مدل آفرینش کیهانی آزمون کلیدی فراوانی هلیوم را پشت سر گذاشت

توسعه یک مدل آفرینش کیهانی کتاب مقدسی به عنوان یکی از ویژگی‌های بارز دلایل اعتقاد برای ایمان مسیحی است. در آن مدل، ما معتقدیم که هزاران سال پیش کتاب مقدس به صراحت چهار ویژگی زیر را از جهان پیش‌بینی کرده است:1

  1. 1- آغاز کیهانی که آغاز فضا و زمان را شامل می شود
  2. 2- انبساط کیهانی از آغاز فضا-زمان
  3. 3- قوانین تغییرناپذیر فیزیک
  4. 4- قانون فروپاشی فراگیر کیهانی

Tاین چهار ویژگی زیربنای چیزی است که اکنون به عنوان مدل ایجاد انفجار بزرگ شناخته می شود و مدل ایجاد مهبانگ را از سایر مدل های رقیب برای جهان متمایز می کنند. این ویژگی ها با هم نشان می دهند که جهان همانطور که پیرتر می شود به روشی بسیار قابل پیش بینی باید سردتر و سردتر شود (شکل 1). همچنین بعد از سرد شدن پیش‌بینی‌شده کیهان، بی ابهام ‌ترین و قطعی‌ترین آزمون مدل ایجاد انفجار بزرگ، فراوانی اولیه (آغازین) عنصر هلیوم است.

شکل 1: شواهدی از خنک شدن پیش بینی شده از رویداد خلق کیهانی. منحنی سرد شدن پیش‌بینی‌شده کیهان با توجه به ویژگی‌های توصیف شده در کتاب مقدس است که در آن جهان ۱۳.۸ میلیارد سال سن دارد و در آن تغییرات کمی در نرخ انبساط کیهانی وجود دارد. نقاط و نوارهای خطا اندازه‌گیری دمای واقعی تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی (یعنی تابش باقی‌مانده از رویداد خلق کیهانی) هستند که در فواصل مختلف یا زمان‌های با نگاه به عقب انجام می‌شوند. نوار خطای اندازه گیری در حدود 7 میلیارد سال پس از آغاز کیهانی 2 کوچکتر از عرض منحنی است. Dاعتبار نمودار: هیو راس

اندازه گیری هلیوم اولیه
طبق مدل مهبانگ، جهان فقط با یک عنصر شروع می شود یعنی هیدروژن. این مدل پیش‌بینی می‌کند که بین سه تا چهار دقیقه پس از رویداد آفرینش کیهانی، 0.00061±0.24668 از هیدروژن اصلی به هلیوم ذوب می‌شود. این عدد از دقیق‌ترین نقشه‌های تابش پس‌زمینه مایکروویو کیهانی (معروف به تابش رویداد ایجاد کیهان) با این فرض منفرد به دست آمده است که مدل انفجار بزرگ درست است.3

آزمایش مهبانگ این است که آیا این عدد 0.24668 با فراوانی اندازه گیری شده هلیوم مشاهده شده در ابرهای گازی کیهانی که از زمان تولد کیهان آلودگی شیمیایی کمی دریافت کرده اند مطابقت دارد یا خیر. ستارگان پس از تشکیل، هیدروژن و هلیوم اولیه جهان را به عناصر سنگین‌تر از هلیوم و همچنین مقدار هلیوم بیشتری تبدیل می‌کنند. مقدار عناصر سنگین‌تر از هلیوم که در ابرهای گازی اطراف وجود دارند معیار خوبی برای اینکه ستاره‌های هلیومی چقدر از آنها را تولید و به ابرهای گازی اطراف خود صادر کرده‌اند، هستند. هرچه این مقدار عناصر سنگین‌تر از هلیوم در یک ابر گازی کمتر باشد، ستاره‌شناسان با دقت بیشتری می‌توانند مقدار هلیوم اضافه شده به ابرهای گازی را قبل از شروع تشکیل هر ستاره‌ای در کیهان تعیین کنند. از این رو، ستاره شناسان در جستجوی خود برای تعیین مقدار هلیوم (به عنوان عدد کسری) بر حسب جرم هیدروژن اولیه کیهانی که قبل از تشکیل ستاره ها وجود داشت، ابرهای گاز یونیزه شده با کمترین مقدار عناصر سنگین تر از هلیوم را بررسی می کنند. یعنی آنها به دنبال مقدار هیدروژن تبدیل شده به هلیوم در چند دقیقه اول پس از ایجاد جهان هستند – که در غیر این صورت به عنوان فراوانی هلیوم اولیه شناخته می شود.

تلاش‌های قبلی برای اندازه‌گیری فراوانی هلیوم اولیه از طیف‌سنجی با وضوح بالا بر روی نمونه بزرگی از ابرهای گازی با فلزهای کم تراکم (مقدار کم عناصر سنگین‌تر از هلیوم) برای تعیین فراوانی هلیوم اولیه استفاده می‌کردند. اندازه گیری هایی که پژوهشگران تعیین کرده اند در جدول 1 فهرست شده است.

