ماده تاریک، انرژی تاریک چیست؟
ماده تاریک، انرژی تاریک چیست؟
مهدی صارمیفر
مکانیک کلاسیک را نیوتن در اواخر قرن هفدهم بنیانگذاری کرد. غیر از قوانین سهگانه حرکت، نیوتن قانون جهانی گرانش را هم کشف کرد.
او همه اینها را در کتاب معروفش «اصول» توضیح داد. طبق قانون گرانش نیوتن، نیروی جاذبه گرانشی بین دو جسم، با جرم آن دو جسم نسبت مستقیم و با فاصله بین آنها نسبت عکس مجذور دارد.
در قرن هجدهم با کارهای اویلر، لاگرانژ، همیلتون و ... مکانیک کلاسیک به اوج قدرت خود رسید. کشف سیاره اورانوس از روی اختلالات مدار سیاره کیوان و کشف سیاره نپتون از روی اختلالات مدار سیاره اورانوس، نشاندهنده توانایی مکانیک نیوتنی بود. این موفقیتها باعث شده بود که اشکالات اساسی مکانیک کلاسیک پنهان بماند.
اواخر قرن نوزدهم بود که با پیشرفت در مهندسی و اپتیک (نورشناسی) و ساخت دستگاههای دقیق، آزمایشهایی انجام شد که اختلافات کوچکی با نظریه مکانیک کلاسیک نشان میداد. در بین فیزیکدانان نظری هم بعضی از مفاهیم مکانیک کلاسیک مثل فضا و زمان مطلق همیشه محل تردید بود.
اما کار نهایی را آلبرت اینشتین انجام داد. حاصل 5 سال کار پژوهشی او در مقالهای که در سال 1905 در مجله آلمانی «آنالن در فیزیک» که از معتبرترین مجلههای علمی زمان بود، به جهان علم عرضه شد. اینشتین در مقالهای با عنوان «الکترودینامیک اجسام متحرک» نظریه نسبیت خاص را تشریح کرد.
در این مقاله بود که او نظرات علمى درباره مفاهیم فضا و زمان را عوض کرد. خودش میگوید که کلی در مورد آن فکر کردم تا این که فهمیدم اشکال کار کجاست: «زمان». الان صحبت کردن در مورد این کارهای پیشروانه اینشتین ساده است.
ولی آن موقع قدرت بینظیر مکانیک کلاسیک از یک طرف و یهودی بودن اینشتین از طرف دیگر باعث شدهبود که جبههگیریهایی علیه نظریه نسبیت خاص گرفته شود. کار به جایی رسید که حتی در سال 1921 که قرار بود اینشتین در حضور پادشاه سوئد نطق جایزه نوبلاش را ایراد کند، به او تذکر دادند که در مورد نسبیت صحبت نکند و تنها به کشف دیگر و مهمش «توضیح اثر فوتوالکتریک» بپردازد.
توضیح اختلالى در مدار تیر که گرانش نیوتنى نمیتوانست توضیحاش دهد، توسط اینشتین در همان اوایل تدوین نسبیت عام (چرخش حضیض بیضی مدار تیر به مدار ۴۳ ثانیه قوسى در سال) باعث مقبولیت نسبیت عام شد.
یکى دیگر از پیشگویىهاى نسبیت عام در سال ۱۹۱۶ این بود که مسیر نور موقع گذشتن از کنار اجسام سنگین منحرف مىشود. سر آرتور ادینگتون در رصد یک خورشیدگرفتگى در سال ۱۹۱۹ این پدیده را آزمایش کرد و به اعتبار نسبیت عام افزود.
