«مه‌بانگ» به لطف بزرگ‌ترین مخالفش ۷۵ ساله می‌شود
ایتان سیگل/ ترجمه: مریم درودیان

۵ مارس ۲۰۲۴

از نظر فرد هویل[۱]، مه‌بانگ چیزی بیش از یک افسانه‌ی آفرینش‌گرایانه نبود. اما امروز و بعد از گذشت هفتادوپنج سال، این نظریه به عنوان سرآغاز جهان ما تثبیت شده است.

شکل ۱: فرد هویل در دهه‌های ۱۹۴۰ و ۱۹۵۰ به طور منظم در برنامه‌های رادیویی بی‌بی‌سی شرکت داشت و یکی از تاثیرگذارترین چهره‌ها در زمینه‌ی سنتز هسته‌ای ستارگان بود. نقش او به‌عنوان سرسخت‌ترین مخالف مه‌بانگ، حتی پس از کشف شواهد مهمی که از آن حمایت می‌کردند، یکی از ماندگارترین میراث هویل است.

یکی از بزرگ‌ترین و عمیق‌ترین پرسش‌هایی که بشر تاکنون مطرح کرده، این است که «این جهان از کجا آمده است؟» ما تا هزاران سال فقط افسانه و گمانه‌زنی را به عنوان پاسخ خود دریافت می‌کردیم، زیرا این پرسش برای فیلسوفان، الهی‌دانان یا شاعران پرسشی بسیار فراتر از دسترس هر نوع تلاش علمی بود. این دیدگاه‌ها در قرن بیستم با پیشرفت‌ در نظریه‌پردازی، رصد، اندازه‌گیری و فناوری ابزار تغییر کرد و برای نخستین بار ما را به پاسخی قطعی سوق داد: حالتی داغ، متراکم، تا حد زیادی یکنواخت و به سرعت در حال گسترشی به نام مه‌بانگ.

همزمان که این ایده از بذرهایی که در دهه‌ی۱۹۲۰ کاشته شده بود و در طول دهه‌ی ۱۹۴۰ گسترش یافته بود، رشد می‌کرد، نام «مه‌بانگ» را نه کسانی که روی توسعه‌ی این نظریه کار کرده بود و نه کسانی که شواهدی کلیدی برای پشتیبانی از آن کشف کرده بودند، بلکه بزرگ‌ترین مخالف علمی این ایده، یعنی دانشمندی بریتانیایی به نام فرد هویل روی این حالت گذاشت: مه‌بانگ. هویل که مهمان همیشگی رادیو بی‌بی‌سی بود، نمی‌توانست به سادگی بپذیرد که منشأ جهان یک لحظه از زمان است و آن را چیزی جز افسانه‌ی ساختگی مضحکی نمی‌دانست. اما در علم، برخلاف هر حوزه‌ی دیگری، عقیده‌ی عمومی، حکم یک مرجع یا شهود یا احساسات تعیین نمی‌کند که چه چیزی درست است. این‌جا شواهدی مهم است که خود کیهان ارایه می‌دهد.

شکل۲: همان‌طور که وستو اسلیفر[۲] برای نخستین بار در دهه‌ی ۱۹۱۰ اشاره کرد، برخی از اجرامی که رصد می‌کنیم، نشانه‌های طیفی جذبی یا نشری اتم‌ها، یون‌ها یا مولکول‌های خاصی را نشان می‌دهند که همراه با یک انتقال سیستماتیک به سمت انتهای قرمز یا آبی طیف نور است. هنگامی که این داده‌ها با اندازه‌گیری‌های فاصله برای آن اجرام ترکیب می‌شوند، ایده‌ی اولیه‌ی جهان در حال انبساط را به وجود می‌آورند: هرچه کهکشان دورتر باشد، نور آن در چشم و ابزارهای ما با انتقال به سمت رنگ سرخ بیش‌تری ظاهر می‌شود.

