«پایان یک آغاز»

احسان سنایی

پروفسور آدام ریس، استاد فیزیک و ستاره شناسی دانشگاه جان هاپکینز؛ عضو ارشد تیم علمی انیستیتو تلسکوپ فضایی (STScI) و از اعضای آکادمی ملی علوم آمریکاست. او در سال ۱۹۹۲ از انیستیتو فناوری ماساچوست (MIT) فارغ التحصیل شد و دکترای خود را چهار سال بعد از دانشگاه هاروارد اخذ نمود.

ریس در حالی که تنها ۲۸ سال داشت، با مدیریت تیمی متشکل از ۱۹ ستاره شناس برجسته جهان موفق به کشف یکی از بحث برانگیزترین و مرموزترین اجزای ساختاری جهان ما شد: انرژی تاریک.

از آن پس هفته نامه تایم، نام ریس را در کنار آلبرت اینشتین، ادوین هابل، فریتز زوییکی (کاشف ماده تاریک)، آرنو پنزیاس و رابرت ویلسون (کاشفان تابش پس زمینه کیهانی)؛ به عنوان یکی از شش انسانی که نگاه بشر را نسبت به کیهان متحول ساختند آورد و مجله ساینس، کشف ریس را بزرگ‌ترین کشف سال 1998 نامید.

او تاکنون موفق به دریافت ۲۳ جایزه جهانی شده و ۷۷ مقاله علمی را در مجلات معتبر جهان به چاپ رسانده است. چندی پیش گفت‌وگویی با این ستاره شناس برجسته جهان داشتم؛ اما در ابتدا بد نیست اندکی با راه ناهموار کشف انرژی تاریک آشنا شویم.¹

پروفسور آدام ریس

یکی از کلیدی‌ترین اهداف علم کیهان شناسی، تعیین دقیق سن کیهان است. همه ما تا حدی می دانیم که جهان، در جریان رویدادی به نام انفجار بزرگ (بیگ بنگ) تشکیل شد. البته تا حدی تصور شرایط چنین انفجاری سخت است؛ چراکه این رویداد، «انفجاری در فضا نبود»، بل‌که «انفجار فضا» بود.

بنابراین حتی اگر بتوانیم به آن دوران نیز سفر کنیم، چون نمی‌توان بیرون از فضای متعارفی که همه جا را در برگرفته مکانی برای تماشا پیدا کرد؛ قادر به مشاهده چنین انفجاری نیز نخواهیم بود.

اما خوشبختانه از روی همین زمین خودمان هم می‌توان آثار چنین رویدادی را مشاهده کرد؛ در واقع کشف همین امر بود که ادوین هابل آمریکایی را مشهور ساخت. او دریافت که کهکشان‌ها از هم دور می‌شوند و مرجع خاصی نیز نمی‌توان برای این حرکت دورشونده در نظر گرفت.

هرچه هم که به دورتر بنگریم، سرعت فرار آنها از ما بیشتر است. فرض کنید کهکشان ما، یک کشمش از انبوه کشمش های پراکنده در حجم یک کیک است. با گرم شدن محیط، کیک انبساط یافته و کشمش ها از هم دور می‌شوند؛ اما آیا می‌توان نقطه ای را تعیین کرد که همه کشمش ها نسبت به آن در حال دور شدن هستند؟

پاسخ این سؤال، بدون شک منفی است؛ ما صرفاً می‌گوییم کشمش ها از هم دور می‌شوند و همین امر در خصوص کهکشان‌ها نیز صدق می‌کند.

پس با محاسبه سرعت دور شدن کهکشان‌ها از یک‌دیگر، می‌توان دریافت که چه زمانی آنها به هم پیوسته بودند و بدین ترتیب، سن کیهان را از این طریق به دست آورد. اما چه پارامتری معرف این سرعت است؟

ادوین هابل با ارائه معادله بسیار ساده‌ای مشخص کرد که اگر بتوانیم سرعت دور شدن یک کهکشان را – که از مطالعات طیفی آن به دست می‌آید – بر فاصله‌اش تقسیم کنیم؛ برای همه کهکشان‌ها به عددی ثابت خواهیم رسید که نشان دهنده نرخ انبساط جهان ماست.

