نوبل فیزیک ۲۰۱۹ برای یافته‌هایی در دور و نزدیک

بنا به انتخاب آکادمی سلطنتی علوم سوئد، جایزه نوبل فیزیک سال ۲۰۱۹ مشترکاً به جیمز پیبلز، کیهان‌شناس کانادایی-آمریکایی و صاحب‌کرسی آلبرت اینشتین در دانشگاه پرینستون، به پاس خدماتش در پیش‌برد درک ما از طرز تکامل کیهان، و میشل مایور و دیدیه کلوز، اخترشناسان فرانسوی، به پاس کشف نخستین سیاره فراخورشیدی در اطراف یک ستاره خورشیدمانند تعلق گرفت. این دهمین باری است که جایزه نوبل فیزیک به یافته‌های نجومی تعلق می‌گیرد، و اولین باری که یک «کیهان‌شناس نظری» در آن سهیم می‌شود.

نیم اول: برای تولد کیهان‌شناسی فیزیکی

از زمان اعطای نخستین دور جوایز نوبل در سال ۱۹۰۱، علوم فیزیولوژی، فیزیک، و شیمی (یعنی سه نماینده علوم پایه در فهرست پنج‌گانه این جوایز) تحولات شگرفی را پشت سر گذاشته‌اند. بارزترین ِ این تحولات را شاید بتوان تحولات بنیادین علم فیزیک دانست که ریشه در مقالات انقلابی آلبرت اینشتین در سال ۱۹۰۵ داشت. این تحولات، رفته‌رفته با ظهور زیرشاخه‌های جدیدی از علم فیزیک همراه شد؛ همچون فیزیک هسته‌ای، فیزیک انرژی‌های بالا، فیزیک نسبیتی، و مکانیک کوانتومی.

اما بودند تحولاتی هم که راه به «دگردیسی» برخی علوم بردند، و بارزترین‌شان گمانه‌زنی‌های فیزیکدانانِ جدید درباره‌ی طریقه پیدایش عالَم بود. این تحولات، طی دوره‌ای به درازای کمتر از بیست سال به نوزایی علم کیهان‌شناسی انجامید.

اولین تلاش‌ها برای تعمیم ملاحظات فیزیک جدید به جهان بزرگ‌مقیاس، توسط فیزیکدان روسی، الکساندر فریدمن در سال ۱۹۲۲ صورت گرفت. تلاش فریدمن، و فیزیکدانان معاصرش، از جمله جورج لومتر در بلژیک و کونت لوندمارک در سوئد این بود تا امکان کرانمند بودن کیهان را در چارچوب معادلات فیزیک بیازمایند. یک جهان کرانمند، پاسخی بود به یک معمای نجومی موسوم به «پارادوکس اولبرس»: اینکه اگر جهان ما جهانی بیکران، ایستا، و ابدی-ازلی باشد، راستای هر خط دید باید در نهایت به ستاره‌ای ختم بشود. در اینصورت نبایستی گنبد آسمان به هنگام شب، تاریک جلوه کند، بلکه باید همچون روز روشن باشد؛ حال‌آنکه شب‌هنگام، آسمان آشکارا تاریک است.

ادگار آلن پو، شاعر و نویسنده آمریکایی، اولین کسی بود که در رساله اورکا: یک شعر منثور (مربوط به سال ۱۸۴۸) مدعی شد که چنانچه جهان ما جهانی غیرایستا با ابعاد و عمری کرانمند باشد، پارادوکس اولبرس هم محلی از اعراب نخواهد داشت، چراکه در اینصورت بر تعداد و عمر ستارگان نیز نهایتی مترتب است.

اما غیرایستا بودن جهان تنها در صورتی با کرانمند بودن ابعاد و عمر آن سازگاری دارد که فرض بگیریم جهان از وضعیتی بسیار کوچک متولد شده است و با گذشت زمان، بر ابعاد آن افزوده شده؛ به طوریکه هم‌اینک نیز در حال بزرگ‌تر شدن است. تلاش فریدمن، ارائه‌ی یک تفسیر فیزیکی از این انبساط حدس‌آمیز، به یمن سازوبرگ نظریه‌ی نوظهور نسبیت عام بود.

