ‌تر از هر ستاره‌ای در کهکشان راه شیری است. آندرومدا در واقع کهکشان دیگری است.

هابل در ادامه متوجه شد علاوه بر کهکشان ما تعداد زیادی کهکشان دیگر وجود دارند و در سال ۱۹۲۹ یکی از انقلابی‌ترین اعلامیه‌ها را در تاریخ علم ابراز کرد؛ مطلبی که برای همیشه اندیشه‌های ما را درباره‌ی چه‌گونگی جهان، تاریخچه‌ی آن و خود ما تغییر داد. او و دستیارش میلتون هیوماسون[۲۰] (شخصیتی چند چهره که ابتدا دانشمند نبود بلکه راننده‌ای در رصدخانه‌ی کوه ویلسون[۲۱] بود) بیان کردند به غیر از کهکشان‌هایی که به‌صورت خوشه‌ای در نزدیک‌ترین مکان به ما هستند، هر کهکشان دیگری در جهان در حال افزایش فاصله‌اش با ما است. علاوه بر این، به غیر از کهکشان‌هایی که به ما نزدیکند، هر کهکشان دیگری در جهان در حال افزایش فاصله با کهکشان دیگر است.

مشاهدات ادامه یافته‌اند و کهکشان‌های بیش‌تر و بیش‌تر و انتقال‌های سرخ دیگری ثبت شدند. تا اوایل دهه‌ی ۱۹۵۰، رابطه‌ی میان آن‌چه اخترشناسان با تلسکوپ‌های خود کشف می‌کردند و پیش‌بینی‌های نظری اینشتین، فریدمن و لومیتر واضح بود. هرچه فاصله‌ی کهکشان از ما بیش‌تر باشد، انتقال سرخ‌ها بزرگ‌تر می‌شود؛ به این معنا که هرچه کهکشان دورتر باشد، سریع‌تر به عقب می‌رود. آن‌گونه که فریدمن پیش‌بینی کرده بود، صرف‌نظر از این‌که ما کجای جهان قرار بگیریم، در هر کهکشانی که باشیم، کهکشان‌های دیگر را در حال دور شدن از خود می‌یابیم؛ دو برابر دورتر و دو برابر سریع‌تر. تکه نان کشمشی‌ای روی اجاق، تمثیلی خانگی برای توضیح این پدیده است. هنگامی‌که خمیر نان بلند می‌شود و فاصله‌ی میان کشمش‌ها منبسط می‌شود، می‌بینیم که هر کشمش از دیگری دورتر می‌شود؛ دو برابر دورتر دو برابر سریع‌تر. همچنین، نان کشمشی به ما یادآوری می‌کند به جای آن‌که بیاندیشیم  کهکشان‌ها درون فضا در حال دور شدن از یک‌دیگر هستند، دقیق‌تر آن است که همچون فریدمن بگوییم فضای میان آن‌ها در حال تورم است.

ممکن است کسی به سادگی این نتیجه را بگیرد که اگر جهان همانند یک تکه نان کشمشی در حال انبساط باشد، ما در صورتی که فناوری آن را داشته باشیم، باید بتوانیم روی سطح آن حرکت کنیم و لبه‌ی جهان را بیابیم. فراتر از آن چیست؟ متاسفانه این پرسش که فراتر از آن چه چیزی وجود دارد، هیچ معنای واقعی‌ای ندارد. ادینگتون توصیه کرد بالنی را در نظر بگیرید که روی سطح آن نقطه‌هایی نقاشی شده است. فرض کنید مورچه‌ای روی سطح بالن می‌خزد. برای آن‌که این تمثیل مفید باشد باید بگوییم در نگاه مورچه تمام آن چیزی که وجود دارد همان سطح بالن است؛ مورچه نمی‌تواند به بیرون سطح بالن نگاه کند یا درونی برای بالن درک کند. در نگاه مورچه آن ابعاد وجود ندارند. اکنون اگر هوا وارد بالن شده و بالن منبسط شود، چیزی که مورچه می‌بیند این است که همه‌ی نقطه‌های سطح بالن از او دور می‌شوند. صرف‌نظر از آن‌که مورچه روی کدام قسمت بالن حرکت می‌کند، هر نقطه‌ی روی بالن از او دور می‌شود. مورچه لبه یا مرزی در هیچ‌جای بالن نخواهد یافت. احتمالا تمام آن‌چه گفته شد، در مورد جهان مورد بحث ما نیز صدق می‌کند؛ البته با ابعاد بیش‌تری نسبت به جهان بالنی مورچه.