در دهه‌های ۱۹۱۰ و ۱۹۲۰، دو تحول مهم زمینه را برای ظهور متعاقب چیزی که به عنوان مه‌بانگ شناخته می‌شود، فراهم کرد. یکی از آن‌ها کاملا نظری بود. در سال ۱۹۱۵، اینشتین نظریه‌ی جدید و جسورانه‌ی خود را در مورد گرانش، یعنی نسبیّت عام، مطرح کرد. بر اساس این نظریه، گرانش به جای این‌که نیرویی نامریی باشد که به‌طور آنی و با هر میزان فاصله‌ای که دو جرم از یک‌دیگر در جهان داشته باشد، عمل ‌کند، در ساختاری هندسی رفتار می کند. در تصویر انیشتین، خود فضازمان به‌عنوان یک بافتار رفتار می‌کرد که شکل، انحنا و تکامل آن با حضور و توزیع کل ماده و انرژی درون آن تعیین می‌شد. اگر بتوانید مواد تشکیل‌دهنده‌ی جهان را در اختیار معادلات انیشتین قرار دهید، این روابط به شما می‌گویند که خواص و رفتار گرانشی جهان چه‌گونه است.

تحول بعدی، پدیده‌ای رصدی بود که به شدت مورد مناقشه قرار گرفت. این رصد بر سر ماهیت اجرام کم‌نور، مبهم، مارپیچی و بیضوی موجود در آسمان شب بود. بسیاری تصور می‌کردند که این اجرام همان پیش‌ستاره‌ها هستند؛ یعنی منظومه‌های ستاره‌ای که در مرحله‌ی شکل‌گیری هستند. اما دو مدرک بسیار محکم خلاف این ادعا را نشان دادند. نخست در دهه‌ی ۱۹۱۰، وستو اسلیفر سرعت حرکت این اجسام را نسبت به ما اندازه‌گیری کرد و نکته‌ی شگفت‌انگیزی پیدا کرد: آن‌ها سریع‌ترین اجسامی بودند که با سرعت صدها یا حتی هزاران کیلومتر بر ثانیه نسبت به ما حرکت می‌کردند و تقریبا همه‌ی آن‌ها از ما دور می‌شدند. همچنین از سال ۱۹۲۳، ادوین هابل شروع به اندازه‌گیری ستارگان منفرد در آن اجرام کرد و نشان داد که آن‌ها فقط کهکشان‌هایی (یا «جهان جزیره‌هایی» که در آن زمان نامیده می‌شدند) با فواصل معمولی نیستند، بلکه در فواصل بسیار دور قرار دارند: آن‌ها به طور معمول میلیون‌ها سال نوری از ما فاصله دارند.

شکل۳: با متورم شدن بالون، به نظر می‌رسد که هر سکه‌ای که به سطح آن چسبانده شده است، از سایر سکه‌ها دور می‌شود و سکه‌های «دورتر» سریع‌تر از سکه‌های نزدیک‌تر دور می‌شوند. همه‌ی تابش‌ها به سرخ منتقل می‌شوند، زیرا با منبسط شدن پارچه‌ی بالون، طول موج آن به مقادیر بیش‌تری منتقل می‌شود. این تصویر، انتقال به سرخ کیهانی را در زمینه‌ی جهانِ در حال انبساط کاملا توضیح می‌دهد. اگر جهان امروز در حال انبساط باشد، به این معنا است که در گذشته کوچک‌تر، داغ‌تر و متراکم‌تر بوده است و به تصویری از مه‌بانگ داغ منجر می‌شود. همچنین این پدیده توضیح می‌دهد که چرا با انبساط جهان، همه‌ی کوانتوم‌ها انرژی جنبشی خود را از دست می‌دهند.