  همزمان با این تحولات در فیزیک نظری، مشاهدات رصدی اخترشناس آمریکایی، ادوین هابل در رصدخانه مونت‌ویلسون کالیفرنیا به کشف اولین شواهد مربوط به انبساط جهان در سال ۱۹۲۹ انجامید. این مشاهدات حاکی از آن بودند که هرچه یک کهکشان در فاصله‌ای دورتر از ما واقع شده باشد، صرفنظر از موقعیت آن در آسمان، با سرعتی بیشتر از ما دور می‌شود؛ به طوریکه این حرکت دورشونده نه ویژگی آن کهکشان، بلکه ویژگی «فضا»ی منبسط‌شونده‌ی مابین ما و آن کهکشان است.

این تحولات، همپای تحولات فیزیک هسته‌ای در طول دهه‌ی ۱۹۳۰ (که به فیزیکدانان امکان داد تا به جزئیات فرآیند تولید انرژی در خورشید از طریق فرآیند همجوشی هسته‌ای پی ببرند)، به کشف بصیرت‌هایی جدید در رابطه با پیدایش عالم انجامید: از آنجاکه نسبت فراوانی اتم‌های هیدروژن به هلیوم در کلیه ستارگان نسبتی تقریباً ثابت است، در آن زمان این گمانه‌زنی مطرح شد که نسبت مزبور به نحوی از ابتدای پیدایش عالَم تثبیت شده است. در اینصورت می‌بایست شرایطی در آن زمان فراهم بوده باشد تا عنصر هلیوم از همجوشی اتم‌های هیدروژم به وجود آید؛ شرایطی به همان داغی و پرفشاری هسته‌ی ستارگان.

بدین‌ترتیب ایده یک «سوپ آغازین»، که در آن کیهان در وضعیتی جنینی به سر می‌برده و دما و فشار کافی برای همجوشی اتم‌های هیدروژن به اتم‌های هلیوم را داشته، رفته‌رفته به یمن مطالعات ستاره‌شناسانی همچون رالف آلفر، رابرت هرمان، و جورج گاموف، رنگ واقعیت به خود گرفت.

اما وجود یک تفاوت بنیادی بین این سوپ آغازین و هسته ستارگان (که هر دو محیطی مساعد برای همجوشی هسته‌ای به شمار می‌روند)، راه پرسش‌هایی تازه را در رابطه با تاریخچه‌ی پیدایش کیهان گشود: در هسته داغ و پرفشار ستارگان، تا همیشه بی‌نظمی حکفرماست؛ اما سوپ آغازین، در مقطعی از عمر کیهان، شرایط میزبانی از اولین ساختارهای منظم کیهان (همچون نخستین کهکشان‌ها) را به دست آورده؛ و این شرایط مگر از طریق کاهش آن دما و فشار اولیه، میسر نمی‌شد.

محاسبات آلفر، هرمان و گاموف نشان می‌داد که تشکیل نخستین ساختارهای کیهان فقط زمانی امکان‌پذیر شده است که چگالی ماده بر چگالی تابش (یا انرژی الکترومغناطیس) چربید. با توجه به شناخت فیزیکدانان وقت از خواص ماده و تابش الکترومغناطیس، این گمانه‌زنی‌ها رفته‌رفته حالتی کمّی به خود گرفت، و پیش‌بینی شد که امروزه می‌توان بقایای امواج الکترومغناطیس به‌جامانده از آن سوپ آغازین را در محدوده امواج میکروموجی طیف، تشخیص داد.

پیش‌بینی فوق نخستین بار در مقاله‌ای به تاریخ ۱۳ مه ۱۹۶۵، در نشریه علمی آستروفیزیکال‌ ژورنال لترز منتشر شد؛ مقاله‌ای که اسامی چهار فیزیکدان نظری دانشگاه پرینستون را به عنوان نویسنده بر پیشانی خود داشت: رابرت دیک، جیمز پیبلز، پیتر رول، و دیوید ویلکینسون.

