🌴الفلكيات: ديسمبر 2015

وفقًا لنموذج الانفجار العظيم، فإن الفضاء الكوني يتمدد من حالة حارة شديدة الكثافة، وما زال يتمدد إلى اليوم. يوضح هذا المخطط تمدد مسطح لجزء من الكون، حيث تتباعد المجرات مع التمدد.

في علم الكون الفيزيائي، الانفجار العظيم (بالإنجليزية: Big Bang) هو النظرية السائدة حول نشأة الكون.[1] تعتمد فكرة النظرية أن الكون كان في الماضي في حالة حارة شديدة الكثافة فتمدد، وأن الكون كان يومًا جزء واحد عند نشأة الكون. بعض التقديرات الحديثة تُقدّر حدوث تلك اللحظة قبل 13.8 مليار سنة، والذي يُعتبر عمر الكون.[2] وبعد التمدد الأول، بَرُدَ الكون بما يكفي لتكوين جسيمات دون ذرية كالبروتونات والنيترونات والإلكترونات. ورغم تكوّن نويّات ذرية بسيطة خلال الثلاث دقائق التالية للانفجار العظيم، إلا أن الأمر احتاج آلاف السنين قبل تكوّن ذرات متعادلة كهربيًا. معظم الذرات التي نتجت عن الانفجار العظيم كانت من الهيدروجين والهيليوم مع القليل من الليثيوم. ثم التئمت سحب عملاقة من تلك العناصر الأولية بالجاذبية لتُكوّن النجوم والمجرات، وتشكّلت عناصر أثقل من خلال تفاعلات الانصهار النجمي أو أثناء تخليق العناصر في المستعرات العظمى.

تُقدّم نظرية الانفجار الكبير شرحاً وافياً لمجموعة واسعة من الظواهر المرئية، بما في ذلك وفرة من العناصر الخفيفة والخلفية الإشعاعية للكون والبنية الضخمة للكون وقانون هابل.[3]ونظرًا لكون المسافة بين المجرات تزداد يوميًا، فبالتالي كانت المجرات في الماضي أقرب إلى بعضها البعض. ومن الممكن استخدام القوانين الفيزيائية لحساب خصائص الكونكالكثافة ودرجة الحرارة في الماضي بالتفصيل.[4][5][6] وبالرغم من أنه يمكن لمسرعات الجسيمات الكبرى استنساخ تلك الظروف، لتأكيد وصقل تفاصيل نموذج الانفجار الكبير، إلا أن تلك المسرعات لم تتمكن حتى الآن إلا البحث في الأنظمة عالية الطاقة. وبالتالي، فإن حالة الكون في اللحظات الأولى للانفجار العظيم مبهمة وغير مفهومة، ولا تزال مجالاً للبحث. كما لا تقدم نظرية الانفجار العظيم أي شرح للحالة الأولية للكون، بل تصف وتفسر التطور العام للكون منذ تلك اللحظة.

قدّم الكاهن الكاثوليكي والعالم البلجيكي جورج لومتر الفرضية التي أصبحت لاحقًا نظرية الانفجار العظيم عام 1927. ومع مرور الوقت، انطلق العلماء من فكرته الأولى حول تمدد الكون لتتبُّع أصل الكون، وما الذي أدى إلى تكوّن الكون الحالي. اعتمد الإطار العام لنموذج الانفجار العظيم على نظرية النسبية العامة لأينشتاين، وعلى تبسيط فرضيات كتجانس نظم وتوحد خواص الفضاء. وقد صاغ ألكسندر فريدمان المعادلات الرئيسية للنظرية، وأضاف فيليم دي سيتر صيغ بديلة لها. وفي عام 1929، اكتشف إدوين هابل أن المسافات إلى المجرات البعيدة مرتبطة بقوة بانزياحها الأحمر. استُنتج من ملاحظة هابل أن جميع المجرات والعناقيد البعيدة لها سرعة ظاهرية تختلف عن فكرتنا بأنها كلما بَعُدت، زادت سرعتها الظاهرية، بغض النظر عن الاتجاه.[7]

ورغم انقسام المجتمع العلمي يومًا بين نظريتي تمدد الكون بين مؤيد لنظرية الانفجار العظيم، ومؤيد لنظرية الحالة الثابتة،[8] إلا أن التأكيد بالملاحظة والرصد على صحة سيناريو الانفجار العظيم جاء مع اكتشاف الخلفية الإشعاعية للكون عام 1964، واكتشاف أن طيف تلك الخلفية الإشعاعية يتطابق مع الإشعاع الحراري للأجسام السوداء. منذ ذلك الحين، أضاف علماء الفيزياء الفلكية إضافات رصدية ونظرية إلى نموذج الانفجار العظيم، وتمثيلها الوسيطي كنموذج لامبدا-سي دي إمالذي هو بمثابة إطار للأبحاث الحالية في علم الكونيات النظري.