این موضوع نشان‌دهنده‌ی تولد مکاشفه‌ا‌ی بزرگ بود: جهان ما، برخلاف همه‌ی انتظارات ایستا نبود بلکه در حال انبساط بود. گرچه این حقیقت برای بسیاری، از جمله اینشتین تعجب‌آور بود، اما دقیقا مطابق با چیزی بود که نظریه‌ی نسبیت‌عام پیش‌بینی کرده بود. اگر فضازمان را بگیرید و آن را به طور یکنواخت (یا تقریبا یکنواخت) با هر شکلی از ماده-و/یا انرژی که دوست دارید پر کنید، اساسا نمی‌تواند ثابت و پایدار بماند، بلکه دچار انبساط یا انقباض می‌شود و با سرعت انبساط یا انقباضی که چگالی انرژی کل اشکال مختلف ماده و انرژی درون فضازمان آن را تعیین می‌کند، تحول می‌یابد. این موضوع را نخستین بار دانشمندی از شوروی به نام الکساندر فریدمن[۳] در سال ۱۹۲۲ نشان داد.

اولین کسی که این قطعات را کنار هم قرار داد نه ‌تنها دانشمند بلکه یک کشیش کاتولیک هم بود: ژرژ لومتر[۴]. او در سال ۱۹۲۷ کار نظری الکساندر فریدمن را کنار کار رصدی اسلیفر و هابل قرار داد و به نتایج شگفت‌انگیزی رسید. لومتر استدلال کرد که کهکشان‌ها از ما دور می‌شوند، زیرا کیهان در حال انبساط است و بنابراین عالم در طول زمان چگالی کم‌تری پیدا می‌کند. این نشان می‌دهد که جهان در گذشته کوچک‌تر و متراکم‌تر بوده و اگر بتوانیم تمام مسیر را به حالتی بی‌نهایت کوچک و بی‌نهایت متراکم برون‌یابی کنیم، به منشأ واقعی آن می‌رسیم: چیزی که لومتر آن را «اتم نخستین» می‌نامید.

شکل۴: تصویر کشیش کاتولیک و کیهان‌شناس نظری ژرژ لومتر در سال ۱۹۳۳ در دانشگاه کاتولیک لوون. لومتر یکی از اولین کسانی بود که مه‌بانگ را به عنوان منشأ جهان ما در چارچوب نسبیت‌عام پیشنهاد داد، هر چند خودش از این نام استفاده نکرد و آن را «اتم نخستین» نامید.

البته، این ایده تنها توضیح قابل قبول برای جهان در حال انبساط نبود. ایده‌های بسیار دیگری نیز پدید آمدند، از جمله مفاهیم نور خسته، [۵] جهان خالی[۶] و امکان وجود جهانی با حالت ایستا[۷]. مورد آخر بین دانشمندان بسیار محبوب بود، زیرا مشاهدات به سرعت نشان داد که اگر چگالی را در حجم کافی از فضا محاسبه کنید، جهان همسان‌گرد (در تمام جهات یکسان) و همگن (در همه‌ی مکان‌ها یکسان) است. اگر جهان در همه جای فضا یکسان بود، آیا ممکن است در زمان نیز در همه جا یکسان باشد؟

این ایده را که به عنوان اصل کیهان‌شناسی کامل[۸] شناخته می‌شود، اواخر دهه‌ی۱۹۴۰ فرد هویل، هرمان باندی[۹] و تامی گلد[۱۰] مطرح کردند و به یکی از ستون‌های اصلی نظریه‌ی حالت‌پایدار تبدیل شد. ایده‌ی اصلی دیگر را جورج گاموف[۱۱]، شاگرد سابق فریدمن، مطرح کرد که برخی جنبه‌های ایده‌ی «اتم نخستین» را گسترش بیش‌تری می‌داد. گاموف ابتدا در سال ۱۹۴۵ و بعدها با جزییات بیش‌تر در سال ۱۹۴۸، همراه با رالف آلفر[۱۲] و هانس بته[۱۳]، موفق شد استدلال برای منشأ «اتم نخستین» را -البته با انجام مجموعه‌ای از پیش‌بینی‌های جدید که می‌توان آن‌ها را با رهیافت رصدی و نه از طریق استدلال‌های فلسفی یا منطقی آزمایش کرد- ارایه دهد.