او این عدد را «ثابت هابل» نام نهاد. پس آن چه می‌ماند، تعیین فاصله کهکشان‌هاست. دانشمندان فواصل نسبتاً نزدیک کیهانی را می‌توانستند با معیارهایی چون اختلاف منظر و نوع خاصی از ستارگان موسوم به «قیفاووسی»‌ها به دست آورند؛ اما این فواصل آن‌قدر نبود تا بشود اثر انبساط کیهان را بر آنها حس کرد.

قیفاووسی‌ها شناساگرهای فاصله بسیار خوبی بودند اما جو متلاطم زمین، مانع از ردگیری نور آنها در کهکشان‌های دوردست می‌شد. تلسکوپ فضایی هابل، در اینجا رخ نمود.

میزان درخشندگی ستارگان قیفاووسی، در بازه‌های زمانی مشخص تغییر می‌کند، به‌طوری که هرچه بازه زمانی این تغییرات طولانی‌تر باشد، درخشندگی ذاتی آن ستاره نیز بیشتر است.

با مثال ساده‌ای آغاز می‌کنیم. میزان درخشندگی یک شمع برای همه ما آشناست؛ به‌طوری که اگر کورسویی را در زمینه‌ای تاریک و نامشخص ببینیم و به ما گفته شود که این نور مربوط به یک شمع است، سریعاً نتیجه می‌گیریم که حتماً شمع باید از ما فاصله زیادی داشته باشد. در واقع درخشندگی ذاتی شمع را به فاصله آن ربط داده‌ایم.

در اخترشناسی نیز بعضی اجرام آسمانی همچون شمعند. ستارگان قیفاووسی، از این دسته اجرامند.
تلسکوپ فضایی هابل با اپتیک برتر و جایگاه متمایزش در فضا موفق شد برخی ستارگان قیفاووسی موجود در کهکشان‌های دوردست را به طور مداوم تحت نظر قرار داده و تغییرات درخشندگی شان را بررسی کند.

در نتیجه با در دست داشتن درخشندگی ذاتی قیفاووسی‌ها، دانشمندان می‌توانستند فاصله ستاره و با اندکی اغماض فاصله کهکشان مادرش را از زمین بیابند. تلسکوپ هابل موفق شد خطای ۵۰% در تعیین دقیق ثابت هابل را به ۱۰% تقلیل داده، و سن کیهان را ۱۳ میلیارد و ۴۰۰ میلیون سال اعلام کند.

از دیگر شمع های استاندارد تعیین فاصله، نوع خاصی از انفجارهای کیهانی به نام «ابرنواخترهای نوع a1» هستند.

این انفجارهای هولناک کیهانی، در سیستم‌های دوتایی ستاره ای رخ می‌دهند؛ بطوریکه بقایای یک ستاره مرده موسوم به «کوتوله سفید»، آنقدر ماده از ستاره همسایه اش می‌دزدد و می‌مکد که گویی خسته و کوفته توانایی ادامه آن را ندارد.

در واقع فشار و متعاقب آن دما آنچنان بالا می رود که فعالیت های همجوشی هسته‌ای در سطح کوتوله سفید کلید خورده و در کسری از ثانیه، کل ماده دزدیده شده در طی هزاران سال را در کام خود فرو می خورد؛ نتیجه آن‌که انفجاری رخ می‌دهد که در همان لحظات اولیه، نور آن معادل نور تمامی ستارگان کهکشان است!

تصاویر متوالی از سه کهکشان دوردست که میزبان انفجارهای ابرنواختری از نوع 1a بوده اند. تصاویر سمت چپ، قبل و تصاویر سمت راست، بعد از انفجار را نشان می‌دهند. این تصاویر را گروه ریس با استفاده از تلسکوپ فضایی هابل تهیه کرد. محاسبات بعدی انجام پذیرفته بر روی همین تصاویر، وجود انرژی تاریک را بیش از پیش به اثبات رساند

طبق محاسبات ستاره شناسی هندی -آمریکایی به نام سابرامانیام چاندراشکار، زمانیکه کوتوله سفید دقیقاً به اندازه ۱.۴ برابر جرم خورشید ماده جذب کرد این انفجار رخ می‌دهد؛ حدی که به احترام وی «حد چاندراشکار» نامیده شد. زمانی‌که بدانیم دقیقاً چه مقدار ماده در واکنش‌های گرماهسته‌ای شرکت داشته، می‌توانیم درخشندگی ذاتی انفجار را نیز محاسبه کنیم.