نتیجه‌ی دیگری که ممکن است به آن برسیم این است که باید پرسید انبساط جهان از کجای آن آغاز شده است. نقطه‌ای که همه‌چیز از آن دور می‌شود کجا است؟ یکی از راه‌های اندیشیدن درباره‌ی انبساط جهان، به‌صورت انفجاری به طرف بیرون است. حتی اگر هیچ جهت مطلقی در جهان وجود نداشته باشد، موجوداتی که روی تکه خرده‌ریزهای ناشی از انفجار وجود دارند باید بتوانند فرض کنند پاسخی برای این پرسش وجود دارد: «انفجار دقیقا در چه نقطه‌ای نسبت به مکانی که ما اکنون هستیم روی داده است؟» تمثیل بالن ادینگتون به ما کمک می‌کند بفهمیم چرا چنین نقطه‌ای برای منشا جهان وجود ندارد. چنین نقطه‌ای در سطح بالن وجود ندارد یا اگر شما ترجیح دهید می‌شود مدعی این بود که هر نقطه‌ای می‌تواند نقطه‌ی آغاز باشد. به یاد داشته باشید درون بالن بُعدی است که وجود ندارد. کیهان‌شناسی جدید فرضیات فریدمن را می‌پذیرد: در مقیاس بزرگ، جهان در تمام جهت‌ها یک‌سان به نظر می‌رسد و صرف‌نظر از این‌که ما کجای جهان ایستاده باشیم، جهان در تمامی جهت‌ها یک‌سان دیده می‌شود. هیچ لبه‌ای وجود ندارد که در یک‌سوی آن کهکشان‌ها را ببینیم و در جهت دیگر هیچ نبینیم. هیچ مرکزی وجود ندارد که بتوانیم به آن اشاره کنیم و بگوییم در آن‌جا آغاز شده است. با این حال، ما می‌توانیم بپرسیم جهان چه زمانی آغاز شده است.

به هر جهت در فضا که بنگریم، صرف نظر از این‌که در کجای جهان هستیم، به گذشته نگاه می‌کنیم. حتی در فضایی به کوچکی یک اتاق که من در آن نشسته‌ام و می‌نویسم، آن‌چه می‌بینم اخبار قدیمی‌است. اما تاخیری که به خاطر تصویر دیوار دور به چشم من می‌آید، ارزش در نظر گرفته‌شدن ندارد؛ زیرا نور -و بنابراین هر تصویری که به چشم من می‌آید- فوق‌العاده سریع حرکت می‌کند.

وقتی نوبت به فواصل کیهان می‌رسد، مطمئنا این تاخیر ارزش ملاحظه دارد. نوری که از اخترنماها[۲۲] به ما می‌رسد شاید ده میلیارد سال پیش آن‌ها را ترک کرده است.[۲۳] آیا آن اخترنماها اکنون هم آن‌جا هستند؟ احتمالا حدود ده میلیارد سال دیگر نوادگان ما روی زمین (اگر نوادگان و زمینی همچنان وجود داشته باشد) دریابند آیا این اخترنماها یا کهکشان‌هایی که نتیجه‌ی تکامل آن هستند هنوز هم در حال حاضر آن‌جا قرار دارند یا نه؟ خود ما تنها می‌توانیم از جایی مناسب وجود آن‌ها را در ده میلیارد سال قبل مشاهده کنیم. از آن‌جاکه گذشته در تمام جهت‌ها وجود دارد، آنگاه -در فاصله‌ای فراتر از اخترنماها- پاسخ به پرسش‌ها وجود دارد: آیا جهان آغازی دارد؟ و اگر بله، چه زمانی؟

خوشبختانه علاوه بر دیدن واقعی ثانیه‌ی تقسیم منشا جهان – مشاهده‌ای که با فناوری ما ممکن نیست و شاید با فناوری‌‌هایی که در آینده هم بتوانیم اختراع کنیم نیز ممکن نباشد- راه‌های دیگری برای یافتن پاسخ آن پرسش‌ها وجود دارد. این‌که فکر کنیم اگر جهان در حال انبساط باشد، لابد زمانی قبل‌تر، همان‌گونه که لومیتر اصرار داشت، بسیار چگال‌تر از زمان حال بوده است، به نظر صحیح می‌رسد. در واقع ممکن است صحیح به نظر برسد که زمانی بوده که هر چیزی که ما قادر به مشاهده‌ی آن در جهان بوده‌ایم دقیقا در یک مکان بوده‌ است و این باید همان آغاز بوده باشد.