شکل۵: جهان ما، از مه‌بانگ داغ تا امروز، دستخوش رشد و تکامل بسیار زیادی بوده که همچنان ادامه دارد. کل جهان قابل مشاهده‌ی ما حدود ۸/۱۳ میلیارد سال پیش تقریبا به اندازه‌ی یک تخته سنگ متوسط بود اما امروزه به شعاع ۴۶ میلیارد سال نوری منبسط شده است. ساختار پیچیده‌ای که به وجود آمده باید از نقاط ناکاملی،‌ دست‌کم ۰۰۳/۰ درصد از چگالی متوسطی که در اوایل رشد داشته تشکیل شده باشد و مراحلی را طی کرده باشد که در آن، هسته‌های اتمی، اتم‌های خنثی و ستاره‌ها برای نخستین بار شکل‌ گرفته‌اند.

این جنبه‌ا‌ی کلیدی برای هر نظریه‌ی علمی است: برای پذیرفته شدن، توضیح ساده‌ی آن‌چه پیش‌تر مشاهده شده است، کافی نیست. شما باید در جایی که پیش‌بینی‌های تئوری خودتان با جایگزین‌هایی که وجود دارد، متفاوت است، فراتر بروید و پیش‌بینی‌های جدیدی انجام دهید؛ پیش‌بینی‌هایی که هنوز آزمایش نشده‌اند. در حالی که بسیاری از ایده‌ها می‌توانستند توضیحات قابل قبولی در زمینه‌ی جهان در حال انبساط باشند، کار گاموف به سه پیش‌بینی مهم منجر شد.

۱- توسعه‌ی ساختار: امروز کهکشان‌هایی را می‌بینیم که عظیم، تکامل‌یافته و با ترکیبی از ستاره‌های جوان و پیر هستند. پیش از این، اگر کیهان از حالت داغ‌تر، متراکم‌تر و یکنواخت‌تر شروع می‌شد، انتظار می‌رفت کهکشان‌هایی با جرم کم‌تر، تکامل‌یافتگی کم‌تر اما با تعداد بیش‌تری در اوایل، با تعداد متراکم بیش‌تر و با جمعیت‌های ستاره‌ای عمدتا جوان‌تر را ببینیم.

۲- تابش پس‌زمینه: اگر جهان در گذشته داغ‌تر بوده باشد، در یک نقطه آن‌قدر داغ بوده که در آن اتم‌های خنثی نمی‌توانسته‌اند تشکیل شوند. وقتی همه چیز به اندازه‌ی کافی سرد شود به طوری که این پلاسمای یونیزه شده در نهایت بتواند اتم‌های خنثی را شکل دهد، باید حمامی از تشعشعات آزاد شود که تا امروز ادامه داشته باشند؛ پرتوهایی که از تمام جهات به طور یکسان ساطع می‌شوند اما به دلیل انبساط کیهان سرد شده و فقط چند کلوین بالاتر از صفر مطلق باشند.

۳- عناصر فراتر از هیدروژن: حتی در دماهای داغ‌تر در گذشته، تشکیل هسته‌های اتمی پایدار غیرممکن بود، زیرا تابش انرژی به میزان کافی می‌توانست هر هسته‌ی محدود ساخته شده از پروتون و نوترون را از هم جدا کند. به محض سرد شدن جهان در پایان این آستانه، عناصر سنگین به سرعت در فرایندی به نام مه‌بانگ هسته‌ای[۱۴] شروع به شکل‌گیری می‌کنند. شاید بخش قابل‌توجهی از عناصر سنگینی که امروز می‌بینیم از آن رویداد ناشی شده باشد.

شکل۶- جدیدترین و به روزترین تصویری که منشأ اولیه‌ی هریک از عناصری را که به طور طبیعی در جدول تناوبی وجود دارند نشان می‌دهد. ممکن است ادغام ستاره‌های نوترونی، برخورد کوتوله‌های سفید و ابرنواخترهای همراه با فروپاشی هسته به ما اجازه دهند حتی بالاتر از آن‌چه در این جدول نشان می‌دهد، برویم. مه‌بانگ تقریبا تمام هیدروژن و هلیوم موجود در کیهان را به ما ارایه داده است و تقریبا هیچ یک از چیزهای دیگر با هم ترکیب نمی‌شوند. بیش‌تر عناصر، به روش‌های مختلف در ستاره‌ها تشکیل می‌شوند.

