Notice: Undefined index: options in /home/egyresmagadmin/web/egyresmag.com/public_html/wp-content/plugins/elementor-pro/modules/theme-builder/widgets/site-logo.php on line 192

تمدد الكون

CMB_Timeline75_Arabic_Vision

تمدد الكون||

تسائل الفلكيون لآلاف السنين عن الكون، حجمه وعمره، هل له بداية ونهاية، هل وجد من العدم أم أنه كان يوجد دائمًا، واستمر ذلك إلى أن قام عالم الفلك (إدوين هابل) عام 1929 باكتشاف عظيم أدى إلى الإجابة عن هذه الأسئلة، ألا وهو تمدد الكون.

واجه قدماء الإغريق صعوبة في تصور كون لا متناهي، لكنهم أيضًا لم يمكنهم الإجابة على سؤال مهم، فإذا لم يكن الكون متناهيا وكانت له حافة فماذا سيحدث إذا ذهب أحدهم إليها وأخرج يده منها! إلى أين ستذهب يده؟! فمثل كلا الإحتمالين مفارقة صعبة على الفهم بالنسبة لهم، وبعد ظهور علم الفلك الحديث، حيرت مفارقة أخرى الفلكيون.

ففي أوائل القرن التاسع عشر، قال الفلكي الألماني (هينرتش أولبرس) أن الكون يجب أن يكون محدودًا؛ لأنه إذا كان الكون بلا حدود وكان يحتوي على نجوم في كل مكان، فإذا نظرت في أي اتجاه، فإن خط الرؤية الخاص بك سيقع في نهاية المطاف على سطح النجم. على الرغم من أن الحجم الظاهري للنجم في السماء يصبح أصغر كلما زادت المسافة إلى النجم، فإن سطوع هذا السطح الأصغر يبقى ثابتًا. لذلك، إذا كان الكون بلا حدود، فيجب أن يكون السطح كله في سماء الليل مشرقًا بالنجوم. من الواضح أن هناك مناطق مظلمة في السماء، لذا يجب أن يكون الكون محدودا.

ولكن عندما اكتشف إسحاق نيوتن قانون الجاذبية، أدرك أن الجاذبية تمثل قوة جذب فقط. كل كائن في الكون يجذب كائن آخر. إذا كان الكون حقاً منتهياً، فإن القوى الجاذبة لجميع الكائنات في الكون كان يجب أن تسبب الكون بأكمله في الانهيار على نفسه. من الواضح أن هذا لم يحدث، وكانت تلك هي المفارقة الجديدة.

عندما طور آينشتاين نظريته عن الجاذبية في النظرية النسبية العامة، ظن أنه واجه نفس المشكلة التي فعلها نيوتن: معادلاته قالت إن الكون يجب أن يتوسع أو ينهار، لكنه افترض أن الكون كان ثابتًا. احتوى حله الأصلي على مقدار ثابت، يسمى الثابت الكوني، الذي ألغى تأثير الجاذبية على مقاييس كبيرة جدا، وأدى إلى كون ثابت. بعد أن اكتشف هابل أن الكون يتوسع، دعا أينشتاين الثابت الكوني بأنه خطأ فادح.

في نفس الوقت تقريبا، تم بناء تلسكوبات أكبر قادرة على قياس الأطياف بدقة، أو شدة الضوء كدالة في طول الموجي، للأجسام الباهتة. باستخدام هذه البيانات الجديدة، حاول علماء الفلك فهم وفرة الأجسام الشبيهة بالسدم التي كانوا يراقبونها. بين عامي 1912 و 1922، اكتشف عالم الفلك (فيستو سليفر) في مرصد لويل في ولاية أريزونا أن أطياف الضوء من العديد من هذه الأجسام قد تحولت بشكل منهجي إلى أطوال موجية أطول، أو انزياح أحمر. بعد وقت قصير، أظهر علماء فلك آخرون أن هذه الأجسام السديمية كانت مجرات بعيدة.

اكتشاف تمدد الكون

وفي الوقت نفسه، اكتشف علماء الفيزياء وعلماء الرياضيات الآخرين الذين كانوا يعملون على نظرية أينشتاين للجاذبية أن المعادلات كانت تحتوي على بعض الحلول التي وصفت الكون المتمدد. في هذه الحلول، فإن الضوء القادم من الأجسام البعيدة سيصير أحمرًا عندما ينتقل عبر الكون المتمدد. سوف يزداد الانزياح نحو الأحمر مع زيادة المسافة.