جالب این که ادینگتون انگلیسی بود و اینشتین آلمانی و دوکشور در آن زمان درگیر جنگ با هم بودند. پس از آن دوران، نسبیت عام وارد یک رکود نسبى شد. ریاضیات غامض و پیچیده که براى خیلى از فیزیکدانان هم ساده نبود از یک طرف و نبودن تکنولوژى لازم براى انجام آزمایش اثرات نسبیت عام در نزدیکى زمین، (به دلیل کوچک بودن اجرامى مثل زمین یا ماه) باعث شده بود که هم از لحاظ نظرى و هم تجربى پیشرفت چندانى در نسبیت عام بهوجود نیاید.
نسبیت عام از همه آزمایشها سربلند بیرون آمد و هیچ نظریهای تا به امروز نتوانسته است به قدرت نسبیت عام، پدیدههای گرانشی را شرح دهد یا توجیه کند.
انفجار بزرگ
نظریه نسبیت عام برای توجیه پدیدههای گرانشی از معادله اینشتین استفاده میکند. در یک طرف این معادله، جرم و انرژی هستند و در طرف دیگر آن خمیدگی فضا- زمان قرار دارد. یعنی ماده و انرژی هستند که شکل خمیدگی فضا و زمان را مشخص میکنند.
اینشتین برپایه پیشفرضهای ذهنی خودش انتظار داشت که معادلهای که شکل دنیا را توجیه میکند، معادلهای ایستا باشد. چون او فکر میکرد که جهان بینهایت است و آغاز و پایان ندارد و ایستاست. برای همین به طور دستی، یک جمله به معادلهاش اضافه کرد. این جمله را «جمله کیهانشناسی» میگویند.
چون تنها براساس عقاید کیهانشناسانه آلبرت اینشتین بود که این جمله به معادله اضافه شدهبود. ولی ادوین هابل با تلسکوپ کشف کرد که جهان در حال انبساط است ودیدگاه اینشتین زیر سئوال رفت! اینشتین بعداً گفت که این کار بزرگترین اشتباه عمرم بود.
اگر جهان در حال انبساط باشد پس باید این انبساط از یک نقطه آغاز شده باشد. اگر به زمان گذشته بازگردیم، به جایی میرسیم که همه جرم دنیا در یک نقطه متمرکز شدهاند و شروع به انبساط کردهاند.
ماده تاریک
سالها معادله گرانش نیوتن قادر بود که همه برهمکنشهای گرانشی را توضیح دهد. اما وقتی جرم به اندازه کافی زیاد میشود دیگر معادله نیوتن نمیتواند حرکت را توجیه کند. مثلاً برای حرکت خورشید به دور مرکز کهکشان راه شیری، دیگر باید از معادله اینشتین استفاده کرد.
اما نکته اینجاست که وقتی سرعت حرکت یک جسم مثلاً یک کهکشان به دور حرکت مرکز یک خوشه کهکشانی را اندازه میگیرند، عددی که بهدست میآید، خیلی بیشتر از آن است که جرم آن خوشه کهکشانی بتواند چنین سرعتی را تأمین کند.
پس باید مادهای وجود داشتهباشد که تأمینکننده این سرعت است ولی ما قادر به آشکارسازی این ماده نیستیم. برای همین به آن «ماده تاریک» میگویند. هنوز هیچ کاندید خوبی برای ماده تاریک پیشنهاد نشده و این پدیده توجیه درست و درمانی ندارد و یکی از موارد حل نشده نسبیت عام است.
انرژی تاریک
معادله اینشتین مدل جهان را هم توجیه میکند. مدل اینطور بود: «جهان حدود 14 میلیارد سال پیش با یک انفجار بزرگ اولیه آغاز شدهبود. در آن زمان تمام محتویات عالم در یک نقطه بینهایت کوچک و بینهایت چگال متمرکز بود. این تراکم فضا-زمان را چنان خمیده بود که تمام آن در همان نقطه متمرکز بود. سپس انفجار بزرگ روی داد و محتویات عالم همراه خود فضا-زمان از هم جدا شدند.