در مقابل، کیهان‌شناسی مورد علاقه‌ی هویل، یعنی فرضیه‌ی حالت‌پایدار قرار داشت که نتایج بسیار متفاوتی را پیش‌بینی می‌کرد. بر اساس این فرضیه، ساختار در طول زمان کیهانی ثابت خواهد بود و کهکشان‌ها با ویژگی‌های یکسان در همه‌ی فواصل و مکان‌ها نسبت به کهکشان‌های امروزی ظاهر می‌شوند. هیچ تابش پس‌زمینه‌ای در جهان وجود نخواهد داشت و تنها درخشش پراکنده‌ی نور ستاره‌ها که از گاز و غبار منعکس می‌شود، به ما خواهد رسید. در این فرضیه، عناصر سنگینی در کیهان وجود خواهند داشت اما همه‌ی آن‌ها به جای این‌که از مرحله‌ای پس از هیدروژن ناشی از دوره‌ی اولیه‌ی داغ و متراکم در گذشته‌ی دور کیهان آمده باشند، در خود ستارگان ساخته شده‌اند.

هویل در سال ۱۹۴۹، در سخنرانی رادیویی خود، برای نخستین بار اصطلاح مه‌بانگ را ابداع کرد و اظهار داشت:

«اکنون به این مرحله می‌رسیم که آزمایش‌های رصدی را در نظریه‌های قبلی اعمال کنیم. این نظریه‌ها بر این فرض استوار بودند که تمام مواد موجود در جهان در اثر یک مه‌بانگ در زمان خاصی در گذشته‌ی دور ایجاد شده‌اند. اکنون معلوم می‌شود که همه‌ی این نظریه‌ها از برخی جهات در تضاد با الزامات رصدی هستند؛ تا حدی که به سختی می‌توان آن را نادیده گرفت. محققان این مسئله، مانند گروهی از کوه‌نوردان هستند که در حال تلاش برای صعود به یک قله‌اند. پیش‌تر به نظر می‌رسید که مشکل اصلی تصمیم‌گیری بین تعدادی مسیر است که همگی خطوط امیدوارکننده برای صعود به نظر می‌رسیدند اما اکنون متوجه می‌شویم که هریک از این مسیرها در امتداد پرتگاه‌های به ظاهر ناامیدکننده‌ای حرکت می‌کنند. باید راه جدیدی پیدا کرد.»

شکل۷: کهکشان NGC 1 در بالا، اولین جسمی بود که از سال ۱۷۸۶ در فهرست کلی ویلیام هرشل ثبت شد اما تا سال ۱۸۶۰ بازثبت نشد. فاصله‌ی ۲۱۱ میلیون سال نوری آن، این کهکشان را برای حدود یک قرن، به دورترین جرم شناخته شده و ثبت شده تبدیل کرد. کهکشان NGC 2 که زیر آن واقع است و بسیار کم نورتر است، تقریبا دو برابر فاصله دارد. کهکشان‌هایی مانند این، گرچه صدها میلیون سال نوری از ما فاصله دارند، از نظر جرم، اندازه یا سن ستاره‌ای نسبت به نزدیک‌ترین کهکشان‌ها به ما، تکامل محسوسی نداشته‌اند. برای دیدن چنین اثراتی باید به خیلی دورتر نگاه کرد.