آیا واقعا چنین بوده است؟

در سال ۱۹۴۸ هرمان بوندی[۲۴]، توماس گلد[۲۵] و فرد هویل[۲۶] نظریه‌هایی پرداختند که بر اساس آن‌ها انبساط جهان را ممکن می‌دانستند اما این نظریه‌ها با این الزام بیگانه بودند که جهان باید دارای آغازی بوده باشد. براساس نظریه‌ی «حالت ماندگار»[۲۷] آن‌ها، جهان همه‌ی ماده‌ای را که امروز دارا است، همواره دارا نبوده است. با گسترش جهان، ماده‌ی جدید به‌طور دایم پدیدار می‌شود تا شکاف‌ها را پر کند و بدین ترتیب چگالی متوسط ماده در جهان یک‌سان باقی می‌ماند. کهکشان‌هایی مانند کهکشان ما، زمانی‌که ستارگان درون آن‌ها منفجر می‌شوند و می‌میرند، به پایان چرخه‌ی حیات خود می‌رسند اما در همین هنگام کهکشان‌های جدید از ماده‌ی جدید پدید می‌آیند.

یک جهان حالت ماندگار هیچ آغاز یا پایانی ندارد. این به امکان یک جهان ابدی باز می‌گردد که بسیاری آن را مورد استقبال قرار داده‌اند؛ کسانی مانند نظریه‌پردازانی که آن راه را به عنوان راهی برای حذف کردن سرنخی برای «آفرینش» -که برای جهانِ دارای آغاز، ذاتی است- اختراع کردند. برای بیش از یک دهه، میان طرف‌داران نظریه‌ی حالت ماندگار و مدافعان نظریه‌ی مه‌بانگ، بحث علمی و تا حد کم‌تری فلسفی در جریان بود.

ممکن است از نگاه ما فهم این‌که چرا مفهوم یک آغاز، مشکل فلسفی بزرگی برای اشخاص ایجاد کرده است، دشوار باشد. امروزه تقریبا همه‌ی دانشمندان نسخه‌ای از نظریه‌ی مه‌بانگ را می‌پذیرند؛ با این حال، ما همان‌طور که می‌توانیم باورمندان به خدا را در میان دانشمندان بیابیم، می‌توانیم خداناباروان و ندانم‌گرایانی را نیز پیدا کنیم. روشن است که داشتن یک مه‌بانگ نمی‌تواند به‌طور قطعی ثابت ‌کند ما خدایی داریم. همان‌گونه که اندکی بعدتر خواهیم دید، داشتن مه‌بانگ حتی نمی‌تواند اثبات ‌کند که ما آغازی داشته‌ایم. چرا بوندی، گولد و هویل و برخی همکارانشان این‌قدر نگران بودند؟ باید بکوشیم این مطلب را از منظر کسانی که اواخر دهه‌ی چهل و دهه‌ی پنجاه بحث می‌کردند، بنگریم. این‌که با افزایش احتمال صحت نظریه‌ی مه‌بانگ، ظاهرا اردوی ضد خدا دارد میدان را به اردوی هوادار خدا واگذار می‌کند، تا حد معینی درست بود. اما همه‌ی داستان نبود. ما پیش‌تردیدیم که چه‌طور روبرت یاسترو[۲۸] که خودش اخترشناس و ندانم‌گرا بود در کتاب خودش، خدا و اخترشناسان، دانشمندان را به خاطر واکنش‌شان به نظریه‌ی مه‌بانگ سرزنش می‌کند: «زمانی‌که  خود علم از شواهد پرده برمی‌دارد، در حرفه‌ی ما پاسخ ذهن علمی -فرضا ذهنی بسیار عینی- به تعارضی با مواد ایمان منجر می‌شود». یاسترو موقعیت را چنین توصیف می‌کند:

این پیشرفتی عجیب است که کسی انتظار آن را ندارد جز الهی‌دانان. آن‌ها همواره جهان کتاب مقدس را پذیرفته‌اند؛ ابتدا خدا آسمان و زمین را آفرید. که آگوستین بدان افزود: «چه کسی می‌تواند این راز را بفهمد یا آن را برای دیگران توضیح دهد؟» این پیشرفت غیرمنتظره است؛ زیرا علم موفقیت فوق‌العاده‌ای در ردیابی زنجیره‌ی علت و معلول به سمت گذشته داشته است …

اکنون ما دوست داریم آن پژوهش را در زمان به عقب ببریم اما مانعی که برای پیشرفت بیش‌تر وجود دارد، غیرقابل رفع به نظر می‌رسد. این امری مربوط به یک سال و یک دهه‌ی دیگر، اندازه‌گیری دیگر، یا نظریه‌ای دیگر نیست؛ در حال حاضر به نظر می‌رسد گویی علم هرگز نخواهد توانست پرده از راز آفرینش بردارد. برای دانشمندی که با ایمان به نیروی عقل خویش زیسته است، داستان مانند یک کابوس پایان می‌یابد. او کوه‌های جهل را پیموده و در شرف این است که بر بالاترین قله فایق آید؛ همین که خود را تا صخره‌ی آخر بالا می‌کشد، دسته‌ای از الهی‌دانان که قرن‌ها است آن‌جا نشسته‌اند، به او سلام می‌گویند.[۲۹]

با این حال، همان‌گونه که خود یاسترو اشاره کرده است، درگیری‌ای که به آن اشاره شد از رقابت ساده‌ای میان علم و دین که ظاهرا در آن دین پیروزی عمده‌ای داشته، بسیار پیچیده‌تر بوده است. این خدا نیست که دانشمند وقتی خود را به بالای صخره‌ی نهایی می‌کشد، آن را در بیان یاسترو می‌یابد. بلکه دسته‌ای از افراد است که احتمالا شامل قدیس آگوستین است که مقابل آغاز زمان با دری بسته مواجه شده‌اند؛ ما مجاز به عبور از آن در نیستیم تا زمانی‌که به همه چیز آگاهی پیدا کنیم.

بخش طنزآمیز داستان یاسترو این نیست که الهی‌دانان آن را برای مدتی طولانی تبیین کرده‌اند اما دانشمندان چنین کاری نکرده‌اند؛ بخش طنزآمیز این قصه آن‌جاست که الهی‌دانان قرن‌ها گفته‌اند ما با رازی سروکار داشته‌ایم که انسان‌ها هرگز نخواهند توانست آن را تبیین کنند و اکنون دانشمندان به‌شدت می‌کوشند آن تبیین را بیابند و در عین حال که اندوهگین هستند به همان نتیجه‌ای رسیده‌اند که الهی‌دانان گفته بودند. آن نتیجه اکتشاف خدا نیست؛ بلکه کشف محدودیت‌های تلاش فکری انسانی است که هر کس را درست وقتی به بالای قله رسیده، ناامید می‌کند. الهی‌دانان آموخته‌اند با این محدودیت‌ها با آرامشی نسبی کنار بیایند و به شرایط خو بگیرند و حتی از موقعیت لذت هم ببرند. آن‌ها مدعی این مزیت‌ هستند و اگر صادق باشند این مزیتی بزرگ است؛ آن‌ها باور دارند پایان تلاش فکری انسانی لزوما پایان جست‌وجو برای فهم کامل نیست.

نظریه‌ی حالت ماندگار اجازه داد اشخاص باور کنند جهان سرمدی است؛ این نظریه تا زمانی‌که برقرار بود، رقیب نیرومندی برای نظریه‌ی مه‌بانگ محسوب می‌شد. به نظر می‌رسید هر دو نظریه به‌طور مساوی قادر به تبیین آن چیزی هستند که با مشاهده به دست آمده است. با این حال در دهه‌ی ۱۹۶۰ شواهد جدیدی رخ نمودند؛ شواهدی که با نظریه‌ی حالت ماندگار قابل تبیین نبودند اما نظریه‌ی مه‌بانگ می‌توانست آن‌ها را توضیح دهد.

