اتم‌ها از کجا آمده‌اند؟

دانستن منشا اتم‌ها یکی از پرسش‌های بنیادین فیزیک است، زیرا هر جسم دارای جرم از اتمها ساخته شده است.

جستجوی پاسخ این پرسش نیاز به دانش فیزیکی عالی دارد و تازه در این حالت، فیزیکدانان تنها می‌توانند حدسهایی درباره آن ارائه کنند.

اتم چیست؟

یک اتم از مرکزی سنگین به نام هسته تشکیل شده که خود از ذراتی به نام پروتون و نوترون ساخته شده است. یک اتم دارای ذرات سبکتری به نام الکترون است که به دور هسته می گردند. الکترونها دارای یک واحد بار منفی هستند در حالی که پروتونها یک واحد بار مثبت داشته و نوترونها فاقد بار هستند. تعداد پروتونها و الکترونهای یک اتم عادی برابر است بنابراین اتم در حالت عادی فاقد بار است.

[البته این یک مدل برای تشریح ساختار اتم است. اتمها قابل مشاهده مستقیم نیستند زیرا بسیار کوچکند. اما شواهد بیشماری برای معتبر دانستن این مدل وجود دارد. در سالیان اخیر برخی فنون تصویربرداری به تهیه تصویر مستقیم شبکه بلوری فلزات متشکل از اتمهایی که در مکان های ثابت و دقیقی قرار گرفته اند کمک کرده است. به تصویر زیر مراجعه شود – مترجم اصغر ناصری]

 

تصویری که دانشمندان دانشگاه کورنل با استفاده از نوع خاصی تصویربرداری به کمک میکروسکوپ الکترونی از شبکه بلوری مولکول Praseodymium orthoscandate (PrScO₃) با بزرگنمایی 100 میلیون برابر تهیه کرده اند. منبع:

https://www.sciencealert.com/this-stunning-image-is-the-highest-resolution-weve-ever-seen-atoms

هم اکنون بیشتر اتمهای موجود در جهان از دو نوع ساده ترین آنها تشکیل شده اند: هیدروژن که تنها یک پروتون در هسته و یک الکترون در مدار خود دارد و هلیم که دارای دو پروتون، دو نوترون و دو الکترون است.

نخستین اتمها از کجا آمده اند؟

بیشتر هیدروژن و هلیوم سازنده دنیا حدود 400 هزار سال پس از مهبانگ (Big Bang) بوجود آمده اند، واقعه ای که به باور دانشمندان در 14 میلیارد سال پیش عالم را پدید آورد. در زمان پیدایش اتمهای هیدروژن و هلیوم دنیا 1000 بار کوچکتر از اندازه امروزین خود بود. در آن زمان دمای کلی عالم به میلیاردها درجه سلسیوس بالغ می شد و الکترونها پر انرژی تر از آن بودند که در مدارهایی به دور اتمها مستقر شوند. طی فرایند بازترکیب (recombination) دمای عالم به حدود 2760 درجه سلسیوس افت کرد و آنگاه بیشتر اتمهای هیدروژن و هلیوم شکل گرفتند.

البته هسته های هلیوم و دوتریوم (شکل سنگین تری از هیدروژن که یک پروتون و یک نوترون در هسته خودد دارد) تنها چند دقیقه پس از مهبانگ بوجود آمدند، زمانی که دمای جهان بالای 556 میلیون درجه سلسیوس بود. پروتونها و نوترونها تنها در این دماهای بسیار بالا می توانستند با هم برخورد کرده و تشکیل هسته دهند. دانشمندان بر این باورند که تقریبا تمامی ماده معمولی در جهان از حدود 90 درصد اتمهای هیدروژن و 8 درصد اتمهای هلیوم تشکیل شده است.