هویل دلایل خوبی برای بیان این جمله‌ی قوی داشت. نخست این‌که دورترین کهکشان‌های شناخته شده در آن زمان تنها حدود ۲۰۰ میلیون سال نوری از ما فاصله داشتند و به‌طور قابل ملاحظه‌ای شبیه به کهکشان‌های نزدیک به نظر می‌رسیدند. هیچ تکامل کهکشانی قابل تشخیصی وجود نداشت. دلیل دیگر این بود که هیچ پیش‌زمینه‌ای از تابش کم‌انرژی تا آن زمان شناسایی نشده بود. این موضوع در سال ۱۹۴۹نوعی پیش‌بینی بدون شواهد بود. وقتی هویل به آخرین نکته رسید -منشأ عناصر نور- متقاعد شد که ستارگان ضروریات حتمی ساخت این عناصر هستند و هیچ راهی وجود ندارد که مه‌بانگ بتواند آن‌ها را ایجاد کند.

هویل برای اثبات ادعای خود پیش‌بینی خیره‌کننده‌ای کرد. او با استدلال بر وجود کربن، این ایده را داشت که برای ایجاد یک هسته‌ی کربن (با شش پروتون و شش نوترون) به سه هسته‌ی هلیوم (با دو پروتون و دو نوترون) نیاز است تا در شرایط بسیار داغ و متراکم به هم جوش بخورند. او استدلال کرد که این شرایط در داغ‌ترین ستارگان قابل دستیابی است اما مقادیر کافی کربن تنها در صورتی تولید می‌شود که یک حالت هسته‌ای جدید برای کربن وجود داشته باشد -حالتی برانگیخته- که دقیقا با انرژی‌ای که سه هسته‌ی هلیوم در حالت پایه با هم دارند برابر است.

شکل۸: پیش‌بینی حالت هویل و کشف فرایند آلفای سه‌گانه شاید به طرز خیره‌کننده‌ای موفق‌ترین بهره‌برداری از استدلال انسان‌نگرانه در تاریخ علمی باشد. این فرایند همان چیزی است که ایجاد بخش بزرگی از کربن موجود در جهان امروزی ما را توضیح داده و نشان می‌دهد که کربن در فرایند سنتز هسته‌ای ستاره‌ای ایجاد شده است.

در دهه‌ی ۱۹۵۰ ویلی فاولر[۱۵]، فیزیک‌دان هسته‌ای، حالت برانگیخته‌‌ای از کربن را پیدا کرد که امروزه حالت هویل[۱۶] نامیده می‌شود. فاولر به خاطر کشف خود بخشی از جایزه‌ی نوبل فیزیک سال ۱۹۸۳ را دریافت کرد. بر اساس شواهد موجود تا آن زمان، به نظر می‌رسید کیهان‌شناسیِ حالت‌پایدار ترجیح داده می‌شود و نظریه‌ی مه‌بانگ گرچه ایده‌ای زیبا بود، با مشاهدات مطابقت نداشت. در واقع، هویل و فاولر، همراه با جفری و مارگارت باربیج[۱۷]، مهم‌ترین مقاله در تاریخ سنتز هسته‌های ستاره‌ای را نوشتند که منشأ عناصر جدول تناوبی، از کربن به بالا، را شرح می‌دهد.

اما داستان به سرعت تغییر می‌کرد. ستارگان ممکن است پایه و اساس عناصر سنگین موجود در کیهان را فراهم کنند اما نمی‌توانند عناصر سبک‌تر و فراوانی ایزوتوپ آن‌ها، از جمله هیدروژن، دوتریوم، هلیوم-۳، هلیوم-۴ و لیتیوم-۷ را توضیح دهند. با کشف اولین اختروش‌ها، کهکشان‌ها اکنون در فاصله‌ی میلیاردها سال نوری از ما یافت می‌شدند و ویژگی‌های آن‌ها، مانند جرم، ریخت‌شناسی و سن ستارگان، حقیقتا با کهکشان‌های امروزی متفاوت بود. در سال ۱۹۶۴ دو دانشمند به نام‌های آرنو پنزیاس[۱۸] و باب ویلسون[۱۹] در حین آزمایش و تنظیم کردن آنتن هورمدل هورن[۲۰]، به طور تصادفی به مهم‌ترین شواهد مه‌بانگ دست یافتند: درخششی در سراسر آسمان از نوعی تابش کم‌انرژی که در دمای حدود ۳ کلوین بالاتر از صفر مطلق به اوج خود می‌رسید؛ آن‌ها به طور کاملا غیرمنتظره‌ای تابش باقی‌مانده از مه‌بانگ را کشف کرده بودند.