بنابراین ابرنواخترهای نوع a1، شمع های استاندارد کیهانشناسی محسوب می‌شود؛ شمع هایی آنچنان درخشان که حتی می‌توان از روی زمین، وجودشان را در دورترین گوشه های کیهان نیز تشخیص داد.

در سال ۱۹۹۸، گروهی از دانشمندان به سرپرستی پروفسور آدام ریس تصمیم گرفتند تا اینبار با استفاده از ابرنواخترهای نوع a1، به محاسبه ثابت هابل بپردازند. به دلیل ندرت این اتفاقات در پیرامونمان، گروه مجبور شد به نقاط دوردست کیهان بنگرد؛ آنچنانکه در میدان دید تلسکوپ می‌شد صدها کهکشان را مشاهده کرد و با این حساب احتمال مشاهده این ابرنواخترها نیز بالا می رفت.

دانشمندان با توجه به مقادیر از پیش محاسبه شده ثابت هابل بوسیله ستارگان قیفاووسی، پیش بینی کرده بودند که این ابرنواخترها در صورت مشاهده، به چه میزان درخشان خواهند بود. آنها با بررسی نور تعدادی از انفجارهای مشاهده شده با کمال تعجب دریافتند که ...

داستان انرژی تاریک از کجا آغاز شد؟

از عهد باستان تا زمان آلبرت اینشتین، دانشمندان و فلاسفه به جهانی ایستا و تغییرناپذیر معتقد بودند. این مفهوم، در سال ۱۹۲۹ و با کشف انبساط کیهان توسط ادوین هابل از اعتبار افتاد.

از آن زمان، محاسبه میزان این انبساط کیهانی در طول زمان، کیهان شناسان را از پا در آورده است (از جمله من!). نقشه برداری از چگونگی تحول این حرکات، به محاسباتی در خصوص ابعاد و سن نسبی جهان در دوره‌های مختلف حیاتش بستگی دارد.

متأسفانه تکوین و تحول جهان به قدری کند است که نمی‌توان امروز محاسباتی را انجام داد و منتظر ماند تا جهان تغییر کند و بدین ترتیب به چگونگی این تغییرات پی ببریم. فعالیت ما نیز همانند زمین شناسانی است که با حفاری در اعماق زمین، سعی در مطالعه تحولات سطحی زمین دارند.

ما با جمع آوری و مطالعه نور ستارگانی که در دوردست های کیهان منفجر شده اند، اطلاعاتی از دوران های پیشین تاریخ کیهان کسب می‌کنیم.

نوع خاصی از ابرنواخترها موسوم به ابرنواخترهای نوع 1a برای انجام چنین کاری بسیار مناسبند. آنها به اندازه کافی روشنند (در اوج درخشندگی، در حدود ۱۰ میلیارد برابر نور درخشندگی خورشید) تا بتوان آنها را از زمین، در نیمه راه جهان دید و حتی در فواصل دورتری با تلسکوپ فضایی هابل. درخشندگی ذاتی آنها در یک دهه اخیر به خوبی محاسبه شده و به همین دلیل، فاصله هر کدام از آنها را می‌توان با تعیین درخشندگی ظاهری و کاربرد قوانین هندسه محاسبه کرد.

به دلیل اینکه چنین فاصله ای را فوتون های حاصل از انفجار پیموده و سرعتشان را می دانیم (همان سرعت نور)، با محاسبه فاصله می‌توان سن نسبی جهان را در زمان انفجار ابرنواختر به دست آورد؛ درست مثل زمین شناسی که می‌تواند عمر لایه ای از زمین را با سن سنجی کربن رادیواکتیو درون آن به دست آورد.

پارامتر دیگری که به تعیین آن نیاز داریم، نرخ رشد کیهان از زمان انفجار ابرنواختر است. بعنوان مثال اگر از زمانی که فوتون ها ابرنواختر را ترک گفته تا به تلسکوپ فضایی هابل برسند جهان دو برابر شده باشد؛ آن‌گاه طول موج نور دریافتی نیز دو برابر می‌شود.

با این روش تنها چیزی که به آن نیاز داریم، مقادیر بسیار زیادی ابرنواختر است که در اعماق مختلف کیهان پراکنده شده باشند؛ تا بتوان با استفاده از آنها تاریخ رشد (انبساط کیهان) را ثبت کرد.