به دهه‌ی ۱۹۴۰ برگردیم؛ ژرژ گاموف[۳۰] فیزیک‌دان متولد روسیه که سال ۱۹۳۳ به غرب مهاجرت کرد، همراه با دو آمریکایی به نام‌های رالف آلفر[۳۱] و روبرت هرمان[۳۲] شروع به نظریه‌پردازی درباره‌ی جهان نخستین کردند. آن‌ها کار را با اجرای معادلات فریدمن در مورد رویدادی که جهان با آن آغاز شده است، انجام دادند و پیش‌بینی کردند می‌بایست تشعشع باقی‌مانده‌ای وجود داشته باشد –فوتون‌ها (ذرات پیام‌رسان از سنخ نیروی الکترومغناطیس)– که از زمانی حدود ۱۰۰۰ سال پس از آغاز جهان باقی مانده‌اند. در آن دوره احتمالا جهان هنوز بسیار داغ بوده است. اما پیش‌بینی می‌شود تاکنون باید دمای آن فوتون‌ها سرد شده و تا پنج درجه بالای صفر مطلق رسیده باشد. مشاهده‌ی چنان تشعشعی بسیار دشوار است. بنابراین این پیش‌بینی مورد آزمایش قرار نگرفت. اما در نهایت شواهد آن تشعشع در سال ۱۹۶۵ به‌طور تصادفی کشف شد؛ داستان اکتشاف یادآور بحث ما درباره‌ی اثر متقابل نظری و مشاهده‌ی مستقیم است. این  مثالی است که می

اواسط دهه‌ی ۱۹۶۰ در آزمایشگاه‌های بل در نیوجرسی، آنتن شاخک‌داری وجود داشت که برای آن‌که در ماهواره‌های مخابراتی اکو ۱ و تلستار به کار رود، طراحی شده بود. میزان نویز پس‌زمینه که آنتن آن را دریافت می‌کرد، کار آن‌ها را برای مطالعه‌ی سیگنال‌های فضا مختل ‌کرد. دانشمندانی که با آنتن کار می‌کردند مجبور بودند تنظیماتی انجام دهند و خود را محدود به مطالعه‌ی سیگنال‌هایی کنند که از نویز قوی‌تر بودند. این مسئله -یعنی آزاری که آن‌ها از این موضوع متحمل می‌شدند- قابل چشم‌پوشی بود اما دو دانشمند جوان، آرنو پنزیاس[۳۳] و روبرت ویلسون[۳۴]، نویز را جدی‌تر گرفتند؛ آن‌ها متوجه شدند فارغ از این‌که آنتن را به چه سمتی جهت می‌دهند، نویز ثابت می‌ماند. چون آنتنی که جهت آن را به سمت افق تنظیم کرده باشند، نسبت به آنتنی که جهتش به سمت بالا باشد با میزان بیش‌تری از جو زمین مواجهه دارد، اگر نویز نتیجه‌ی جو زمین می‌بود، چنین پدیده‌ای رخ نمی‌داد. نویز می‌بایست یا از جایی فراتر از جو زمین یا از خود آنتن بیاید. ویلسون و پنزیاس فکر کردند احتمال دارد کبوترهایی که در آنتن لانه می‌سازند در حال تولید اغتشاش باشند. اما با بیرون راندن کبوترها و پاک کردن جای آن‌ها تغییری در نویز ایجاد نشد.

ویلسون و پنزیاس از این‌که روبرت دیک[۳۵] در پرینستون هم‌زمان طرحی مشابه را ارایه کرده است، آگاه نبودند. او در حال ساخت آنتنی برای مطالعه‌ی تشعشع پس‌زمینه‌ای بود؛ آنتنی که گاموف، آلفر و هرمان در دهه‌ی ۱۹۴۰ پیش‌بینی ساخته‌شدن آن را کرده بودند. اما وقتی اخترشناس رادیویی دیگری به نام برنارد بورک[۳۶] مشکل آن‌ها با آنتن را از زبان خودشان شنید، اقدام به جمع‌آوری دو گروه از پژوهش‌گران کرد. پنزیاس و ویلسون تصادفا پرتویی را دریافته بودند که دیک امید داشت با راهنمایی نظریه آن را بیابد.