شکل۹: طبق مشاهدات اولیه‌ی پنزیاس و ویلسون، صفحه‌ی کهکشانی برخی از منابع اخترفیزیکی تابش (مرکز) را ساطع می‌کرد اما در بالا و پایین، تنها چیزی که باقی مانده بود پس‌زمینه‌ی تقریبا کامل و یکنواختی از تابش بود. دما و طیف این تابش اکنون اندازه‌گیری شده است و توافق  آن با پیش‌بینی‌های مه‌بانگ فوق‌العاده زیاد است. اگر می‌توانستیم تابش ریزموج را با چشمان‌مان ببینیم، کل آسمان شب مانند بیضی سبزی که در این تصویر نشان داده شده است، به نظر می‌رسید.

با گذشت زمان، تصویر کامل‌تری مورد توجه قرار گرفت. تابش پس‌زمینه به کمک ابزارهای مختلف در طیف گسترده‌ای از فرکانس‌ها اندازه‌گیری شد و مشخص شد با طیف دقیقی (جسم سیاه) که مه‌بانگ پیش‌بینی کرده بود، مطابقت دارد و ثابت می‌کند این تابش نمی‌تواند از نور ستاره‌ها ناشی شده باشد. نمونه‌های بسیار قدیمی از گاز و ستارگان یافت شد که عناصر سنگین بسیار کمی که از ستارگان نسل‌های قبلی باقی مانده بودند، در آن‌ها پیدا می‌شد. با این حال آن‌ها هنوز همان کسری دوتریوم، هلیوم-۳، هلیوم-۴ و لیتیوم-۷ را که مه‌بانگ پیش‌بینی کرده بود، داشتند. اکنون سنتز هسته‌ای و تکامل کهکشان‌ها و شبکه‌ی کیهانی به خوبی نشان داده شده است و سه پیش‌بینی بزرگ مه‌بانگ همگی از نظر رصدی تایید شده‌اند.

به عنوان یک دانشمند، ممکن است انتظار داشته باشید که هویل در مواجهه با این شواهد قاطع نظر خود را تغییر دهد. به هر حال، تغییر عقیده‌ی دانشمند در مواجهه با شواهد جدید، یکی از ویژگی‌های بارز بسیاری از بزرگ‌ترین متفکران تاریخ بوده است و سرآغاز آن به یوهانس کپلر[۲۱] بازمی‌گردد. هویل اما قرار نبود به سادگی متقاعد شود. او بقیه‌ی روزهایش را با تمسخرِ مدل مه‌بانگ سپری ‌کرد و از این‌که افراد کمی هنوز تلاش می‌کردند با نظریه‌ی مه‌بانگ مخالفت کنند، ابراز تاسف می‌کرد. او فکر می‌کرد بزرگ‌ترین معمای زمان ما این «مه» اسرارآمیز است؛ تعبیری که هنگام اشاره به تابش پس‌زمینه‌ی باقی‌مانده از مه‌بانگ به کار می‌برد. هویل مدام در تلاش بود تا نظریه‌ی حالت‌پایدار خود را برای زنده نگه داشتن اصلاح کند. سرانجام در سال ۲۰۰۱ که هویل درگذشت، کار روی این نظریه‌ی جایگزین کنار گذاشته شد.

شکل ۱۰: کهکشان‌های قابل مقایسه با کهکشان راه شیری امروزی بسیار زیاد هستند اما کهکشان‌های جوان‌تر که شبیه راه شیری هستند ذاتا کوچک‌تر، آبی‌تر، آشفته‌تر و به‌طورکلی از نظر گازی غنی‌تر از کهکشان‌هایی هستند که امروز می‌بینیم. برای اولین کهکشان‌ها، این اثر تا حد زیادی مشاهده می‌شود. تا آن‌جا که تا امروز دیده‌ایم، به نظر می‌رسد کهکشان‌ها از این قوانین پیروی می‌کنند.