در سال ۱۹۹۲ برای اخذ مدرک دکترای اخترفیزیک به مرکز اخترفیزیک دانشگاه هاروارد رفتم. بعد از اولین دوره تحصیلی، به کار بر روی محاسبات مربوط به فواصل کیهانی با هدف تعیین نرخ انبساط کیهان علاقه مند شدم. در همان زمان پروفسور «رابرت کریشنر»، کارش را بر روی پایان نامه‌ای با موضوع روش های محاسبه فاصله تا ابرنواخترهای «فروپاشی هسته‌ای» متعلق به دانش آموزی به نام برایان اسمیت به اتمام رسانده بود.

او پیشنهاد کرد که من کار را بر روی نوع دیگری از ابرنواخترها (نوع 1a) با همکاری پروفسور ویلیام پرس آغاز کنم. راب بسیار باهش بود و می دانست چه چیزی مهم است. او می‌توانست به خوبی منابع مورد نیاز برای موفقیت دانشجویانش را مرتب کند و من شدیداً از همکاری با او خوشوقتم. ویل نیز بسیار با استعداد بود و تبحر خاصی در زمینه آنالیز داده ها داشت.

برایان، دانشجوی ارشد باب نیز صبورانه روش های بسیاری برای انجام محاسبات دقیق با تلسکوپ را که در آن متخصص بود، به من آموزش داد. این کار، در اوج خود بود.

تز دکترای من در زمینه «روش تعیین شکل انحنای نوری در رنگ‌های مختلف» بود؛ روشی که با آن می‌شد تأثیرات فاصله، غبار میان ستاره ای و کدرشدگی نور ابرنواخترهای نوع 1a را از هم تفکیک کرده و بدین ترتیب نرخ انبساط کیهان را با دقت بی‌سابقه‌ای تعیین کرد.

من همچنین اطلاعات ۲۲ ابرنواختر جدید از نوع 1a را که یکی از بزرگترین منابع اطلاعاتی برای محاسبه نرخ انبساط جهان بود، جمع آوری کردم. این تز، بعدها در سال ۱۹۹۹ جایزه «PASP Trumpler» را در زمینه تزهای دکترا بواسطه بیشترین تأثیر بر علم اخترفیزیک دریافت کرد.

در زمینه فوق دکترا، پس از قبول پیشنهاد همکاری با دکتر سائول پرلومتر در پروژه «کیهان‌شناسی با ابرنواخترها» (SCP) که هدف از آن استفاده از ابرنواخترها برای تعیین نرخ انبساط کیهان بود؛ در سال ۱۹۹۶ به دانشگاه کالیفرنیا-برکلی رفتم و به عنوان محقق «انیستیتو مطالعات بنیادی» این دانشگاه، با همکاری جمع دیگری از اعضا، تیم High-z را تشکیل دادیم که رقیبی برای پروژه SCP بود.

بار دیگر این شانس را داشتم که در برکلی، با پروفسور الکس فیلیپنکو، متخصص طیف سنجی ابرنواخترها همکار شوم. در سال ۱۹۹۷، تیم High-z با هدف کشف و مشاهده نمونه های زیادی از ابرنواخترهای فوق العاده دوردست آغاز به کار کرد.

در همان وقت ها تیم SCP نتایج نخستین تحقیقات را منتشر کرد که نشان از کاهش شدید نرخ انبساط جهان می داد؛ اما این یافته ها سریعاً تغییر کرد.

نتایج اولیه تحقیقات تیم ما و بررسی های جدیدتر تیم SCP در ژانویه ۱۹۹۸ منتشر شد که نشان می داد جهان، تنها شتاب کاهنده بسیار اندکی دارد. با این حال، هر دو تیم در حال مشاهده چیزی بسیار هیجان انگیزتر بودند.

من الآن نسخه کپی صفحه معروف ۹۶ از دفترچه یادداشتتان را به دست دارم که در آن به اولین نشانه های این کشف بزرگ رسیده اید. ممکن است بگویید این محاسبات به چه معناست و چگونه به وجود این نیروی مرموز منفی پی بردید؟

تا سال ۱۹۹۷، اطلاعات بسیار بیشتری از آن‌چه منتشر کردیم در اختیارمان بود و همین اطلاعات، پتانسیلی برای محاسبات بسیار دقیقتر محسوب می‌شد. من، مدیریت آنالیز نخستین داده های عظیم اطلاعاتی مان را عهده دار شدم.