در ابتدا فقط تابش بود سپس ذرات شکل گرفتند و درحدود 300 هزار سال پس از انفجار بزرگ، اتمها شکل گرفتند و به قول فیزیکدانان جهان شفاف شد. هرچه زمان گذشت جهان سردتر شد و ساختارهای بزرگتری مثل ستارهها و کهکشانها شکل گرفتند. جاذبه گرانشی بین اجرام آنها را در کنار هم نگهداشت.»
گاموف پیشبینی کرد که باید آثار انفجار بزرگ، با تابشی با طول موج حدوداً 4 کلوین دیده شود. در سال 1965، دو مهندس جوان آزمایشگاه تلفن بل به اسم پنزیاس و ویلسون که آنتنی ساخته بودند در حال ردیابی امواج الکترومغناطیسی، تابشی را در طول موج 7/2 کلوین کشف کردند.
آنها اول خیال کردند که علامتی از موجودات فضایی کشف کردهاند! اما بعد که مشخص شد که این تابش در تمام جهات و با شدتی تقریباً ثابت در حال ساطعشدن است، معلوم شد که این همان تابشی است که گاموف پیشبینی کردهبود. به این ترتیب عملاً نظریه انفجار بزرگ و انبساط عالم تایید شد.
جهان هنوز هم به انبساط و سرد شدن ادامه میدهد. الان دمای متوسط جهان 7/2 کلوین یعنی برابر همان تابشی است که پنزیاس و ویلسون کشف کردهبودند. با توجه به نیروی گرانش بین اجرام، برای آینده جهان سه حالت قابل توجه بود:
1 - جاذبه باعث میشود که سرانجام روند انبساط جهان متوقف شده و یک انقباض آغاز شود و دوباره همه محتویات عالم در هم بریزند و عین انفجار بزرگ، ماده دوباره در یک نقطه متمرکز شود.
2 - مقدار ماده موجود در جهان آنقدر باشد که جاذبه برای متوقفکردن انبساط عالم کافی نباشد و انبساط جهان تا ابد ادامه پیدا کند اما این انبساط کند شونده باشد.
3 - مقدار ماده به حدی باشد که سرعت انبساط در زمان بینهایت دقیقاً برابر صفر شود.
اما در اواخر قرن بیستم بود که کیهانشناسان با واقعهای حیرتآور روبهرو شدند.
اندازهگیریها نشان داد که جهان به هیچکدام از این راهها نمیرود و راه چهارمی را برگزیده است، «انبساط تندشونده»!
این حالت تنها زمانی پیش میآید که نیرویی بیشتر از جاذبه و در خلاف جهت آن در جهان وجود داشته باشد. اما منشا این نیروی اسرارآمیز چیست؟ هنوز هیچکس نمیداند. برای همین به آن «انرژی تاریک» میگویند.
انرژی تاریک یک چیزی حدود 75 درصد محتویات عالم را تشکیل داده و ماده تاریک هم حدوداً 20 درصد عالم را و آن قسمت از ماده و انرژی را که بشر شناخته و در «مدل استاندارد ذرات بنیادی» آن را توضیحداده، همهاش 5 درصد عالم است. ماهیت ماده تاریک و انرژی تاریک هنوزدو راز بزرگ و فاش نشده فیزیک هستند.
درک ما در علوم فیزیکی از ماده کما بیش همان است که در عرف عادی مردم است. مهم ترین ویژگی ای که به ماده نسبت می دهیم جرم است؛ گرچه بار الکتریکی هم هست، اما ظاهراً با بار تاکنون مشکلی پیش نیامده، اما با جرم چرا! تازه در نسبیت هم یاد گرفته ایم انرژی را هم کما بیش با جرم مترادف بگیریم، جرم، بر خلاف انتظار، مفهوم بسیار پیچیده ای است که تکوین آن به صورت امروزین در علوم فیزیکی دست کم هزار سال طول کشیده است.