جدول 1: مقادیر اندازه گیری شده فراوانی هلیوم اولیه
توسط تیم تحقیقاتی فراوانی هلیوم اولیه
Izotov et al. (2014)4 0.2551±0.0022
Aver et al. (2015)5 0.2449±0.0040
Peimbert et al. (2016)6 0.2446±0.0029
Fernández et al. (2018)7 0.245±0.007

استفاده از نمونه های بزرگ از ابرهای گازی برای تعیین های ذکر شده در جدول 1 به منظور کاهش خطاهای آماری انجام شده است. با این حال همانطور که چندین تیم تحقیقاتی اشاره کرده اند، “اگر کسی مراقب نباشد، خطاهای سیستماتیک می توانند برای نمونه های بزرگ مهم تر باشند، زیرا اغلب شامل اشیاء/مشاهدات با کیفیت پایین می شوند.8 ((خطاهای سیستماتیک، تشدید کننده یا ضریب های احتمالی اندازه‌گیری‌ها هستند که به دلیل تأثیرات ابزاری و شکست‌های احتمالی در کالیبراسیون مناسب یا محاسبه سایر پدیده‌های طبیعی است که می‌توانند بر نتایج اندازه‌گیری‌ها تأثیر بگذارند.)

تایید اندازه گیری ها در یک اَبرِ گازی
اخیراً، تیمی متشکل از چهار ستاره شناس به رهبری مابل والردی با مشاهده یک ابر گازی منفرد که به طور چشمگیری از همه ابرهای گازی دیگر جدا است و اندازه گیری های باکیفیت بالا و بدون ابهام هلیوم اولیه را انجام می دهد، تلاش کردند تا خطاهای سیستماتیک را در تعیین فراوانی هلیوم اولیه به حداقل برسانند.

ابر گازی مد نظر، NGC 346 است (شکل2). NGC 346 یک ابر گازی استثنایی کم فلز در یک کهکشان استثنایی کم فلز یعنی ابر ماژلانی کوچک است. NGC 346 که در ابر ماژلانی کوچک قرار دارد، به اندازه کافی نزدیک است و فقط 61 کیلوپارسک (196000 سال نوری)9 از ما فاصله دارد، که می‌توان ستاره‌های منفرد را در این ابر گازی تفکیک (تمایز) کرد و در این اثناء از مشارکت‌های آلوده‌کننده آنها در طیف‌های گاز سحابی مشاهده‌شده اجتناب نمود. نزدیکی NGC 346 به این معنی است که «اصلاح جذب زیربنایی (به دلیل جذب ستاره‌ای خطوط H وHe یعنی هیدروژن و هلیوم) [hydrogen and helium] را می توان به میزان قابل توجهی، حداقل با یک مرتبه بزرگی کاهش داد». NGC 346 10″ به اندازه کافی نزدیک و بزرگ است که گاز سحابی آن را می توان در چندین خط دید مختلف مشاهده کرد. . نکته اصلی این است که هیچ ابر گاز سحابی یونیزه دیگری غیر از NGC 346 وجود ندارد که به طور همزمان “به اندازه کافی نزدیک، بزرگ و با ترکیب فلزی به اندازه ” باشد.11

شکل 2: بخش مرکزی NGC 346. اعتبار تصویر: NASA/ESA/(STScI/AURA)

والردی و همکارانش از یک طیف‌سنج در تلسکوپی بسیار بزرگ (شکل 3) در شیلی استفاده کردند تا طیف‌های بی‌سابقه‌ای با کیفیت بالا از چندین ناحیه سحابی NGC 346 به دست آورند. این طیف سنجی نشان داد که تجزیه عنصری کنونی برای NGC 346 ، 74.65 درصد هیدروژن، 25.05٪ هلیوم و 0.30٪ عناصر سنگین تر از هلیوم است. با توجه به اینکه همجوشی هسته ای ستارگان معمولی که در NGC 346 هستند، 3.3 برابر بیشتر از اکسیژن هلیوم (بر حسب جرم) تولید می کند، تیم والردی تشخیص داد که 97.84 درصد از هلیوم کنونی NGC 346 از نوع اولیه است. از این رو، آنها فراوانی هلیوم اولیه را 0.0026 ± 0.2451 محاسبه کردند.