درست در پایین تپه ای که تیم بااستعداد سائول مشغول کار بود؛ اطلاعات خام را جمع آوری کرده و فرآیند بررسی آنها را مدیریت کردم. ما تصاویر بزرگ و پرحجم (دریافتی) را به تاریخچه تحولات نوری ده‌ها ابرنواختر دوردست تغییر می دادیم.

با استفاده از اطلاعاتی که در خصوص ابرنواخترهای نزدیکتر در جریان تز دکترای خودم جمع آوری کرده بودم؛ به محاسبه نرخ انبساط جهان در دوران های اخیر و نیز گذشته کیهان پرداخته و تغییرات بوجود آمده را مورد بررسی قرار دادم.

سپس این محاسبات را به نیروهایی در جهان نسبت دادم که ممکن است چنین تغییراتی را سبب شوند. چیزی که در همان اوایل و در پاییز ۱۹۹۷ محاسبه کردم، من را شوکه کرد!

نتایج اولیه نشان می داد نوعی جرم منفی که بر جهان ما غالب شده است، در حال شتاب بخشیدن به انبساط کیهانی است. البته در ابتدا هیچ نیروی دیگری را در کنار گرانش ماده در نظر نگرفتم و برنامه های کامپیوتری به من می گفت که تنها در صورتی معادلات جور می‌شود که این ماده منفی فرضی، عملکردی معکوس نیروی جاذبه داشته باشد.

صفحه 96 از دفترچه یادداشت آدام ریس که در آن به وجود انرژی تاریک پی برده است. او با محاسبات خود دریافت آنچه که سرعت انبساط جهان ما را شتاب بخشیده، جرم منفی دارد! (کادر پایین) بعدها این جرم منفی که 72% از جهان را تحت سیطره خود دارد، انرژی تاریک نامیده شد

به دلیل اینکه چیزی اینچنینی وجود ندارد که جرم منفی داشته باشد، من چیز دیگری را معرفی کردم؛ همان ثابت کیهانشناختی³ معروف که بتواند به نوعی درماندگی ما را برطرف کند (با عمل‌کردی مشابه همان چیزی که مدت‌ها پیشتر اینشتین معرفی کرده بود) و بلافاصله دریافتم که سیطره آن بر جهان، می‌تواند شتابی که من دیده بودم را توجیه کند.

این، بسیار قابل توجه بود اما تجربه به من می گفت که «کشفیات» معمولاً نتیجه اشتباهاتی ساده‌اند. با وجود اینکه جوان بودم و اطمینانی به موضوع نداشتم، مدت زمان زیادی را برای بازبینی نتایج سپری کردم اما هیچ اشتباهی پیدا نشد.

من به سختی درباره منابع اخترفیزیکی ای که ممکن است دخالتی در آزمایشات داشته باشندفکر کردم؛ اما هیچکدام برای توضیح آنچه دیده بودم کافی نبود. اینجا بود که تز دکترای من که در خصوص معرفی و تصحیح تأثیرات غبار کیهانی بود، بسیار مفید واقع شد.

با افزایش اطمینان به نتایج، نخستین کسی که این موضوع را با او در میان گذاشتنم، برایان بود که او بار دیگر محاسبات را چک کرد و به نتایج مشابهی دست یافت. جمله معروف او به مطبوعات این بود:

«عکس‌العمل شخصی من چیزی مابین شگفتی و وحشت بود.»

بالاخره ما گروه High-z؛ ۶۰ روز بعد مقاله‌مان را با عنوان «شواهد رصدی ابرنواخترها از یک جهان شتاب گیرنده و یک ثابت کیهان‌شناختی» به انتشار رساندیم. تیم سائول که رقیب ما محسوب می‌شد نیز در همان زمان به همین نتیجه رسیدند. نتایج به دست آمده از تحقیقات دو تیم، توسط مجله ساینس، بزرگترین موفقیت علمی سال ۱۹۹۸ لقب گرفت.

کشفیات در تضاد با انتظارات بود؛ به عبارتی نیروی جاذبه ماده تاریک می‌بایست از سرعت انبساط کیهان می‌کاست. با این حال، توضیح نظری چنین سرعت افزاینده ای این بود که دینامیک کیهان، ظاهراً تحت سیطره انرژی تاریک است که فشار منفی آن سبب می‌شود تا رفتار «دافعه» نیروی گرانش برنده شود.