في عام 1929، قام إدوين هابل، الذي كان يعمل في مراصد كارنيغي في باسادينا، بكاليفورنيا، بقياس الانزياحات الحمراء لعدد من المجرات البعيدة. كما قاس مسافاتها النسبية بقياس السطوع الظاهر لطبقة من النجوم المتغيرة تسمى بالنجوم القيفاوية في كل مجرة. عندما رسم انزياح أحمر مقابل المسافة النسبية، وجد أن الانزياح الأحمر للمجرات البعيدة قد ازداد كدالة خطية في المسافة. التفسير الوحيد لهذه الملاحظة هو أن الكون يتمدد. بمجرد أن فهم العلماء أن الكون يتمدد، أدركوا على الفور أنه سيكون أصغر في الماضي. في وقت ما في الماضي، كان الكون بأكمله نقطة واحدة. هذه النقطة، التي سميت فيما بعد الانفجار الأعظم، كانت بداية الكون كما نفهمها اليوم. الكون المتمدد محدود في الزمان والمكان. السبب في أن الكون لم ينهار، كما قالت معادلات نيوتن وآينشتاين، هو أنه كان يتوسع منذ لحظة إنشائه. الكون في حالة تغير مستمر. إن الكون الآخذ في الاتساع، وهو فكرة جديدة مبنية على الفيزياء الحديثة، أرسى المفارقات التي أزعجت الفلكيين من العصور القديمة حتى أوائل القرن العشرين

خصائص الكون المتمدد

تحتوي معادلات الكون المتمدد على ثلاثة حلول ممكنة، يتنبأ كل منها بمصير نهائي مختلف للكون ككل. ما هو المصير الذي سيحدث في النهاية، يمكن تحديد الكون من خلال قياس مدى سرعة توسع الكون نسبة إلى كمية المادة التي يحتوي عليها الكون. تسمى الأنواع الممكنة الثلاثة للأكوان المتمددة بالأكوان المفتوحة والمستوية والمغلقة. إذا كان الكون مفتوحًا، فسوف يتوسع إلى الأبد. إذا كان الكون مسطحًا، فسوف يتوسع أيضًا إلى الأبد، ولكن معدل التوسع سيتباطأ إلى الصفر بعد فترة زمنية لا نهائية. أما الكون المغلق، فإنه سيتوقف في نهاية المطاف عن التوسع وسيبدأ في الإنكماش على نفسه، وربما يؤدي إلى انفجار أعظم آخر. في الحالات الثلاث، يتباطأ التمدد، والقوة التي تسبب التباطؤ هي الجاذبية. تشبيه بسيط لفهم هذه الأنواع الثلاثة من الأكوان هو اعتبار مركبة فضائية تطلق من سطح الأرض. إذا لم تكن لسفينة الفضاء سرعة كافية للهروب من جاذبية الأرض، فسوف تعود في النهاية إلى الأرض. وهذا مشابه للكون المغلق الذي يتراجع. إذا أعطيت سفينة الفضاء سرعة كافية بحيث يكون لديها طاقة كافية للهروب، عند مسافة لا حصر لها بعيدا عن الأرض سوف تتوقف (هذا هو الكون المسطح). وأخيرًا، إذا تم إطلاق السفينة بطاقة أكبر من الكافية للهروب، فسوف يكون لها دائمًا بعض السرعة، حتى عندما تكون مسافة لا نهائية.

مصير الكون

على مدى الثمانين سنة الماضية، قام علماء الفلك بعمل قياسات دقيقة بشكل متزايد لمعلمتين كوسمولوجيتين هامتين: هو – المعدل الذي يتوسع به الكون – وث – متوسط ​​كثافة المادة في الكون. معرفة كل من هذه المعلمات ستحدد أي من النماذج الثلاثة تصف الكون الذي نعيش فيه، وبالتالي المصير النهائي لكوننا. يجب على استطلاع سلون ديجيتال سكاي، بقياسه المنهجي الكبير لكثافة المجرة في الكون، تمكين الفلكيين من قياس معلمة الكثافة بدقة.

العناصر الثقيلة

لا يهتم علماء الفلك بمصير الكون فقط ؛ هم أيضا مهتمون بفهم حالته المادية الحالية. أحد الأسئلة التي يحاولون الإجابة عنها هو لماذا يتكون الكون بشكل أساسي من الهيدروجين والهيليوم، وما المسؤول عن التركيز الأصغر نسبياً للعناصر الثقيلة.

مع ظهور الفيزياء النووية في ثلاثينيات وأربعينيات القرن العشرين، بدأ العلماء في محاولة لشرح وفرة العناصر الأثقل بافتراض أنها تم توليفها من الهيدروجين البدائي في بدايات الكون. في أواخر الأربعينيات من القرن الماضي، أدرك الفيزيائيون الأمريكيون جورج جامو وروبرت هيرمان ورالف ألفر أن الكون كان أكثر حرارة وكثافة. قاموا بإجراء حسابات لإظهار ما إذا كانت التفاعلات النووية التي حدثت في درجات الحرارة المرتفعة هذه قد تكون قد خلقت العناصر الثقيلة.