طُرفه آنکه تنها شش روز بعد، دو اخترشناس آمریکایی به نام‌های آرنو پنزیاس و رابرت ویلسون، در قالب مقاله‌ای در همان نشریه، مستقلاً خبر از تشخیص موجی ناشناخته در محدوده‌ی امواج میکروموجی طیف دادند، که توسط یک آنتن مخابراتی جدید به منظور دریافت سیگنال‌های ماهواره «اِکو»ی ناسا (اولین ماهواره مخابراتی جهان) تصادفاً تشخیص داده شده بود. موجی با فرکانس ثابت که از همه‌سوی آسمان با شدتی یکسان دریافت می‌شد.

از قرار معلوم، آن موج همان نور باستانی‌ای بود که فیزیکدانان پیش‌بینی می‌کردند حاصل فرونشستن آشوب سوپ آغازین بوده؛ نوری که از آن پس به «تابش میکروموجی پس‌زمینه کیهان» (CMB) مشهور شد. طبق محاسبات فیزیکدانان، این نور، جهان را در وضعیتی به تصویر می‌کشد که تنها ۳۷۹ هزار سال از پیدایش آن سپری شده بوده. کشف تابش CMB، نخستین مدرک مستدل تجربی در پشتیبانی از نظریه «مهبانگ» بود، و جایزه نوبل فیزیک ۱۹۷۸ را برای پنزیاس و ویلسون به ارمغان آورد.

کمتر از دو ماه پس از اعلام کشف تابش CMB، جیملز پیبلز در مقاله‌ای تاریخی تحت عنوان «محتوای تابشی ِ جسم سیاه کیهان، و تشکیل کهکشان‌ها»، تاریخچه‌ی تحول ساختارها در کیهان را به عنوان تابعی از تحولات تابش CMB معرفی کرد. از این مقاله، به اتفاق مقاله‌ی دیگری در همان روزها به قلم یاکوف زلدوویچ، فیزیکدان روس، می‌توان به عنوان نقطه شروع کیهان‌شناسی فیزیکی به عنوان یک علم دقیقه یاد کرد.

تحولات تابش CMB در طول زمان را می‌توان در ابعاد نسبی و توزیع «ناهمگنی‌«های پراکنده در پهنه این تابش (در سراسر آسمان) پی گرفت؛ که تشخیص‌ آنها مگر از طریق تلسکوپ‌های فضایی در محدوده‌ی امواج میکروموجی طیف میسر نخواهد بود (چراکه جو زمین، بخش عمده‌ای از این امواج را جذب می‌کند). این مهم تا سال ۱۹۹۲، و انتشار مشاهدات ماهواره «کاوشگر پس‌زمینه کیهانی» (COBE)، میسر نشد – دستاوردی که باز هم جایزه نوبل فیزیک ۲۰۰۶ را برای دو دانشمند ارشد این ماهواره، جورج اسموت و جان مَتر به ارمغان آورد.

در این بین، پیبلز هرچند که خود ایده‌ی تعامل و تأثیر متقابل محتوای مادی و تابشی کیهان را به عنوان راهی برای رمزگشایی از تاریخچه تحول عالَم مطرح کرده بود، در اوایل دهه ۱۹۷۰ به اتفاق اخترشناس آمریکایی یرمیا اوستریکر، شواهد متقنی را مبنی بر نقش‌آفرینی یک محتوای دیگر نیز در تحولات عالم پیش کشید: ماده تاریک. مطالعات این دو نشان داد که ثبات کهکشان‌های مارپیچی‌ای همچون راه شیری، مستلزم وجود مقادیر قابل توجهی جرم پنهان (به هیأت ماده تاریک) در هاله این کهکشان‌هاست تا مانع از فروپاشی آنها در اثر فشارهای دینامیکی بشود.