متأسفانه یافتن ابرنواخترهایی که در فاصله بسیاری از ما قرار داشته باشند دشوار است چراکه شدیداً کم نورند (مانند یک لامپ ۶۰ وات که در فاصله ۶۴۰ هزار کیلومتری قرار داده شود!). پنج سال تلاش مستمر نشان داد که انجام چنین کاری از روی زمین بسیار غیرقابل اعتماد است؛ اما به آسانی با تلسکوپ فضایی هابل قابل انجام است.

در سال ۲۰۰۱ بود که اعلام کردیم تلسکوپ فضایی هابل به طور غیرمترقبه ای یکی از این اجرام (ابرنواخترهای نوع 1a) به نام ff1997 را در تصویر ژرف¹ مورد مشاهده قرار داده و همین جرم نشان داد که در گذشته واقعاً سرعت انبساط کمتر بوده است! در سال ۲۰۰۲، با تجهیز هابل به دوربین پیشرفته نقشه برداری، تقریباً این تلسکوپ تبدیل به یک ماشین جستجوگر ابرنواختر بدل شد.

در سال ۲۰۰۲، مدیریت تیمی به نام Higher-z را به منظور کشف و جمع آوری نمونه‌ای از ابرنواخترها در زمان نوباوگی جهان به عهده گرفتم. شش مورد از هفت ابرنواختری که مشاهده کردیم، در فاصله بسیار دوری بودند؛ خوب دورتر از خط پیش بینی شده ما.

این ابرنواخترها کندی انبساط جهان در گذشته را به تأیید رسانده و با بی اعتبار دانستن استدلالات اخترفیزیکی، صحت شتاب گیری اخیر کیهان را که در سال ۱۹۹۸ ادعا شده بود، تأیید کردند. از این به بعد، ابرنواخترهای بسیار دوردست، به ما مدارکی را در خصوص انرژی تاریک خواهند داد؛ اینکه چقدر انعطاف دارد و در طول زمان چگونه تغییر می‌کند. این، دومین مدرک مهمی است که به حل معمای ماهیت انرژی تاریک کمک خواهد کرد.

طبق آخرین نتایج منتشر شده از ماهواره آمریکایی WMAP، ماده معمولی که تمامی ستارگان و کهکشان‌ها از آن ساخته شده است؛ تنها 4.6 درصد از جهان ما را تشکیل داده و این در حالیست که 72 درصد جهان از انرژی تاریک تشکیل شده و می‌توان گفت که تنها توانسته ایم آن را نام گذاری کنیم و هیج از ماهیت آن نمی دانیم

ابرنواخترها ممکن است در طول زمان تغییر و تحولاتی داشته و حتی ممکن است نورشان در طول سفر بواسطه مواد میان ستاره ای و میان کهکشانی تضعیف شده باشد. شما چگونه این احتمالات را رد کردید؟

چند راه وجود دارد. اول اینکه ما به بررسی شواهدی دال بر تضعیف نور این اجرام پرداختیم؛ یعنی عامل دیگری که رنگ ابرنواخترها را به سمت قرمز طیف متمایل می‌کند. اما اثری از آن ندیدیم. بعد از آن به جستجوی شواهد تحول ساختاری پرداختیم و احتمال وقوع آن را در ابرنواخترهایی که در کهکشان‌های پیر و جوان متولد می‌شوند را بررسی کردیم. این یکی را هم ندیدیم.

بالاخره با استفاده از تلسکوپ فضایی هابل، در جستجوی یافتن همین تأثیرات، محاسباتمان را تا انتقال به سرخ‌هایی بیشتر از یک امتداد دادیم¹، اما باز هم چیزی ندیدیم.

به نظر شما بزرگترین تصور اشتباه مردم در خصوص انرژی تاریک چیست؟

اینکه فکر می‌کنند نوعی نیروی جدید است. اگر انرژی تاریک این‌چنین دیده می‌شود، به احتمال زیاد حاصل عملکرد عجیب و غریب یک نیروی شناخته شده است: همان گرانش.

آخرین خبر از یافته‌های دانشمندان در خصوص قدرت و عملکرد انرژی تاریک چیست؟

تاکنون ما موفق نشده‌ایم تفاوتی مابین انرژی تاریک و انرژی خلأ یا همان ثابت کیهان‌شناختی اینشتین قائل شویم.