اتمهای سنگین تر از کجا آمده اند؟

بنابراین اتمهای هیدروژن و هلیوم در طی مرحله بازترکیب و زمانی بوجود آمدند که دمای پایین تر عالم، امکان قرار گرفتن الکترونها در مدارهای پایدار را فراهم ساخت. اما در روی زمین اتمهای بسیار سنگین تری نیز وجود دارند. اما آنها از کجا آمده اند؟

پاسخ شگفت این است که اتمهای سنگین تر در ستاره ها شکل گرفته اند. برای اینکه اتمهایی با تعداد پروتون و نوترون بسیار بیشتر شکل بگیرند احتیاج به برخوردهایی هست که تنها در مکانهای بسیار داغ جهان می تواند روی دهد. انرژی مورد نیاز برای شکل گرفتن یک هسته سنگین تر باید آنقدر زیاد باشد که بر نیروی رانش الکتریکی بین پروتونهای با بار مثبت غلبه کند. بین پروتونها و نوترونها نوعی جاذبه بسیار قدرتمند نیز وجود دارد که وقتی آنها بسیار به هم نزدیک شدند رخ می نماید. این خاصیت به نیروی قوی موسوم است و فرایند جوش خوردن پروتونها و نوترونها نیز همجوشی یا فیوژن نام دارد. دانشمندان بر این باورند که بیشتر عناصر سنگین تر از کربن تا آهن در ستارگانی سنگین تر از خورشید ما شکل گرفته اند که دمای مرکز آنها می تواند از 556 میلیون درجه سلسیوس فراتر رود، یعنی دمایی که هنگام نوزادی جهان، زمانی که تنها چند دقیقه از عمرش می گذشت وجود داشته است.

اما حتی در ستارگان بسیار داغ، هسته مرکزی ستاره پس از اینکه سوخت هیدروژن آن به پایان رسید فرو ریزش می کند (رمبش گرانشی). در طی انفجار بسیار عظیمی که به دنبال این رمبش می آید، عناصری سنگینتر از آهن نیز ممکن است تشکیل شده و به سوی عرصه کیهان پرتاب شوند.

ستاره شناسان هنوز در جستجوی علت دقیق فرایندهای ستاره ای شگفت آوری هستند که تشکیل اتمهای بزرگتر را امکان پذیر می‌سازند. برای مثال برخورد ستارگان نوترونی می تواند مقادیر سترگی انرژی آزاد سازد و به پیدایش عناصری مانند طلا بیانجامد. برخی از جسیم ترین ستارگان در مسیر تبدیل به سیاهچاله عناصری بسیار سنگین تولید می کنند.

درک نحوه پیدایش اتمها نیاز به دانستن مقداری نسبیت عام و نیز مقداری فیزیک هسته ای، ذره ای و اتمی دارد. در اینجا یکی از رازهای سر به مهر جهان هستی قد علم می کند: چیزهای دیگری در جهان بیکران وجود دارند که بنظر می رسد از اتمهای عادی ساخته نشده اند. این به اصطلاح "ماده تاریک" هنوز یکی از چالش برانگیزترین رازهای علمی است که در برابر ما قرار دارد.

https://www.livescience.com/physics-mathematics/where-do-atoms-come-from-a-physicist-explains

نظریه مهبانگ چیست؟

تصویر تلسکوپ فضایی هابل از کهکشان بسیار دور GN-z11 که در زمان کوتاهی پس از مهبانگ تشکیل شده است.

نظریه مهبانگ یا انفجار بزرگ (Big Bang) مهمترین تفسیر درباره چگونگی آغاز عالم است (در اینجا عالم یا گیتی، معادل کلمه Universe محسوب می شود که به معنای تمامی کیهان و محتوای آن است). به بیان ساده، این نظریه می گوید که عالم از یک نقطه تکینه داغ و چگال در حدود 13.7 میلیارد سال پیش آغاز گردیده که متورم شده و گسترش یافته است – ابتدا با سرعت های غیرقابل تصور، و سپس با آهنگی قابل اندازه گیری تر- و به شکل کیهان امروزین که هنوز در حال گسترش است تکامل یافته است.