سرانجام در دهه‌ی ۲۰۱۰، شواهد غیرمستقیمی مبنی بر پیش‌بینی بزرگ دیگری از مه‌بانگ، موسوم به نوترینوی پس‌زمینه‌ی کیهانی به دست آمد که ردپای آن را هم در پس‌زمینه‌ی تابش ریزموج کیهانی و هم در خوشه‌بندی در مقیاس بزرگ کهکشان‌ها می‌شد مشاهده کرد. ناکاملی‌های آشکار شده در پس‌زمینه‌ی تابش ریزموج کیهانی، شواهدی کلیدی مبنی بر این‌که مه‌بانگ آغاز مطلق همه‌چیز نیست و تنها به‌طور پیامدی در مرحله‌ی پیشین کیهانی رخ داده است، ارایه می‌دهد: تورم کیهانی. ایده‌ی اولیه‌ی مه‌بانگ به دهه‌ی ۱۹۲۰ برمی‌گردد اما شاکله‌ی این نظریه از دهه‌ی ۱۹۴۰ تا ۱۹۶۰ شکل گرفت و این کشفِ پس‌تابش باقی‌مانده از آن رویداد بود که امروزه به عنوان پس‌زمینه‌ی ریزموج کیهانی شناخته می شود. این تابش ابتدا با نام گلوله‌ی آتشین نخست[۲۲] شناخته می‌شد؛ واژه‌ای که بسیار حماسی بود اما در واقع همان چیزی است ما عموما آن را به عنوان مدرک قطعی وقوع مه‌بانگ می‌دانیم.

با این حال، نام مه‌بانگ به خودیِ‌خود نه از کسی که روی آن کار کرده یا شواهد مهمی برای آن یافته، بلکه از یکی از بزرگ‌ترین مخالفانش نشأت گرفته است: کسی که کمک‌های بزرگی به علم کرد اما هرگز نتوانست خود را متقاعد کند تا آن دو کلمه‌ی کوچک را که خیلی‌ها هرگز حاضر به گفتن‌شان نیستند، بگوید: «اشتباه کردم». وقتی شواهد قاطع به دست می‌آید، باید آن‌ها را به هرکجا که منجر می‌شود دنبال کنید، مهم نیست چه‌قدر برای شما دشوار باشد. در غیراین‌صورت، اساس خود علم را کنار گذاشته‌اید: این‌که جهان و طبیعت، خود تنها حَکَم معناداری هستند که نشان می‌دهند چه چیزی از نظر علمی درست است. امروزه مه‌بانگ بخشی جدانشدنی از تاریخ علمی کیهان است که همه‌ی ما آن را به اشتراک می‌گذاریم. نام این نظریه به طرز خنده‌داری برای همیشه به فردی پیوند خورده است که محکم‌تر از هر فرد دیگری آن را رد می‌کرد.

منبع:

https://bigthink.com/starts-with-a-bang/big-bang-turns-75/

 

[۱] Fred Hoyle، اخترشناس و ریاضی‌دان برجسته‌ی انگلیسی (۲۰۰۱-۱۹۱۵) که به دلیل مخالفت جدی‌اش با نظریه‌ی بیگ بنگ (مه‌بانگ) شهرت جهانی دارد.

[۲] Vesto Slipher

[۳] Alexander Friedmann

[۴] Georges Lemaître

[۵] tired light

[۶] an empty Universe

[۷] steady-state Universe

[۸] perfect cosmological principle

[۹] Hermann Bondi

[۱۰] Tommy Gold

[۱۱] George Gamow

[۱۲] Ralph Alpher

[۱۳] Hans Bethe

[۱۴] Big Bang nucleosynthesis

[۱۵] Willie Fowler

[۱۶] Hoyle state

[۱۷] Geoffrey and Margaret Burbidge

[۱۸] Arno Penzias

[۱۹] Bob Wilson

[۲۰] Holmdel Horn

[۲۱] Johannes Kepler

[۲۲] Primeval Fireball