انفجار بزرگ پیدایش یک نظریه

اگر جهان آغازی داشته است، نحوه آغاز آن چگونه بود است؟ اگر پایانی وجود دارد، چگونه پایان خواهد یافت؟

این پرسش‌ها را فیلسوفان و متفکران دیگر به مدت هزار سال مطرح کرده‌اند. اما تا قرن بیستم حوزه‌ی تحقیقات علمی درخوری وجود نداشت که به ارائه‌ی نظریاتی در مورد تاریخ کیهان بپردازد. افرادی که در این حوزه کار می‌کنند، کیهان‌شناس نامیده می‌شوند و حوزه‌ی کار آنها کیهان‌شناسی است. ابزار آن‌ها نسبیت عام، نظریه‌ی کوانتوم و داده‌های تجربی منجمان است.
یکی از اولین و شناخته‌شده‌ترین کیهان‌شناسان عصر ما، فرد هویل است که جانشین ادینگتون در کمبریج شد. هویل در اواخر دهه‌ی ۱۹۴۰ به همراه هرمان بوندی و توماس گلد، دو اتریشی که در انگلستان زندگی می‌کردند، از مدل‌ جهان «ایستای (Steady State)» بدون آغاز و پایان دفاع کرد. در نسخه‌ی هویل، یک «میدان آفریننده» دائمی به‌طور خودبه‌خودی ماده تولید می‌کند که عمدتاً از هیدروژن تشکیل شده است و از این طریق، انبساط جهان، موازنه شده و چگالی آن ثابت می‌ماند.