فناوری موجود هنوز به ستاره شناسان امکان نمی دهد به ابتدای تولد عالم بنگرند، بیشتر آنچه ما در مورد مهبانگ می دانیم از فرمولها و مدلهای ریاضی آمده است. لیکن ستاره شناسان می توانند اکو یا بازگشت صدای انبساط اولیه عالم را از طریق پدیده‌ای به نام تابش مایکروویو پیش زمینه‌ای کیهانی (cosmic microwave background=CMB) دریابند.

در حالی که بیشتر جامعه علمی ستاره شناسان نظریه را پذیرفته اند، نظریه پردازانی هستند که تفاسیری جایگزین برای مهبانگ دارند، از جمله نظریه تورم ازلی و یک عالم نوسانی.

تولد عالم

حدود 13.7 میلیارد سال پیش همه پیز در عالم در یک تکینگی بی نهایت کوچک متراکم شده بود، نقطه ای با چگالی و حرارت نامحدود.

به ناگاه، یک انفجار روی داد و عالم ما را با سرعتی فراتر از نور به سمت بیرون متورم ساخت. این دوره انبساط کیهانی کسر کوچکی از ثانیه به طول انجامید، 10 به توان منفی 32 یا یک صدم میلیونیم تریلیونم تریلیونم ثانیه!. این زمان در نظریه آلن گاث (Alan Guth) به سال 1980 آمده است، دانشمندی که شیوه اندیشیدن ما درباره مهبانگ را تغییر داد.

وقتی تورم کیهانی با توقفی ناگهانی (که هنوز علت آن نامعلوم است) مواجه شد، توصیف سنتی تر از مهبانگ آغاز شد. جریانی از ماده و تشعشع که به نام "گرمایش دوباره" خوانده می‌شود شروع به پر کردن عالم ما با ماده ای کرد که امروزه می شناسیم: ذرات، اتمها، موادی که به ستارگان و کهکشان ها و مانند آنها تبدیل شدند.

این اتفاق تنها در عرض اولین ثانیه پس از تولد عالم روی داد، وقتی دمای همه چیز بطور غیرقابل باوری بالا بود، حدود 5.5 میلیارد درجه سلسیوس. کیهان حالا محتوی آرایه وسیعی از ذرات بنیادی مانند نوترون ها، الکترون ها و پروتون ها بود – مواد خامی مه اجزای سازنده همه آنچه امروز موجود است شدند.

این سوپ اولیه غیرقابل دیدن بود زیرا شامل نور مرئی نبود. الکترونهای آزاد باعث شدند نور (فوتونها) پراکنده شوند درست مانند روشی که نور خورشید از ذرات آب موجود در ابرها پراکنده می شود. در طول زمان، این الکترونهای آزاد با هسته های اتمی ملاقات کرده و اتمهای خنثا یا اتمهایی با بار الکتریکی مثبت و منفی معادل ساختند.

این واقعه اجازه داد نور بالاخره حدود 380 هزار سال پس از مهبانگ از درون ماده تابیدن آغاز کند.

این نور که گاهی اوقات پس تابش (afterglow) ی مهبانگ نامیده می شود، به نام "تابش مایکروویو پس زمینه ای کیهانی" نیز موسوم است که ابتدا توسط رالف آلفر و سایر دانشمندان در 1948 پیش بینی شده بود و تنها تصادفا بیست سال بعد بطور عملی کشف شد.

نقشه ای از تابش مایکروویو پس زمینه ای کیهانی که مهمترین باقیماندع پس از مهبانگ است. این نقشه توسط ماهواره پلانک تهیه شده و قدیمی ترین نور در کیهان را نشان می دهد. این نقظه به پیش بینی سن عالم کمک می کند.

این کشف تصادفی وقتی روی داد که آرنو پنزیاس و رابرت ویلسون، هر دو از آزمایشگاه های تلفن بل در نیوجرسی، یک گیرنده رادیویی در 1965 می ساختند و دماهایی بالاترز از حد انتظار دریافت کردند. در ابتدا آنها تصور کردند این دریافت غیرعادی به علت کبوترهایی است که می کوشند درون آنتن ها رسوخ کنند و نیز فضولاتی که از خود برجای می گذارند، اما پس از پاک کردن آنتن ها و متفرق کردن کبوترها هنوز این دریافت غیرعادی ادامه داشت.