شکل 3: تلسکوپ بسیار بزرگ در صحرای آتاکاما در شیلی. این چهار تلسکوپ را می توان به صورت جداگانه یا با هم برای افزایش قدرت جمع آوری نور مورد استفاده قرار داد. هر یک از چهار تلسکوپ دارای آینه ای به قطر 8.2 متر است. Iاعتبار تصویر: رصدخانه جنوبی اروپا

اندازه گیری های والردی و همکارانش از فراوانی هلیوم اولیه با مقدار 0.00061±0.24668 پیش بینی شده توسط مدل ایجاد انفجار بزرگ مطابقت قابل توجهی دارد. همچنین به خوبی با سه اندازه گیری اخیر فهرست شده در جدول 1 نیز مطابقت دارد، هر چند این مقادیر با اندازه گیری ایزوتوپ هلیوم اولیه به طور جزئی ناسازگار است. با این حال، همانطور که موسسه همکاری پلانک در یکی از مقالات خود در مورد نتایج پلانک از نقشه برداری تابش پس زمینه مایکروویو کیهانی این گونه توضیح داده است: البته مشخص نیست که آیا این خطای ایجاد شده توسط Izotov et al باشد (2014)، اما دقیقا عدم قطعیت های سیستماتیک از جمله خطا در برون یابی به حالت فلزی بودن صفر را منعکس می کند.

مفاهیم ایجاد (آفرینش)
همانطور که قبلاً گفته شد، دو آزمایش بدون ابهام و قطعی برای تعیین اعتبار مدل خلقت کیهانی مهبانگ، سرد شدن جهان و فراوانی هلیوم اولیه هستند. آتئیست ها از مدل ایجاد انفجار بزرگ استقبال نمی کنند زیرا این مدل جهان را بسیار جوان نشان میدهد و بیش از حد، آنچه را که کتاب مقدس در مورد فیزیک جهان آموزش داده است تأیید می کند. آفرینش گرایان زمین جوان نیز به این دلیل از مدل بیگ بنگ استقبال نمی کنند زیرا این مدل جهان را بیش از حد پیر نشان میدهد. این واقعیت که مدل ایجاد انفجار بزرگ این دو آزمون قطعی را به طرز شگفت انگیزی پشت سر گذاشته است، به این معنی است که چه آن را بپذیریم یا نه، جهان واقعاً از یک رویداد ایجاد انفجار بزرگ نشأت گرفته است. اندازه گیری تیم والردی نشان می دهد که هر چه بیشتر در مورد جهان بیاموزیم، شواهد علمی برای جود خدا به عنوان خالق، پروردگار و نجات دهنده، قوی تر و فراگیرتر می شود.

تصویر ویژه سربرگ: NGC 346 در ابر ماژلانی کوچک. اعتبار تصویر: رصدخانه جنوبی اروپا

پینوشت
  1. Hugh Ross with John Rea, “Big Bang—the Bible Taught It First,” Today’s New Reason to Believe (blog), Reasons to Believe, June 30, 2000, https://www.reasons.org/explore/publications/rtb-101/read/rtb-101/2000/06/30/big-bang-the-bible-taught-it-first.
  2. S. Muller et al., “A Precise and Accurate Determination of the Cosmic Microwave Background Temperature at z = 0.89,” Astronomy & Astrophysics 551 (March 2013): id. A109, doi:10.1051/0004-6361/201220613.
  3. P. A. R. Ade et al., Planck Collaboration, “Planck 2015 Results. XIII. Cosmological Parameters,” Astronomy & Astrophysics 594 (October 2016): id. A13, doi:10.1051/0004-6361/201525830.
  4. Y. I. Izotov, T. X. Thuan, and N. G. Guseva, “A New Determination of the Primordial He Abundance Using the HeI λl0830 Å Emission Line: Cosmological Implications,” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 445, no. 1 (September 2014): 778–93, doi:10.1093/mnras/stu1771.
  5. Erik Aver, Keith A. Olive, and Evan D. Skillman, “The Effects of HeI λl0830 on Helium Abundance Determinations,” Journal of Cosmology and Astroparticle Physics 2015 (July 2015): id. 011, doi:10.1088/1475-7516/2015/07/011.
  6. A. Peimbert, M. Peimbert, and V. Luridiana, “The Primordial Helium Abundance and the Number of Neutrino Families,” Revista Mexicana de Astronomia y Astrofisica 52 (October 2016): 419–24.
  7. Vital Fernández et al., “Primordial Helium Abundance Determination Using Sulfur As Metallicity Tracer,” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 478, no. 4 (August 2018): 5301–19, doi:10.1093/mnras/sty1206.
  8. Mabel Valerdi et al., “Determination of the Primordial Helium Abundance Based on NGC 346, an HII Region of the Small Magellanic Cloud,” Astrophysical Journal 876, no. 2 (May 10, 2019): id. 98, 1, doi:10.3847/1538-4357/ab14e4.
  9. R. W. Hilditch, I. D. Howarth, and T. J. Harries, “Forty Eclipsing Binaries in the Small Magellanic Cloud: Fundamental Parameters and Cloud Distance,” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 357, no. 1 (February 2005): 304–24, doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08653.x.
  10. Valerdi et al., “Determination of the Primordial Helium Abundance,” 1.
  11. Valerdi et al.,“Determination of the Primordial Helium Abundance,” 1.
  12. Ade et al., “Planck 2015 Results.” 48.