“در آغاز” – قبل از دهه 1920میلادی، این کلمات (یعنی در آغاز) جایی در درک علمی ما از جهان نداشتند. ستاره‌شناسان بر این باور بودند که کیهان ازلی و تغییرناپذیر است. ما تنها از یک کهکشان و چند میلیون ستاره قابل مشاهده آگاهی داشتیم و این محدوده جهان قابل مشاهده ما بود.
سپس ستاره‌شناس ادوین هابل (Edwin Hubble) با استفاده از انتقال سرخ (Redshift)، مشاهده کرد که کهکشان‌های دور در حال دورشدن از یکدیگرند و قانون هابل (Hubble’s Law) را برای توضیح گسترش یکنواخت جهان فرمول‌بندی کرد. انتقال سرخ به تغییر طول موج‌های یک جسم آسمانی دور به سمت طول موج‌های بلندتر یا قرمزتر اشاره دارد که ناشی از اثر داپلر (Doppler effect) است.
در همین زمان، فیزیک‌دان آلبرت اینشتین (Albert Einstein) نظریه نسبیت عام خود را تکمیل کرده بود که مدلی از کیهانی محدود و همگن را که تحت تأثیر گرانش شکل می‌گیرد، ارائه می‌داد. این تلاش‌ها زمینه‌ساز کشف‌ها و نظریه‌های جدیدی در دهه‌های آینده شد.
درک علمی مدرن ما از جهان، نوعی نقشه راه در طول زمان را فراهم می‌کند. این نقشه که بر اساس کارهای هابل و اینشتین و تأیید یافته‌هایی مانند فراوانی عناصر سبک و تابش زمینه کیهانی (Cosmic Microwave Background Radiation) می‌باشد، به 13.7 میلیارد سال پیش و به رویدادی که آن را مه‌بانگ (Big bang) می‌نامیم، اشاره دارد.
در این نقطه از گذشته دور، زمان و فضا وجود نداشتند. تنها یک نقطه داغ و متراکم – یک تکینگی (singularity)- وجود داشت که تمام ماده جهان را در خود داشت. علاوه بر این، چهار نیروی بنیادی (گرانشی، الکترومغناطیسی، قوی و ضعیف) به عنوان یک نیروی واحد متحد شده بودند. این دوره اتحاد، که به آن دوره پلانک (Planck epoch) گفته می‌شود، به مدت ۴۳-۱۰ ثانیه ادامه داشت. سپس جهان با سرعتی بیشتر از سرعت نور گسترش یافت و تقریباً به‌طور آنی از اندازه زیراتمی به اندازه یک توپ گلف رسید. دانشمندان این دوره را دوره تورمی (Inflationary period) می‌نامند.
سپس جهان به سمت خارج، به صورت سیلی از ذرات زیراتمی فوق‌گرم منبسط شد. سه ثانیه پس از بیگ بنگ، فضا به حد کافی سرد شد تا این ذرات بتوانند عناصر را تشکیل دهند. حدود 300 میلیون سال بعد، ستاره‌ها و کهکشان‌ها شکل گرفتند. (برای اطلاعات دقیق‌تری در مورد این مراحل اولیه، مقاله “چگونه نظریه مه‌بانگ کار می‌کند” را بخوانید).
نظریه مه‌بانگ هنوز بهترین مدل برای توضیح چگونگی پیدایش جهان است، اما تنها نظریه‌ای که داریم نیست. به عنوان مثال، نظریه حالت پایدار (Steady-state theory) مدلی از یک جهان با چگالی ثابت را ارائه می‌دهد که به نظر می‌رسد به دلیل تولید مداوم ماده جدید منبسط می‌شود. با این حال، پشتیبانی از آن به طور عمده به خاطر کشف پس‌زمینه مایکروویو کیهانی (Cosmic Microwave Background (CMB)) در سال 1965 به شدت کاهش یافت. CMB، در واقع، امضاء (تأیید) تابش اولیه و در حال گسترش جهان بود.
مدل اکپیروتیک (Ekpyrotic model) پیشنهاد می‌کند که جهان به دلیل برخورد دو جهان جداگانه در بعد چهارم شکل گرفته است. و نظریه بازگشت بزرگ (Big bounce) پیشنهاد می‌کند که جهان ما در یک چرخه ابدی از مه‌بانگ‌ها و فروپاشی‌های بزرگ گرفتار است.
می‌توانید این نظریه‌ها و مدل‌ها را به عنوان پل‌هایی تصور کنید که به سمت ناشناخته‌های کیهانی کشیده شده‌اند. برخی از آن‌ها به اندازه کافی محکم هستند که بتوانیم جهان را هنگامی که به آرامی تعیین می‌کنیم که دقیقاً کجا و چه هستیم، مشاهده و آزمایش کنیم.
نویسنده: Robert Lamb
مترجم: فؤاد پورفائز
منبع: howstuffworks.com