بطور همزمان یک تیم از دانشگاه پرینستون تحت مدیریت رابرت دیک این تابش پس زمینه ای را کشف کرد. هر دو گروه یافته های حود را در نشریه ستاره شناسی به سال 1965 منتشر کردند.

خط زمانی رویدادهای پس از مهبانگ

آیا نظریه مهبانگ ثابت شده است؟

شواهد نیرومندی برای نظریه مهبانگ وجود دارد و تمام آمایشات انجام شده وجود آن را ثابت کرده اند. اثبات ریاضی زیادی برای این نظریه وجود دارد اما دانشمندان تنها می توانند بگویند شواهد موجود از این نظریه حمایت می کنند.

بنابراین یک پاسخ کوتاه این است که تمام شواهد موجود از این نظریه حمایت کرده اند که سه تا از مهمترین آنها عبارتند از:

1) قانون هابل نشان می دهد اشیای دوردست با سرعتی متناسب با فاصله خود از ما می گریزند- که زمانی روی می دهد که در تمامی جهت ها انبساط یکنواخت داشته باشیم. این امر مبین این است که زمانی تمام چیزها به یکدیگر نزدیکتر بوده اند (نقطع رویداد مهبانگ).

2) خواص تابش مایکرو ویو پس زمینه ای کیهانی. این پدیده نشان می دهد که عالم از درون یک گاز یونیزه شده (یک پلاسما) و یک گاز خنثا عبور کرده است. چنین گذاری مستلزم یک عالم داغ و چگال است که با انبساط خود سردتر شده است. این گذار حدود 400 هزار سال پس از مهبانگ روی داده است.

3) فراوانی نسبی عناصر سبک (هلیوم 4، هلیوم 3، لیتیوم 7 و دوتریم). این عناصر در طی دوره سنتز هسته ای مهبانگ در چند دقیقه نخست پس از مهبانگ روی داده است. فراوانی آنها نشان می دهد که عالم در گذشته واقعا داغ و چگال بوده است.

منبع: Space.com

---

دستیار پژوهش در انجام پروژه های دانشگاهی

با بیش از بیست سال سابقه کار مفید

تیم پژوهشی حرفه ای

تلفن تماس (ترجیحا پیامک): 09360771981

---

جایگزین های نظریه مهبانگ

نظریه مهبانگ (Big Bang) اساسی ترین توضیح در مورد آغاز جهان در 13.8 میلیارد سال پیش است. گرچه نظریه پیشرو تبیین جهان به شمار می رود، نظریات دیگری نیز وجود دارند که ایده های متفاوتی مطرح کرده یا نظریه مهبانگ را توسیع می دهند.

برای بررسی نحوه بوجود آمدن جهان ابتدا باید ماهیت کنونی آن را دریابیم. عبارت "جهان مشهود" (observable universe) به هر آن چیزی اشاره دارد که می توانیم ببینیم.

بواسطه وابستگی میان مسافت و سرعت نور، دانشمندان می توانند به ناحیه ای از فضا بنگرند که 13.8 میلیارد سال نوری از ما فاصله دارد، به این معنا که ما می توانیم در هر جهت تا فاصله 13.8 میلیارد سال نوری را بنگریم. اما موضوع به این سادگی نیست. به علت انبساط جهان تخمین های اخیر قطر جهان قابل مشاهده را حدود 90 میلیارد سال قرار داده اند.

دانشمندان سه فرض بنیادی درباره جهان برپایه نظریات و مشاهدات خود قرار داده اند:

قوانین فیزیک جهان شمول هستند و با زمان یا مکان در فضا تغییر نمی کنند.

جهان همگن است، یا به عبارت ساده تر در هر جهتی یکسان است (گرچه بر حسب زمان ممکن است تغییر کند)

انسانها از هیچ نقطه ممتازی در جهان به آن نمی نگرند، به عبارتی انسان در مرکز جهان قرار ندارد.