سال ۱۹۷۳ آزمایش‌های بالنی پل ریچاردز[۳۷] و دیگران در برکلی کالیفرنیا نشان داد طیف تشعشع پس‌زمینه‌ای همان طیفی بود که مه‌بانگ پیش‌بینی می‌کرد. پرتوهای پس‌زمینه‌ی کیهانی را (آن‌گونه که امروز نامیده می‌شوند) آزمایش‌های زیادی تایید کرده‌اند و این آزمایش‌ها سرراست‌ترین شواهد برای این موضوع‌اند که جهان زمانی بسیار داغ‌تر و چگال‌تر از اکنون بوده است. پرتویی که اینک به ما می‌رسد، به جای پنج درجه‌ای که آلفر و هرمان محاسبه کرده بودند، دمایی حدود سه درجه بالای صفر مطلق دارد. امروزه شما برای مشاهده‌ی یک پرتو پس‌زمینه‌ی کیهانی نیاز به تجهیزات غیرمعمول ندارید. برفکی که هنگام عدم پخش ایستگاه فرستنده روی صفحه‌ی تلویزیون مشاهده می‌شود، تا حدی از این تشعشع تشکیل یافته است؛ فوتون‌هایی که محصول نور باستانی هستند.

اکتشاف پرتو پس‌زمینه‌ی کیهانی و طیف آن، پشتیبانی مهیجی برای نظریه‌ی مه‌بانگ بود. البته شواهد دیگری هم وجود داشت. این نظریه بیان می‌کند حدود ۲۵% از جرم عناصر تشکیل‌دهنده‌ی جهان باید هلیوم ۴ باشد. تا اواسط دهه‌ی۱۹۷۰ اندازه‌گیری عناصر موجود در کهکشان‌های بیرونی‌ (اندازه‌گیری‌ای که با مطالعه‌ی طیف‌های آن‌ها امکان‌پذیر است) و نیز اندازه‌گیری عناصر موجود در کهکشان خود ما این پیش‌بینی را تایید کرد. این اندازه‌گیری‌ها همچنین پیش‌بینی فراوانی عناصر دیگری که باید در مه‌بانگ ساخته شده باشند، مانند دوتریوم، هلیوم۳ و لیتیوم را تایید کردند.

تاییدهای بیش‌تر برای این نظریه از این واقعیت آمده است که این نظریه‌ راه حلی برای این‌که چرا ما اخترنماها را تنها در چنان فاصله‌های دوری از خودمان می‌یابیم، پیشنهاد می‌کند. اغلب اخترشناسان، اخترنماها را به شکل‌گیری کهکشان‌ها ربط می‌دهند. اگر همان‌گونه که نظریه‌ی حالت ماندگار بیان می‌کند، کهکشان‌ها به‌تناسب در حال مردن و جای‌گزین شدن با کهکشان‌های جدیدی که از ماده‌ی جدید ساخته شده‌اند، باشند، آن‌گاه ما باید به‌طور نسبتا عادلانه‌ای اخترنماها را به شکل پراکنده در جهان ببینیم. اما بر خلاف نظریه‌ی حالت ماندگار  ما در نزدیکی خود اخترنمایی نمی‌بینیم. همه‌ی آن‌ها بسیار دورند و بر اساس آن واقعیت، در زمانی بسیار دور بوده‌اند. اگر شکل‌گیری کهکشان‌ها اساسا در طول گذشته‌ای دور در تاریخ جهان رخ داده باشد و این امر فرایندی نباشد که به‌طور مداوم تکرار ‌شود، قابل پذیرش است که چرا چنین است. ما با نگریستن به فاصله‌ای که در آن‌ها اخترنماها وجود دارند در حال دیدن جهان در دوره‌ی شکل‌گیری کهکشان‌ هستیم. اطلاعات برآمده از آن‌جا زمان طولانی‌ای طی کرده است تا به ما برسد. در واقع، این اخبار قدیمی هستند. اما به نظر می‌رسد بر این‌که ما در جهانی هستیم که در طول زمان در حال تکامل است، دلالت داشته باشد؛ جهانی شبیه به جهان مه‌بانگ نه جهان حالت ماندگار.