در گذشته ما به اجسام کیهانی، اجسامی که در آسمان هستند، «جرم» می گفتیم؛ کما این که در زبان فارسی هنوز به کار بردن عبارت «اجرام آسمانی» برای اجسام یا اشیای کیهانی مصطلح است. به مرور در ذهن فیلسوفان و طبیعیون در ارتباط میان ماده و حرکت، لفظ جرم و مفهومی جدید نقش پیدا کرد اخوان الصفا، در دوران اسلامی، گام مهمی در این جهت برداشتند اما گام نهایی در فیزیک نیوتنی برداشته شد که جرم به یک ویژگی ماده اطلاق شد؛ ویژگی ای که در مقابل نیرو مقاومت نشان می داد و ما امروزه به آن جرم لَختی می گوییم. این ویژگی در فیزیک نیوتنی یکی انگاشته شد با ویژگی دیگری که آن را امروزه جرم گرانشی می خوانیم: هر جسم نیروی گرانشی تولید می کند که با جرم گرانشی آن متناسب است. اما در نسبیت عام این دو جرم از هم تفکیک شد و یکی بدون آنها تبدیل به امری تجربی.
اندازه گیری این جرم در علوم فیزیکی نوین به امری بدیهی تبدیل شده است، که راه های متفاوتی هم برای آن وجود دارد.
جرم «اجرام آسمانی» چگونه اندازه گیری می شود؟ از چگونگی حرکت یک ذره در اطراف زمین، مثلاً سرعت سقوط آن، می توان جرم زمین را تعیین کرد. همین طور از حرکت زمین به دور خورشید جرم خورشید به دست می آید. ستاره های درون کهکشان کمابیش به اندازه خورشیدند، پس با جمع کردن جرم آنها جرم کهکشان به دست می آید. حالا اگر ستاره ای مثلاً به دور کهکشان بگردد از چگونگی سرعت آن هم می توان جرم کهکشان را به دست آورد. اما متوجه هستید که این دو روش متفاوت اند، گرچه انتظار داریم نتیجه یکسانی به دست بدهند. پس چه می شود اگر این دو نتیجه یکی نباشد؟ چالشی برای اختر فیزیک؟ بله همین طور است!
در سال 1313/1934 فریتس تسویکی منجم آمریکایی سوییسی تبار با تحلیل داده های رصدی مربوط به مجموعه های کهکشانی به این نتیجه رسید که ماده موجود در این مجموعه ها حدود 10 برابر ماده مرئی آن هاست.
به عبارت دیگر، ما فقط 10 درصد از ماده این مجموعه ها را می بینیم و بقیه ماده آن ها را نمی توانیم آشکار کنیم. اگر ماده نامرئی وجود نمی داشت، تاکنون اثر مجموعه ها کهکشانی از هم می پاشیدند.
در آغاز، این ماده را «ماده گم شده» نامیدند. اما اصطلاح درستی نبود. چیزی گم نشده بود، بلکه وجود داشت ولی ما نمی توانستیم ببینیم. از آن رو، از دهه شصت/ هشتاد به مرور اصطلاح «ماده تاریک» متداول شد.
این ماده تاریک از چه نوع است و کجا پنهان است؟ طبیعی است که بخشی از آن را غبار، گاز و یا ستاره های کوتوله یا سیاره ها تشکیل دهند، که همگی از نوع معمول ماده اند، که آن را ماده باریونی می نامیم.اما ممکن نیست همه ماده تاریک به صورت غبار باشد، چون مقادیر عظیم غبار، نور کهکشان های دوردست را تیره و تار می کند؛ و همچنین این که عمده ماده تاریک به شکل سیاه چاله یا ستاره نوترونی نیست، چرا که در این صورت ریزش گاز و غبار به این گرداب های گرانشی آن قدر پرتو ایکس تولید می کرد که مسلماً بخش عمده آن آشکار می شد. پس باید به دنبال نامزدهای دیگری بود. در فهرست این نامزدها بر اسامی کوتوله های قهوه ای، کوتوله های سیاه، سیاره های مشتری گون و سرانجام ذرات غریب بر می خوریم.