معادلات اینشتاین خواص متعددی برای جهان بر می شمرند که از آن جمله می توان به موارد زیر اشاره کرد:

1. جهان در حال انبساط است.
2. جهان از یک نقطه داغ و چگال در زمان بسیار دوری در گذشته بوجود آمده است.
3. سبکترین عناصر، هیدروژن و هلیوم در نخستین لحظات پیدایش جهان بوجود آمدند.
4. یک تابش پس زمینه ای مایکروویو سراسر جهان را پر کرده است.

جایگزین های نظریه مهبانگ

اگر هرکدام از این مفروضات نادرست باشند، نظریه مهبانگ قادر به توضیح تمامی خواص جهان نخواهد بود. در این صورت این پرسش پیش می آید که "آیا ممکن است مهبانگ هیچگاه رخ نداده باشد؟"

یک نظریه جایگزین، جهان حالت پایدار است (Steady State Universe). این نظریه خلق مداوم ماده در سراسر جهان را توضیحی بریا انبساط دائمی آن می داند. این نوع جهان می تواند نامحدود بوده ولی هیچ آغاز یا انتهایی نداشته باشد. لیکن کوهی از شواهد یافت شده از میانه دهه 1960 به بعد بر نادرستی این نظریه دلالت داشته اند.

نظریه دیگر، نظریه تورم ازلی و ابدی است. پس از مهبانگ، جهان در طی یک دوره کوتاه به نام تورم بسرعت انبساط یافته است. این نظریه چنین مطرح می سازد که تورم جهان هیچگاه متوقف نمی شود و مدت نامحدودی است که ادامه داشته است. حتی همین اکنون جهان های جدیدی در یک مجتمع وسیع به نام "چندجهان" (multiverse) در حال پدید آمدن هستند. این جهان های متعدد م یتوانند قوانین فیزیکی متفاوتی داشته باشند.

مدل نوسانی جهان اما شامل تعداد بی پایانی مهبانگ است که به دنبال آن تراکم جهان پیش آمده و جهان پس از انبساطی عظیم و رسیدن به انتهای ابعاد خود، دوباره منقبض شده و به شکل نقطه ابرداغ-ابرچگال اولیه در آمده و مجددا منفجر می شود و این چرخه بطور بی پایان تکرار می شود. مدل چرخه ای نوین شامل یک غشا همراه با حجمی از بعد بالاتر به نام توده (bulk) است.

مفاهیم استخراج شده از گرانش کوانتومی و نظریه ریسمان، ما را وسوسه می کنند به جهانی فکر کنیم که در واقعیت هیچ شباهتی به جهان مشهود توسط ما انسانها ندارد. ممکن است یک هولوگرام باشد که بر سطح کره ای تصویر شده یا یک شبیه سازی کاملا دیجیتال باشد که بر روی کامپیوتری عظیم اجرا می شود.

منابعی برای مطالعه بیشتر:

• Nicolai, Hermann. "Complexity and the Big Bang.(opens in new tab)" Classical and Quantum Gravity 38.18 (2021): 187001. 
• Netchitailo, Vladimir S. "World-Universe Model—Alternative to Big Bang Model.(opens in new tab)" Journal of High Energy Physics, Gravitation and Cosmology 6.01 (2020): 133. 
• Wallace, David. The emergent multiverse: Quantum theory according to the Everett interpretation.(opens in new tab) Oxford University Press, 2012. 
• Linde, Andrei. "A brief history of the multiverse.(opens in new tab)" Reports on Progress in Physics 80.2 (2017): 022001. 
• ·    Bostrom, Nick. "Are we living in a computer simulation?(opens in new tab)." The philosophical quarterly 53.211 (2003): 243-255.  

تکینگی چیست؟

برای درک مفهوم تکینگی (Singularity) تصور کنید که نیروی گرانش شما را به صورت یک نقطه کوچک فشرده کند بطوری که تقریبا هیچ حجمی را اشغال نکنید. این امر ناممکن بنظر می رسد و چنین است. این تکینگی ها در مرکز سیاهچاله ها و در ابتدای مهبانگ (بیگ بنگ) یافت می شوند. این تکینگی ها معرف شیئی فیزیکی نیستند. در عوض وقتی در ریاضیات به آنها بر می خوریم نظریات فیزیکی را در هم می شکنند و باید آنها را با درک بهتری جایگزین کنیم. 