جزء من سلسلة عن

محتويات

1تمهيد

1.1التسلسل الزمني للانفجار العظيم

1.1.1التفرد

1.1.2التضخم الكوني ونشأة الباريونات

1.1.3التبرد

1.1.4تشكل البنية

1.1.5تسارع تمدد الكون

1.2الافتراضات الضمنية

1.3تمدد الفضاء

1.4الآفاق

2التاريخ

2.1التسمية

2.2التطور

3أدلة رصدية

3.1قانون هابل وتمدد الفضاء

3.2الخلفية الإشعاعية للكون

3.3وفرة العناصر الأولية

3.4تطور المجرات وتوزيعها

3.5السحب الغازية الأولى

3.6أدلة أخرى

4قضايا متعلقة في الفيزياء

4.1تباين الباريون

4.2الطاقة المظلمة

4.3المادة المظلمة

4.4عمرالتجمعات الكروية

5مشاكل

5.1مشكلة الأفق

5.2مشكلة التسطُّح

5.3مشكلة أحادية القطبية

6مصير الكون في نظرية الانفجار العظيم

7تأملات فيزيائية في نظرية الانفجار العظيم

8التفسيرات الدينية والفلسفية

9هوامش

10مراجع

10.1كتب

11وصلات خارجية

تمهيد

التسلسل الزمني للانفجار العظيم

مقالة مفصلة: التسلسل الزمني للانفجار العظيم

في تاريخ الكون، هناك فرضية بأن الموجات الثقالية نشأت عنالتضخم الكوني الناتج عن التمدد تمامًا بعد الانفجار العظيم.[9][10][11][12]

التفرد

طالع أيضًا: التفرد الجذبوي

يقودنا تتبع تمدد الكون عبر الزمن إلى حقيقة أن الكون كان في الماضي في حالة شديدة الكثافة والحرارة.[13] ويشير هذا التفرد إلى تعطُّل تطبيق النسبية العامة، فلا يمكننا تتبع حالة التفرد تلك على وجه اليقين أكثر من فترة نهاية حقبة بلانك. ويسمى هذا التفرد أحيانًا "الانفجار العظيم"،[14] ولكن هذا المصطلح قد يشير أيضًا إلى الحالة الأولى(1) التي كانت أكثر حرارة وكثافة،[15] التي تعتبر لحظة ميلاد الكون. وبناءً على قياسات التمدد مقارنةً بنموذج مستعر أعظم من النوع أ وقياسات التقلبات الحرارية في الخلفية الإشعاعية للكون وقياسات الارتباط بين المجرات، أمكن حساب عمر الكون وتقديره بنحو 13.798 ± 0.037 مليار سنة.[16] وقد أدى التوافق بين هذه القياسات الثلاثة المستقلة عن بعضها البعض إلى دعم نموذج لامبدا-سي دي إم بقوة، والذي يصف بالتفصيل محتويات الكون.

التضخم الكوني ونشأة الباريونات

مقالات مفصلة: التضخم الكوني

نشأة الباريونات

تخضع الأطوار الأولى للانفجار العظيم للعديد من التكهنات. ففي النماذج الأكثر شيوعًا، كان الكون ممتلئًا بصورة متجانسة وقياسية بجسيمات ذات كثافة طاقة ودرجات حرارة وضغوط هائلة، وأنه تمدد وبَرُد بسرعة فائقة. وخلال ما يقرب من 10 −37 ثانية في التمدد، تسبب تحول طوري في تضخُّم الكون ونموه نموًا أُسيًّا.[17] وبعد توقف التضخم، تألّف الكون من بلازما كوارك-غلوونية، وغيرها من جميع الجسيمات الأولية الأخرى.[18] كانت درجات الحرارة في تلك الحالة مرتفعة حتى تسنّى تحرك الجزيئات عشوائيًا وفق سرعات نسبية، ونتجت أزواج ومضاداتها من كل نوع بصفة مستمرة، بل وتلاشى بعضها عبر الاصطدامات. وفي مرحلة ما، حدث تفاعل يسمى بنشأة الباريونات لم يحافظ على رقم باريون، مما أدى إلى وجود فائض صغير جدًا من الكواركات والليبتونات يفوق مضادات الكوارك ومضادات الليبتونات بنحو جزء واحد من 30 مليون جزء. أدى ذلك إلى هيمنة المواد على المواد المضادة في الكون الحالي.[19]