کوتوله های قهوه ای در واقع ستاره های نارس اند؛ نه در جرگه سیاره ای گازی مانند مشتری قرار می گیرند و نه آن قدر بزرگ اند که به ستاره تبدیل بشوند. باید تعداد بسیاری از این کوتوله ها کشف شوند تا نامزد قابل اعتنایی برای حل مسئله ماده تاریک باشد. کوتوله های سیاه نقطه ی پایان حیات ستاره های کم جرم اند. ولی تا ستاره ای به کوتوله سیاه تبدیل بشود دست کم 10 میلیارد سال باید بگذرد. عمر کهکشان ما هم در همین حدود است. آیا اصلاً در کهکشان ما کوتوله سیاهی به وجود آمده است؟ چند درصد کوتوله قهوه ای هست؟ چه تعداد سیاره مشتری گون- که باید آنها را در کنار ستاره مادرشان جست و جو کرد- وجود دارد؟
در دهه 1370/1990 دو گروه از اخترشناسان به دنبال کشف کوتوله های درون کهکشان خودمان رفتند تا شاید راز ماده تاریک را کشف کنند. این کوتوله ها را اجرام پرجرم فشرده در هاله، یا به اختصار ماچو (MACHO)* نامیدند. انتظار اخترشناسان همواره این بوده است که بتوان اثر گرانشی ماچوها را -که باید عمدتاً در هاله کهکشان ها یافت شوند- رصد کرد.
مثلاً تصور کنید ستاره ای از ابر بزرگ ماژلان را رصد می کنیم. نور این ستاره برای رسیدن به ما از میان هاله کهکشان خودمان می گذرد.
اگر تصادفاً ستاره کوتوله ای بی نور در هاله کهکشان (یک ماچو) سر راه آن نور قرار بگیرد باعث هم گرایی نور این ستاره می شود. محاسبات نشان داده است که به خاطر این ریز هم گرایی، نور ستاره شدت می یابد. پس در این صورت باید تغییر نور ستاره را مشاهده کرد. بدون این که خود ماچو دیده بشود. شدت افزایش نور بیش از 30 درصد است. نتیجه این رصدها نشان داد که ماچوها نقشی در ماده تاریک ندارند و حداکثر 5 درصد از آن را تشکیل می دهند.
پس به نظر می رسد که ماده تاریک نمی تواند از نوع باریونی، یعنی اتم های معمولی و پروتون و نوترون باشد. نظریه های مربوط به آفرینش عناصر شیمیایی در عالم را، نظریه های ذره زایی و هسته زایی، می گویند که به هنگام مهبانگ فقط حدود 4 درصد از ، از چگالی بی بعد شده عالم، را می توان به حساب باریون ها گذاشت، پس باقی مانده این ماده غریب چیست؟ ذرات شناسان و کیهان شناسان ذره های غریبی را پیشنهاد کرده اند و آنها را دو دسته می کنند: ذرات با سرعت زیاد که ماده تاریک گرم را تشکیل می دهند، و ذرات با سرعت کم که تشکیل دهنده ماده تاریک سردند.
تا سال 1378/1999 تصور می شد به جز چهار درصد ماده روشن، 96 درصد ماده عالم با فرض باید تاریک باشد اکنون می دانیم که فقط 26 درصد ماده تاریک است، و بقیه گرچه تاریک است اما ویژگی عجیبی دارد که دیگر نمی توان آن را ماده تاریک نامید و به همین علت نام «انرژی تاریک» برای آن ابداع شده است. در چند دهه اخیر چندان به گشایش این راز کمکی نشده است جز این که می دانیم ماده تاریک گرم نیست، از جنس نوترینو نیست، و این که فقط 26 درصد ماده عالم را تشکیل می دهد پس ماده تاریک چیست؟
منبع: نجوم، شماره 197.