---

تبلیغات

تدریس دروس ریاضی دبیرستان و دانشگاه

توسط مدرس خصوصی ریاضیات با بیش از 20 سال سابقه موفق

شماره تماس واتس آپ: 09360771981

---

تکینگی ها می توانند هرجایی روی دهند و شگفت آور است که در ریاضیات مورد استفاده فیزیکدانان برای درک جهان، زیاد رخ می دهند. به بیان ساده، تکینگی ها مکان هایی هستند که ریاضیات در آنها با تولید اعداد بی نهایت بزرگ "بدرفتار" می شود. هر زمان که مخرج کسری در فیزیک به سمت صفر میل کند تکینگی روی می دهد.

بیشتر این تکینگی ها را می توان بدین صورت حل کرد که عاملی به معادلات اضافه کنیم تا از صفر شدن مخرج جلوگیری کند یا صرفا آنها را غیرحقیقی بینگاریم.

اما تکینگی هایی در فیزیک هستند که براحتی حل نمی شوند. معروفترین آنها تکینگی های گرانشی هستند، یعنی بی نهایت هایی که در نسبیت عام اینشتاین یعنی بهترین نظریه موجود برای توصیف گرانش روی می دهند.

در نسبیت عام، دو نوع تکینگی وجود دارد: تکینگی های مختصاتی و تکینگی های واقعی. تکینگی های مختصاتی وقتی روی می دهند که در یک دستگاه مختصات به بی نهایتی بر می خوریم که در دستگاه دیگر ناپدید می شوند.

برای مثال کارل شوارتزشیلد فیزیکدان نظریه نسبیت عام را به دستگاه ساده یک جرم کروی مانند یک ستاره اعمال کرد. او چنین یافت که حل دستگاه دارای دو تکینگی است، یکی در نزدیکی مرکز و دیگری در فاصله معینی از مرکز که به نام شعاع شوارتزشیلد خوانده می شود. برای سالها فیزیکدانان چنین می اندیشیدند که هردو تکینگی معرف شکست هایی در نظریه هستند اما تا زمانی که شعاع جرم کروی بزرگتر از شعاع شوارتزشیلد است مهم نیستند. تمام آنچه فیزیکدانان نیاز داشتند این بود که نسبیت عام نفوذ گرانش در بیرون جرم را پیش بینی کند.

اما اگر جسمی تا زیر شعاع شوارتزشیلد آن فشرده شود چه روی می دهد؟ آنگاه تکینگی بیرون جرم فشرده شده خواهد افتاد و بدان معنی است که نسبیت عام در منطقه ای دچار شکست می شود که نباید رخ دهد.

بزودی کشف شد که تکینگی در شعاع شوارتزشیلد یک تکینگی مختصاتی است. تغییر در دستگاه مختصات می تواند باعث حذف تکینگی شده و نظریه نسبیت عام را قادر به پیش بینی های معتبر سازد.

 اما تکینگی در مراکز جرمهای کروی باقی می ماند. اگر یک شیء را زیر شعاع شوارتزشیلد آن متراکم کنید گرانش سطحی آن بقدری بزرگ می شود بطور خود بخودی فرو ریخته و به تراکم ادامه می دهد، تا اندازه ای که به یک نقطه بی نهایت کوچک تبدیل می شود.

برای چندین دهه فیزیکدانان مردد بودند آیا فروریختن یک جسم تحت گرانش خود تا حدی که به یک نقطه بی نهایت کوچک تبدیل شود در عالم واقع ممکن است؟ کوتوله های سفید و ستاره های نوترونی گرجه بسیار فشرده اند می توانند ساختار خود را حفظ کرده و از تراکم نامحدود جلوگیری کند. ولی هر جسمی که جرمی بیش از شش برابر خورشید داشته باشد دارای گرانش بسیار عظیمی است و بر همه نیروهای مقاوم درون ماده غلبه کرده و نهایتا به یک نقطه بی نهایت کوچک تبدیل می شود.