با این وجود، صِرف پیش‌بینی وجود ماده تاریک، نه فقط از کم‌وکیف نقش آن در ایجاد اولین ساختارهای کیهانی پرده برنمی‌داشت، بلکه مسأله را پیچیده‌تر هم می‌کرد. دلیلش این بود که بنا به تعریف، ماده تاریک هیچ برهم‌کنشی با امواج الکترومغناطیسی ندارد، و فقط از طریق تأثیر گرانشی آن بر ماده مرئی قابل تشخیص است. در اینصورت، با فرض بر آنکه سهم قابل توجهی از سوپ آغازین را ماده تاریک شکل می‌داده، دیگر لزومی نداشته تا تشکیل نخستین ساختارهای کیهان، معطل کاهش چگالی تابشی عالَم بماند، چراکه ماده تاریک از همان ابتدا می‌بایست به عنوان ملاتی محکم و بی‌اعتناء به تابش‌های پرانرژی پراکنده در عالم، خشت نخستین ساختارهای کیهان را برافرازد.

اما مشاهدات، آشکارا نشان از آن می‌داد که ماده تاریک نمی‌توانسته نقشی چنان پررنگ و شتابناک در ایجاد ساختارهای اولیه ایفاء بکند. جواب، یا می‌توانست حذف ماده تاریک از معادلات کیهان‌شناسی باشد، یا بازنگری در ماهیت آن. پیبلز با در نظر گرفتن حالت دوم، و صورت‌بندی هویتی تازه برای این ماده مرموز، نه‌تنها معضل فوق را حل کرد، بلکه پیش‌بینی‌های عددی حاصل از شبیه‌سازی‌ها را به محاسباتی که بعدها توسط ماهواره COBE صورت گرفت، نزدیک و نزدیک‌تر کرد. فرضیه پیبلز این بود که ماده تاریک از ذراتی سنگین با اندرکنش ضعیف تشکیل شده است؛ تبصره‌ای که صورت دقیق‌تر نام این ماده را در اصطلاح کیهان‌شناختی به «ماده تاریک سرد» مبدل کرد.

در اواسط دهه ۱۹۸۰، طرح مسائلی تازه در کیهان‌شناسی (از جمله کشف ستارگانی با عمری ظاهراً بیش از عمر جهان!)، پیبلز را به بازنگری در مدل‌‌های پیشین، و معرفی یک محتوای چهارم به ساختار کیهان واداشت: «ثابت کیهان‌شناختی»؛ یا عاملی که بر افت‌وخیز شتاب انبساط کیهان حکفرماست. این پیش‌بینی، بالغ بر یک دهه پیش از کشف نخستین شواهد تجربی مربوط به انبساط شتابناک عالم، که امروزه به وجود عاملی موسوم به «انرژی تاریک» نسبت داده می‌شود، انجام گرفت؛ دستاوردی که جایزه نوبل فیزیک ۲۰۱۱ را برای کاشفان آن به ارمغان آورد.

 این دستاوردهای نظری، رفته‌رفته با ارتقای دقت مشاهدات رصدی در اوایل قرن بیست‌ویکم، مبنایی استوارتر یافت، و امروزه در قالب «مدل استاندارد مهبانگ» به عنوان پذیرفته‌ترین تبیین برای طریقه‌ی پیدایش عالم شناخته می‌شود.

کیهان‌شناسی که روزگاری قلمروی گمانه‌زنی‌های بی‌پروا و فرضیه‌های بی‌اساس به شمار می‌رفت، امروزه به علمی با دقت ریاضی مبدل گشته که مشاهدات رصدی در آن نقشی اساسی ایفاء می‌کنند. این تحول، در نبود چهره‌هایی جامع‌الاطراف همچون پیبلز، ممکن نمی‌بود؛ و این دلیلی بود تا کمیته نوبل برای نخستین بار بر آن بشود تا یکی از چهره‌های «کیهان‌شناسی نظری» را شایسته دریافت جایزه نوبل فیزیک بداند.