لسوء الحظ، باستثناء الهيليوم، وجدوا أنه من المستحيل تكوين عناصر أثقل بأي كمية يمكن قياسها. اليوم، نحن نفهم أن العناصر الثقيلة تم تصنيعها إما في قلب النجوم أو خلال المستعرات الأعظمية، عندما ينفجر نجم كبير يموت.

أدرك جامو، وهيرمان، وألفير، على الرغم من ذلك، أنه إذا كان الكون أكثر سخونة وكثافة في الماضي، فلا يزال يتعين ترك الإشعاع من الكون المبكر. سيكون لهذا الإشعاع طيفًا محددًا جيدًا (يدعى الطيف الأسود) يعتمد على درجة حرارته. ومع اتساع الكون، كان من الممكن أن ينخفض ​​نطاق هذا الضوء إلى أطوال موجية أطول، وأن تكون درجة الحرارة المرتبطة بالطيف قد انخفضت بعامل أكثر من ألف مرة مع تبريد الكون.

إشعاع الخلفية الكونية الميكروني

في عام 1963، كان أرنو بنزياس وروبرت ويلسون، وهما عالمان في هولمدال، نيوجيرسي، يعملان على قمر صناعي مصمم لقياس موجات الميكروويف. عندما قاموا باختبار هوائي القمر الصناعي، وجدوا أشعة ميكروويف غامضة آتية من جميع الاتجاهات. في البداية، اعتقدوا أن هناك خطأ ما في الهوائي. ولكن بعد التحقق وإعادة الفحص، أدركوا أنهم اكتشفوا شيئًا حقيقيًا. ما اكتشفوه هو الإشعاع الذي تنبأ به قبل سنوات الإشعاع عدة علماء. يسمى الإشعاع الذي اكتشفه بنزياس وويلسون، بإشعاع الخلفية الكونية الميكروني، مما أقنع معظم علماء الفلك بأن نظرية الانفجار الكبير كانت صحيحة. تم منح جائزة نوبل فى الفيزياء لبنزياس وويلسون عام 1978. بعد أن وجد بينزياس وويلسون إشعاع الخلفية الكونية الميكرونية، بدأ علماء الفيزياء الفلكية يدرسون ما إذا كانوا يستطيعون استخدام خصائصه لدراسة ما كان عليه الكون منذ فترة طويلة. ووفقًا لنظرية الإنفجار العظيم، يحتوى الإشعاع على معلومات حول كيفية توزيع المادة منذ أكثر من عشرة مليارات عام، عندما كان عمر الكون 500000 سنة فقط. في ذلك الوقت، لم تكن النجوم والمجرات تشكلت بعد. تكون الكون حينها من الحساء الساخن للإلكترونات والنواة الذرية. وتصادمت هذه الجسيمات باستمرار مع الفوتونات التي تشكل الإشعاع الخلفي، الذي كان درجة حرارته تزيد على 3000 درجة مئوية. بعد فترة وجيزة، توسع الكون بما فيه الكفاية، وبالتالي تم تبريد الإشعاع الخلفي بما فيه الكفاية، بحيث يمكن أن تتحد الإلكترونات مع النواة لتشكيل الذرات. ولأن الذرات كانت محايدة كهربيًا، فإن الفوتونات في إشعاع الخلفية لم تعد تصطدم بها. عندما تكونت الذرات الأولى، كان للكون تباينات طفيفة في الكثافة، والتي نمت إلى تغيرات الكثافة التي نراها اليوم – المجرات والعناقيد. كان ينبغي أن تؤدي تغيرات الكثافة هذه إلى اختلافات طفيفة في درجة حرارة إشعاع الخلفية، ويجب أن تظل هذه الاختلافات قابلة للاكتشاف اليوم. أدرك العلماء أن لديهم إمكانية مثيرة: من خلال قياس تغيرات درجة حرارة إشعاع الخلفية الكونية الميكروية فوق مناطق مختلفة من السماء، سيكون لديهم قياس مباشر لتغيرات الكثافة في بدايات الكون، منذ أكثر من 10 مليارات سنة.

المصدر

http://sc.egyres.com/YfJiF


ترجمة: بسمة خالد
مراجعة: آية غانم
تحرير: زياد الشامي

شارك المقال:

تواصل معنا

«الباحثون المصريون» هي مبادرة علمية تطوعية تم تدشينها في 4/8/2014، بهدف إثراء المحتوى العلمي العربي، وتسهيل نقل المواد والأخبار العلمية للمهتمين بها من المصريين والعرب،

تابعنا على منصات التواصل الإجتماعي