در حالی که دلایل تجربی مه‌بانگ را تایید می‌کردند، نظریه‌پردازان حمایت‌های بیش‌تری را فراهم می‌آوردند و قفل‌های اضافه‌تری را بر در بسته‌شده‌ی آغاز زمان می‌نهادند. این امر که اگر نظریه‌ی نسبیت عام صحیح باشد، احتمال فوق‌العاده‌ای وجود دارد که جهان یا در حال انبساط یا انقباض باشد، آشکار شده بود. پایداری جهانی ایستا در آن نظریه، مشابه خودکاری است که روی نوک ایستاده باشد. با این حال این پرسش ایجاد شد که اگر جهانی در حال انبساط باشد -هر چند جهانی در حالت ماندگار نباشد- آیا  به این معنا است که هر چیزی در آن جهان لزوما در زمانی پیش‌تر در یک مکان وجود داشته است؟

در سال ۱۹۶۳ دانشمندان روسی، ایونجی لیفشیتز[۳۸] و آیزاک خالاتنیکوف[۳۹] برای یک جهان در حال انبساط، تاریخچه‌ی ممکن دیگری پیشنهاد کردند. تصور کنید با حرکت کردن در زمان به سمت عقب و در جهانی شبیه به جهان ما در حالی که همه‌ی کهکشان‌های آن به یک‌دیگر نزدیک‌تر می‌شوند و ظاهرا در مسیر برخورد قرار دارند، خود جهان منقبض می‌شود. با نگاه نزدیک‌تر به کهکشان‌ها، متوجه می‌شویم آن‌ها علاوه بر حرکتی که مستقیما به سوی یک‌دیگر می‌کشدشان، حرکت دیگری هم دارند؛ این حرکت اضافه‌تر ممکن است باعث شود یک‌دیگر را گم کنند، از هم عبور کنند و جهان بدون این‌که به حالت چگال بی‌نهایت برسد، دوباره منبسط شود. این امکان بود که ‌هاوکینگ و پنروز را در اواسط و اواخر دهه‌ی ۱۹۶۰، یعنی تقریبا همان زمانی که ویلسون و پنزیاس در مورد تشعشع پس‌زمینه کیهانی گیج شده بودند، به خود جذب کرد. نسبیت عام وجود تکینگی‌ها -نقاطی با چگالی بی‌نهایت و انحنای فضا زمان بی‌نهایت- را پیش بینی می‌کند اما اوایل دهه‌ی ۱۹۶۰، فیزیک‌دانان اندکی این پیش‌بینی را جدی گرفتند. برخی اندیشیدند ستاره‌ای با جرمی به اندازه‌ی کافی بزرگ که تحت فروپاشی گرانشی است، ممکن است یک تکینگی را در مرکز یک سیاه‌چاله شکل دهد. هیچ کس هنوز ادعا نکرده است چنین چیزی باید رخ دهد. هرچند برخی از شاگردان جان ویلر می‌گویند از او شنیده‌اند این کلمات را پیش‌تر به کار برده است. سال ۱۹۶۷ معمولا تاریخی است که برای ابداع واژه‌ی «سیاه‌چاله» از سوی او ذکر می‌شود. با این حال، مطالعه‌ی سیاه‌چاله‌ها پیش از آن آغاز شده بود. در سال ۱۹۶۵پنروز که کار پیشین ویلر، چاندراسخار[۴۰] و دیگران را ادامه می‌داد، توانست نشان دهد اگر جهان از نسبیت عام و چندین قید دیگر تبعیت کند، زمانی‌که ستاره‌ای بسیار وسیع دیگر سوخت هسته‌ای برای سوزاندن نداشته باشد و تحت تاثیر گرانش خود متلاشی شود، ناگزیر به نقطه‌ای با چگالی بی‌نهایت و انحنای بی‌نهایت فضا-زمان فشرده می‌شود؛ این یعنی تکینگی. حتی اگر این فروپاشی کاملا هموار و متقارن نباشد، این اتفاق رخ خواهد داد. هیچ اما و اگری در مورد آن وجود ندارد و باید چنین شود.