نیم دوم: برای کشف سیارات فراخورشیدی و مرکززدایی از منظومه شمسی

امروزه اصطلاح «سیاره فراخورشیدی» ترکیب آشنایی است که گهگاه در صدر اخبار علمی روز به چشم می‌خورد؛ خواه اشاره به سیاره‌ای داشته باشد در اطراف نزدیک‌ترین ستاره به خورشید، خواه به کشف اولین نشانه‌های بخار آب در جو یک سیاره فراخورشیدی دیگر. گاه ابعاد یک سیاره فراخورشیدی تا دو برابر مشتری یاد می‌شود، و گاه فاصله‌ی یکی دیگر تا ستاره‌اش بارها نزدیک‌تر از فاصله عطارد تا خورشید.

این طیف وسیع از یافته‌‌های مرتبط به سیاره‌های خارج از منظومه ما، ظرف تنها ۲۵ سال گذشته ممکن شده است. تا پیش از اوت ۱۹۹۵، سال‌ها تلاش اخترشناسان برای کشف یک سیاره فراخورشیدی ناکام مانده بود. این تلاش‌ها بر امید به تشخیص یک جابجایی ناچیز و متناوب در خطوط طیفی ستارگان مبتنی بود، اما به نتیجه‌ای نمی‌انجامید.

طیف یک ستاره، میزبان ردیف بارکدمانندی از خطوط طیفی است که نشانگر عناصر حاضر در جو ستاره است. چنانچه ستاره به هر دلیلی از ما دور، یا به ما نزدیک بشود، موقعیت این خطوط نسبت به رنگ‌های پس‌زمینه طیف جابجا می‌شود؛ به طوریکه چنانچه ستاره از ما دور بشود، خطوط آن نیز به سمت قرمز طیف، و چنانچه به ما نزدیک بشود، خطوطش به سمت آبی طیف جابجا می‌شوند. در فیزیک از این جابجایی تحت عنوان «جابجایی دوپلری» یاد می‌شود.

حال اگر ستاره، میزبان سیاره‌ای نسبتاً پرجرم در اطراف خود باشد، انتظار می‌رود که بتوان جابجایی ستاره در اطراف مرکز ثقل این منظومه‌ی دوتایی را به صورت یک جابجایی دوپلری متناوب و منظم در نور ستاره (که نشان از دوری و نزدیکی ستاره نسبت به ناظر دارد)، مشاهده کرد – البته به شرط آنکه راستای دید ناظر، با صفحه‌ی چرخش سیاره منطبق باشد، یا زاویه‌ای اندک بسازد.

تلاش گروه‌های مختلفی از ستاره‌شناسان طی سال‌ها غربال طیف ستارگانِ خورشیدمانند، تا اوت ۱۹۹۵ به هیچ نتیجه‌ای نیانجامیده بود. البته تا به آن موقع، وجود دو سیاره زمین‌مانند در اطراف یک «تپ‌اختر» (که باقیمانده مرگ یک ستاره سنگین‌وزن است) به تأیید رسیده بود؛ اما مکانیسم تشخیص یک سیاره در اطراف تپ‌اخترها، به کلی با مکانیسم تشخیص سیاره در منظومه‌های متعارف تفاوت دارد و امروزه نیز معلوم شده است که وجود سیاره در اطراف تپ‌اخترها پدیده‌ای است نسبتاً نادر.

جالب‌آنکه در همان اوت ۱۹۹۵ که یک گروه از اخترشناسان در مقاله‌ای از ناتوانی خود و سایر گروه‌ها در تشخیص سیارات فراخورشیدی به گرد ستارگان خورشیدمانند ابراز نومیدی کرده و یادآور شده بودند که در اینصورت نظریه‌های تشکیل سیارات احتیاج به بازبینی جدی خواهد داشت، دو اخترشناس به نام‌های میشل مایور و دیدیه کلوز گزارش کشف یک سیاره فراخورشیدی را در اطراف ستاره «۵۱-فرس اعظم» در نشریه علمی نیچر به چاپ رساندند.