تکینگی های عریان

اینها همان چیزی هستند که ما بدانها سیاهچاله می گوییم: نقطه ای با چگالی بی نهایت که بوسیله یک افق رویداد واقع در شعاع شوارتزشیلد احاطه شده است. افق رویداد از تکینگی حفاظت می کند و مانع دیدن آن توسط شاهدان بیرونی می شوذ نگر اینکه آنها از افق رویداد گذر کنند. مدتها بود که فیزیکدانان تصور می کردند در نسبیت عام تمام تکینگی ها توسط افق رویداد احاطه شده اند و این فرضیه به فرضیه سانسور کیهانی معروف بود. اما شبیه سازیها و محاسبات نظری نشان داد امکان وجود تکینگی های عریان یا در معرض دید نیز وجود دارد. یک تکینگی عریان دقیقا یک تکینگی بدون یک افق رویداد است که توسط جهان بیرونی کاملا قابل مشاهده است. امکان وجود چنین تکینگی هایی هنوز یکی از موضوعات داغ مورد مناقشه در کیهان شناسی است.

در مرکز یک سیاهچاله دقیقا چه چیزی وجود دارد؟

هیچکس دقیقا نمی داند در مرکز سیاهچاله دقیقا چیست. برای درک آن نیاز به نظریع ای فراتر از نسبیت عام داریم. بویژه نیاز به یک نظریه کوانتومی گرانش داریم که بتواند رفتار گرانشی بسیار نیرومند در مقیاس بی نهایت کوچک را توضیح دهد. نظریه های جایگزین نسبیت عام که جایگزین تکینگی سیاهچاله می شوند عبارتند از ستارگان پلانک (یک شکل غریب و بسیار فشرده ماده) گراوا استارها (یک پوسته نازک از ماده که تحت گرانش غیرعادی قرار دارد) و ستارگان انرژی تاریک (یک حالت غریب از انرژی خلا که مانند سیاهچاله عمل می کند). تا به امروز تمام این ایده ها فرضی هستند و برای یک پاسخ واقعی باید منتظر نظریه کوانتومی گرانش بود.

تگینگی مهبانگ چیست؟

نظریه مهبانگ که مبتنی بر درست انگاشتن نسبیت عام است، مدل مدرن کیهان شناختی از تاریخچه جهان است. همچنین شامل یک تکینگی است. طبق نشریه مهبانگ در گذشته دور حدود 13.77 میلیارد سال گذشته تمامی عالم به شکل یک نقطه بی نهایت کوچک متراکم بوده است.

فیزیکدانان می دانند که این نتیجه نادرست است. گرچه نظریه مهبانگ در توصیف تاریخچه کیهان از آن زمان به بعد بسیارموفقیت آمیز است، حضور تکینگی به دانشمندان می گوید که نظریه نسبیت عام ناقص است و باید بروز شود.

یک راه حل ممکن برای تکینگی مهبانگ نظریه مجموعه های سببی (casual set theory) است. تحت این نظریه فضا – زمان یک محیط پیوسته هموار مطابق نظریه نسبیت عام نیست بلکه از تکه های مجزا به نام اتمهای فضا – زمان ساخته شده است. از آنجایی که هیچ چیز نمی تواند کوچکتر از یکی از این اتمها باشد، تکینگی ها امری ناممکن هستند. به عقیده دانشمندان در نخستین لحظات پس از مهبانگ عالم بقدری بزرگ شده که خوش رفتار گشته و پس از آن تقریب فضا – زمان می تواند توصیف خوبی برای عالم بوده و نسبیت عام حاکم می گردد.

در حالی که هنوز راه حلی برای توصیف تکینگی مهبانگ وجود ندارد، دانشمندان امیدوارند بزودی راه حلی برای آن بیابند. اشتیاق برای دانستن مهمترین محرک آنها در این راه است.