و قدم بعدی؟

محاسبات بسیار بیشتر و بیشتر و نیز ایده های بهتر.

تعمیر اخیر تلسکوپ فضایی هابل چه کمکی به شما کرد تا بتوانید به تحقیقات خود در حوزه انرژی تاریک ادامه دهید؟

دوربین جدید نصب شده که «دوربین زاویه باز شماره ۳» نام دارد، به ما اجازه خواهد داد که ابرنواخترهای دورتری را ببینیم و بدین ترتیب به تماشای نخستین فازهای تاریخچه انبساط کیهانی بنشینیم.

در مصاحبه پیشینم با دکتر کیمبل، او در پاسخ به سؤالی گفت:

«آدام ریس معتقد است که بهبود برآوردهای ثابت هابل تا ۳% یا ۵%، اطلاعات ما را در خصوص ساختار و تاریخچه انرژی تاریک به میزان قابل توجهی افزایش خواهد داد.»

چرا دقت در محاسبه ثابت هابل تا این حد مهم است؟

چراکه ارمغان بزرگی برای محاسبه تاریخچه اولیه انبساط کیهان و میزان کنونی این انبساط محسوب می‌شود. انرژی تاریک، علت اصلی افزایش نرخ انبساط کنونی جهان است و از این رو چنین محاسباتی در تعیین ویژگی‌های انرژی تاریک به ما کمک خواهد کرد.

آیا انرژی تاریک در اتاق من هم وجود دارد؟!

انرژی تاریک شدیداً ضعیف است و حضور آن معنایی ندارد؛ مگر اینکه اتاق شما بخش قابل توجهی از جهان ما را در خود جای دهد!

با وجود اینکه انرژی تاریک در حدود ۷۰ درصد از کل کیهان را دربرگفته، گفته می‌شود که دانشمندان هیچ از آن نمی دانند. اما همین عبارت «انرژی تاریک» خود نشان می‌دهد که چیزهایی درباره آن می دانند، مثلاً چرا به آن "نیروی تاریک" گفته نمی‌شود؟

انرژی تاریک، دو تا از ویژگی هایش را خود به ما گفته است: ۱- هیچ نوری از آن تابش نمی‌شود و از اینرو وجودش را بواسطه گرانشش می دانیم و ۲- شبیه انرژی است، یعنی خوشه ای عمل نمی‌کند چون بسیار هموار و ملایم است.

به دلیل وجود انرژی تاریک، جهان تا ابد به انبساط ادامه خواهد داد و نرخ این انبساط نیز شتاب گیرنده است. آیا چنین انبساط افسارگسیخته ای سرانجام خواهد توانست بر نیروی قوی هسته‌ای که ذرات زیراتمی را در کنار هم نگه داشته غلبه کند؟

تنها در صورتی چنین اتفاقی رخ می‌دهد که انرژی تاریک خود قویتر شود و ما هنوز نمی دانیم که آیا چنین اتفاقی رخ خواهد داد یا خیر.

به نظرتان ما در کجا ایستاده‌ایم؟ و کی و چگونه دانشمندان به درک درستی از کیهان دست خواهند یافت؟

به نظر من، ما در پایان یک آغازیم. ما هم اکنون تمامی بازیگران این جهان را می‌شناسیم. اما هنوز آن‌چنان درک‌شان نکرده‌ایم که پیش‌بینی‌های محکمی از آینده داشته باشیم.

پروفسور ریس؛ از شرکت شما در این مصاحبه بسیار سپاس‌گذارم.

من نیز از شما سپاس‌گذارم.

پاورقی‌ها

۱- تصویر ژرف، تصویر معروفی است که در سال 1995 توسط تلسکوپ فضایی هابل تهیه شد. این تصویر با وجود اینکه تنها 2 میلیونیم مساحت آسمان را پوشش می داد؛ اما حاوی حدود 3000 کهکشان دوردست بود!

۴- مفهوم انرژی تاریک، هیچ ارتباطی با ماده تاریک ندارد. تأثیرات ماده تاریک محلی است و غلظت آن را می‌توان با استفاده از رصدهای مستقیم به دست آورد؛ در حالی که انرژی تاریک بر کل جهان سیطره دارد و برای درک آن بایستی به مشاهدات و محاسبات غیرمستقیم روی آورد.