این دو اخترشناس، به کمک یک ابزار طیف‌نگار که خود طراحی کرده، و بر تلسکوپ اصلی رصدخانه هات‌پرووانس فرانسه نصب کرده بودند، موفق شدند که با بررسی طیف ۱۴۲ ستاره، عاقبت در پاییز ۱۹۹۴ پی به وجود یک تناوب دوپلری چهارروزه در طیف ستاره ۵۱-فرس اعظم ببرند. این یعنی که سیاره مزبور (که جرمش تقریباً معادل جرم مشتری تخمین زده می‌شد)، در فاصله‌ای معادل تنها یک‌صدم فاصله مشتری تا خورشید نسبت به ستاره‌اش قرار دارد، و هر چهار روز یک‌بار به گرد آن می‌چرخد.

این یافته نه‌تنها نوید کشف اولین سیاره فراخورشیدی در اطراف یک ستاره خورشیدمانند را می‌داد، بلکه به اتفاق یافته‌های بس بیشتری که طی دو دهه‌ی متعاقب این کشف حاصل شد، رفته‌رفته انقلابی را در درک ستاره‌شناسان از طریقه‌ی تشکیل سیارات و منظومه‌های سیاره‌ای رقم زد. معلوم شد که بخش اعظم سیارات فراخورشیدی، در فواصلی بسیار نزدیک‌تر از آنچه تصور می‌رفت به گرد ستارگان میزبان خود می‌چرخند، و از لحاظ ابعاد، تنوعی چشمگیر دارند.

امروزه کشف سیارات فراخورشیدی از طریق تشخیص جابجایی‌های دوپلری، جای خود را به روشی پویاتر، موسوم به «روش گذر» داده است. در این روش، چنانچه سیاره‌ای که صفحه‌ی چرخش آن به گرد ستاره‌اش با راستای دید ما منطبق است، از برابر قرص ستاره میزبان بگذرد، درصدی از نور ستاره را کاهش خواهد داد. این درصد، ناچیز، اما بعضاً قابل تشخیص است، و می‌توان با ثبت شدت و دوره تناوب آن به جرم، ابعاد، و گاه حتی ترکیب جو سیاره نیز پی برد.

در سال ۲۰۰۶، سازمان فضایی اروپا (ESA) تلسکوپ فضایی کوروت (CoRoT) را به قصد تشخیص سیارات فراخورشیدی از طریق روش گذر رهسپار فضا کرد. تا سال ۲۰۱۳ و پایان مأموریت این فضاپیما، کوروت موفق به کشف ۳۲ سیاره فراخورشیدی شد. این آمار با اعزام تلسکوپ بزرگ‌تر و حساس‌تر کپلر، وابسته به سازمان فضایی آمریکا (NASA) در سال ۲۰۰۹، رشدی چشمگیر یافت. کپلر در طول دوره مأموریت نه‌ساله‌ی خود تا سال ۲۰۱۸، که تنها به یک محدوده‌‌ی ثابت و نسبتاً کوچک از آسمان چشم دوخته بود، موفق شد ۲۶۶۲ سیاره فراخورشیدی را از طریق رصد بالغ بر ۵۳۰ هزار ستاره تشخیص بدهد.

در حال حاضر، جانشین کپلر، «ماهواره نقشه‌بردار سیارات فراخورشیدیِ گذرکننده» یا به اختصار TESS، که در سال ۲۰۱۸ به فضا پرتاب شد، عملیات جستجو در پی سیارات فراخورشیدی را در محدوده‌ای به وسعت چهارصد برابر محدوده‌ی رصد کپلر به عهده دارد، و تا به اینجای مأموریت خود موفق به کشف ۲۱ سیاره شده است – هر چند که انتظار می‌رود این آمار تا پایان مأموریت این فضاپیما به بالغ بر ۲۰ هزار سیاره برسد.

نگاهی به همین اعداد و ارقام کافی است تا به اهمیت دستاوردی که مایور و کلوز در حدود ربع قرن پیش حاصل کردند، پی ببریم. وجود هریک از این هزاران سیاره فراخورشیدی می‌تواند تأیید یا چالشی برای فرضیه‌های موجود درباره طریقه تشکیل سیارات در اطراف ستارگانی با ویژگی‌های مختلف باشد، و چشم‌اندازی فراخ‌تر را هم برای درک تاریخچه‌های محتمل تشکیل منظومه شمسی برایمان فراهم سازد.