اما فرایند خلق مداوم، شرایط خاصی را بر نظریه تحمیل می‌کند که نظریه‌پردازان حالت ایستا از عهده‌ی توضیح آن برنمی‌آمدند.
کیهان‌شناسی حالت ایستا اکنون جای خود را به رقیب اصلی‌اش نظریه‌ی‌ بیگ‌بنگ داده است.
از نظر نظریه‌پردازان مهبانگ،‌ جهان از یک حالت اولیه فوق‌العاده کوچک و چگال آغاز شده است. جهان با یک انفجار، منبسط شده و سرنوشت آن با رویدادهای فیزیکی همراه با انبساط مرتبط است.
اصطلاح مهبانگ، در ابتدا، به نحوی تمسخرآمیز، از سوی هویل در حمله به مخالفانش به کار رفت.
الکساندر فریدمن، نظریه‌پرداز جوان و درخشان روسی، برخی از مبانی نظریه‌ی مهبانگ را در ۱۹۷۲ قبل از کار هویل ارائه داده بود. فریدمن مدل‌های دینامیکی جهان را با به‌کارگیری معادله‌های میدان گرانشی اینشتین در جهانی که فرض می‌شد به‌طور میانگین یکنواخت است، توسعه داده بود. یکی از این مدل‌ها، «آفرینش جهان» به بیان فریدمن در یک نقطه اتفاق افتاده و فرایند انبساط بعدی، ‌آن‌را به اندازه‌ و سن کنونی‌اش رسانده‌ بود.
مدل‌های فریدمن، ریاضی‌وار بود و سناریوی انبساط، تنها یکی از چند مدل را تشکیل می‌داد. جرج لمایتر، فیزیک‌دان، منجم و کشیش بلژیکی بدون ابهام به مدل انبساط روی آورد. او نظریه‌ی «آتش‌بازی» خود را در دهه‌ی ۱۹۳۰ پیشنهاد کرد. او نوشت:
«در آغاز، همه‌ی جرم جهان به شکل اتمی‌ واحد وجود داشت. شعاع جهان، گرچه دقیقاً صفر نبود اما بسیار کوچک بود. کل جهان از طریق تجزیه‌ی اتم اولیه به ستاره‌های اتمی، به وجود آمده است و ستاره‌ها به ماده عادی و تابش کیهانی تبدیل شده‌اند. آنچه امروز می‌بینیم، خاکستر و دود آتش‌بازی‌های درخشان اما بسیار سریع‌اند».
کیهان‌شناس دیگری که گام بعدی را هم‌زمان با بسط نظریه‌ی حالت ایستای هویل برداشت، جرج گاموف، مهاجر روسی (و مدت کوتاهی دانشجوی فریدمن) بود که سرانجام پس از توقف‌هایی که در گوتینگن، کپنهاک و کمبریج، به ایالات متحده رفت. یکی از تخصص‌های گاموف در بین موارد دیگر، فیزیک هسته‌ای بود و او کیهان‌شناسی خود را با افزودن فرایندهای هسته‌ای به مدل‌های از پیش توسعه‌یافته فریدمن و لمایتر بنا کرد. او معتقد بود که مهبانگ،‌ در حالتی نخستین که او آن‌را «Yelm» می‌نامید، شامل نوترون‌ها، پروتون‌ها، الکترون‌ها و دریایی از تابش انرژی بالا آغاز شده است. گاموف و همکارش رالف آلفر در گزارشی مشهور در فیزیکال ریویو استدلال کردند که هم‌زمان با انبساط جهان، این محتویات هسته‌ای، اتم‌های ماده عادی را ساخته‌اند. البته گاموف نتوانست از افزودن نام هانس بته که صرفاً ناظری بیرونی در پیشرفت کار بود به مقاله فیزیکال ریویو خودداری کند. بنابراین نام نویسندگان، آلفر، بته و گاموف بود. گاموف به نحوی ناموفق تلاش کرد تا یکی دیگر از همکارانش به نام رابرت هرمان را به تغییر نامش به دِلتر ترغیب کند، صرفاً به این خاطر که نام نویسندگان تداعی حروف اول الفبای یونانی یعنی آلفا، بتا، گاما و دلتا شود.
در مراحل اولیه وقوع رویدادها در مدل گاموف، برهمکنش ماده موجود در جهان با تابش متوقف‌شده و تابش به صورت میدان تابش در زمینه‌ی کیهانی، باقی ماند. گاموف پیش‌بینی کرد درجه در مقیاس مطلق (منهای ۲۶۸ در مقیاس سلسیوس) است. در حدود ۱۴ سال پس از پیش‌بینی گاموف،‌ آرنو پنزیاس و رابرت ویلسون که در آزمایشگاه‌های بِل واقع در هُلمدِلِ نیوجرسی کار می‌کردند، تابش زمینه‌ی کیهانی را مشاهده کردند. آنها دمای معادل را ۳/۵ درجه اندازه گرفتند که به تخمین گاموف بسیار نزدیک بود. دانشمندان بِل جهت معرفی اهمیت کیهانی مشاهداتشان تلاشی صورت ندادند. این کار را گروهی در پرینستون شامل رابرت دیکی و جیمز پیبلز انجام دادند که در حال آماده‌سازی مقدمات انجام مشاهدات از طرف خود بودند. تابش زمینه‌ی کیهانی توسط دستگاه‌های متصل به ماهواره‌ها مشاهده شده است. مشخصه‌های جسم سیاه با دقت بسیار تأیید شده و دمای معادل ۲/۷۳۵ درجه‌ی کلوین اندازه‌گیری شده است.
هلگه کراگ، وقایع‌نگار کیهان‌شناسی مدرن می‌نویسد:
«اواسط دهه‌ی ۱۹۶۰ نقطه‌ی عطفی در کیهان‌شناسی است. نه تنها به دلیل نتایج مشاهدات جدید بلکه به علت ابداعات نظری در نظریه‌ی نسبیت عام».
پیشرفت‌های نظری حول مسئله‌ی تکینگی متمرکز شد. راجر پنروز در ۱۹۶۵ با استفاده از روش‌های ریاضی جدید اثبات کرد که مطابق با اصول نسبیت عام، فروپاشی گرانشی یک ستاره‌ی پرجرم، ناگزیر در نقطه‌ی فضازمانی تکینه‌ی سیاه‌چاله پایان می‌یابد. کارهای پنروز، هاوکینگ و دیگران در طول پنج سال آینده منجر به قضیه‌ی کیهان‌شناسی بزرگی شد که بر مبنای آن، جهان‌ِ تحت کنترل نسبیت عام از جایی که سیاه‌چاله در آن پایان می‌یابد،‌ آغاز می‌شود، یعنی تکینگی فضازمان.
این نتیجه، کیهان‌شناسان را با مسئله‌ی دشوار دیگری مواجه ساخت. طبق نظریه‌ی سیاه‌چاله، تکینگی عریان را نمی‌توان تحمل کرد. بنابراین داستانی که نسبیت عام درباره‌ی جهان می‌گوید، ناقص است. نسبیت عام، ملاحظات قابل قبولی از رویدادهای آغازین که علی‌الظاهر به دور تکینگی پیچیده‌اند، ارائه نمی‌دهد. نظریه‌‌پردازان باید به طریقی تصویر خود از دنیای کوچک‌مقیاسی را که جهان در آن متولد شده، اصلاح کنند. مقیاس آن دنیا بسیار کوچک است حتی بسیار کوچک‌تر از اتم و بنابراین روش‌هایی مورد نیاز است که نظریه‌ی کوانتوم را با نظریه‌ی گرانشی نسبیت عام ترکیب کند. به‌طور خلاصه آنچه مورد نیاز است، نظریه‌ی وحدت‌یافته‌ی «گرانش کوانتومی» است. فیزیک‌دانان به مدت چنددهه تا کنون بدون موفقیت کامل در تلاش جهت ساختن نظریه‌ی وحدت‌یافته بوده‌اند.
هاوکینگ یکی از پیشگامان تحقیقات وحدت گرانش کوانتومی بوده و هنوز هم هست. او از کاربرد نسخه مکانیک کوانتومی ریچارد فاینمن مبتنی بر جمع‌زدن همه‌ی مسیرهای ممکن رویداد که هر کدام فاز متفاوت دارند (انتگرال مسیر فاینمن) برای دستیابی به مسیر واقعی رویداد دفاع می‌کند. او همچنین به لحاظ فنی موجودی به نام «موهومی» را فرض می‌گیرد. پاداش، هنوز گریزان است اما هاوکینگ که خود را یک «خوش‌بین مادرزاد» توصیف می‌کند، باور دارد که ما نظریه‌ی واحد موفق را خواهیم دید.
شاید در پایان قرن بیست و یکم و شاید هم بسیار زودتر.