هاوکینگ از این‌جا آغاز کرد. او در سال ۱۹۶۵ در تز دکترایش در کمبریج، این جهت زمان را وارونه کرد و این مفهوم را به کل جهان اعمال کرد. او گمان می‌کرد اگر می‌توانستیم انبساط جهان را به‌صورت معکوس مشاهده کنیم، آن‌چه که می‌دیدیم احتمالا مشابه آن چیزی است که پنروز در مورد سیاه‌چاله‌ها یافته است. هرگاه فرو‌ریزش[۴۱] (انبساط جهان به صورت معکوس) به‌اندازه‌ی کافی اجرا شود، حرکت‌های اضافی کهکشان‌ها تغییری در تاریخ جهان ایجاد نمی‌کند. تا سال ۱۹۷۰ ‌هاوکینگ و پنروز ‌توانستند نشان دهند که به بیان ‌هاوکینگ «اگر نسبیت عام صحیح باشد، هر مدل معقول جهان باید با یک تکینگی آغاز شود»[۴۲]؛ یعنی هرچیز قابل مشاهده‌ای در جهان ، نه در کره‌ای که لومیتر تصور کرده بود، بلکه در جهان و در نقطه‌ای با چگالی بی‌نهایت متراکم می‌شد. انحنای فضا-زمان در تکینگی نیز بی‌نهایت خواهد بود. در این وضعیت فاصله‌ی میان تمام اشیا (هرچند شی نامیدن آن‌ها در این نقطه غیردقیق است) در جهان صفر خواهد بود.

  

         

منبع:

Kitty Ferguson, The Fire in the Equations, Templeton Foundation Press, Philadelphia and London pp. 90-101

 

 

  1. nebulae: به ابر عظیمی از غبار، گاز و پلاسما در فضاهای میان‌ستاره‌ای، سَحابی یا اَبری گفته می‌شود. سحابی‌ها محل تولد ستاره‌ها هستند. م
  2. protostars
  3. Vesto Slipher
  4. pitch
  5. Doppler effect
  6. American Astronomical Society
  7. John Miller
  8. این نقل قول در کتاب خدا و ستاره‌شناسان، ۱۸ یاسترو آمده است. جان‌ هال برای یاسترو گفته است که روزی مدیر آزمایشگاه لوول در فلگ استف بوده است. او خود این را از جان میلر شنیده بود.
  9. Willem de Sitter
  10. نامه به ویلم دوسیتر
  11. Alexander Friedmann
  12. Abbé Georges Henri Lemaître
  13. Translated by Betty H. Korff and Serge A. Korff, The Primeval Atom (copyright 1950), reprinted in Timothy Ferris, The World Treasury of Physics, Astronomy, and Mathematics (New York: Little, Brown & Company, 1991): 360.
  14. Eddington
  15. George McVittie
  16. Edwin Hubble
  17. Andromeda
  18. nova
  19. Cepheid
  20. Milton Humason
  21. Mount Wilson Observatory
  22. quasars
  23. در این بحث عدد ده ملیارد سال را به منظور توضیح به کار برده‌ایم. سن جهان در حال حاضر بین ده تا چهارده ملیارد سال تخمین زده می‌شود. زمانی نور از اخترنماهای دور تشعشع پیدا کرده که جهان تقریبا ۶ درصد سن امروزی‌اش را داشته است.
  24. Hermann Bondi
  25. Thomas Gold
  26. Fred Hoyle
  27. Steady State theory
  28. Robert Jastrow
  29. God and the Astronomers: ۱۰۷
  30. George Gamow
  31. Ralph Alpher
  32. Robert Herman
  33. Arno Penzias
  34. Robert Wilson
  35. Robert Dicke
  36. Bernard Burke
  37. Paul Richards
  38. Evgenii Lifshitz
  39. Isaac Khalatnikov
  40. Chandrasekhar
  41. collapse
  42. «منشا جهان» سخنرانی در همایش سیصدمین سال گرانش در کمبریج، ژوئن ۱۹۸۷. این سخنرانی دوباره در کتاب زیر بازنشر شد:Stephen W. Hawking, Black Holes and Baby Universes, and other Essays (London: Bantam Press, 1993): 91

مطالب مرتبط

دیدگاهتان را بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد.

دکمه بازگشت به بالا
بستن