التبرد

مقالات مفصلة: تخليق الانفجار العظيم النووي

الخلفية الإشعاعية للكون

منظر بانورامي لكامل السماء باستخدام أشعة تحت حمراء تُظهر توزيع المجرات خارج درب التبانة. المجرات مقسّمة لونيًا وفق انزياحها الأحمر.

ظلت كثافة الكون وحرارته في انخفاض، وبالتالي تناقصت طاقة أي من جسيماته. ثم نقلت الأطوار الانتقالية كسر تناظر القوى الأساسية للفيزياء ومتغيراتالجسيمات الأولية إلى وضعها الحالي.[20] ففي خلال حوالي 10−11ثانية، أصبحت حالة الكون أكثر استقرارًا، حيث انخفضت طاقات الجسيمات إلى القيم التي يمكن تحقيقها في تجارب فيزياء الجسيمات. وفي حوالي 10−6 ثانية، تجمّعت الكواركات والغلوونات لتكوين الباريونات مثل البروتونات والنيوترونات. أدى فائض صغير من الكواركات مقابل مضادات الكوارك إلى فائض صغير من الباريونات مقابل مضادات الكوارك. وبانخفاض درجات الحرارة، لم تعد درجة الحرارة تكفي لتكوين أزواج جديدة من البروتون-مضاد البروتون وكذلك أزواج النيوترونات-مضادات النيوترونات، لذا نتجت على الفور عمليات تلاشي ضخمة، تبقى منها فقط واحد من كل 1010 من البروتونات والنيوترونات الأصلية، لم يتبق أي من مضاداتها. كذلك حدثت عملية مشابهة خلال ثانية واحدة للإلكترونات والبوزيترونات. وبعد عمليات التلاشي تلك، توقفت باقي البروتونات والنيوترونات والإلكترونات عن التحرك بنسبية، وشكّلت الفوتونات غالبية كثافة طاقة الكون (مع مساهمة بسيطة من النيوترينوات).

وخلال دقائق من تمدد الكون، عندما كانت درجة الحرارة حوالي مليار كلفن والكثافة تساوي تقريبًا كثافة الهواء، توحّدت النيوترونات مع البروتونات لتشكيلديوتريومات الكون وأنوية ذرات الهيليوم في عملية تسمى تخليق الانفجار العظيم النووي.[21] وظلت معظم البروتونات منفصلة كأنوية لذرات الهيدروجين. ومع تبرُّد الكون، سيطرت جاذبية إشعاع الفوتونات على كثافة طاقة الكتلة الباقية من المادة. وبعد حوالي 379,000 سنة، اتحدت الإلكترونات مع أنوية الذرات (معظمها من الهيدروجين)؛ وبالتالي انفصل الإشعاع عن المادة، وانطلق في الفضاء دون عوائق إلى حد كبير. وتعرف بقايا هذا الإشعاع باسم الخلفية الإشعاعية للكون.[22]

تشكل البنية

مقالة مفصلة: تشكل البنية

على مدى فترة طويلة من الزمن، تجاذبت المناطق الأكثر كثافة من المادة شبه الموزعة بتجانس قليلاً نحو المادة، وبالتالي نمت بكثافة أكبر، وتشكّلت سحب غازية ونجوم ومجرات وبقية أجزاء البنية الفلكية الأخرى التي يمكن ملاحظتها اليوم. اعتمدت تفاصيل تلك العملية على كمية ونوع مادة الكون. وتنقسم أنواع المادة إلى مادة مظلمة باردة ومظلمة دافئة ومظلمة حارة وباريونة. وقد أظهرت أفضل القياسات المتاحة (من خلال مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية) أن البيانات تتوافق بشكل جيد مع فرضية نموذج لامبدا-سي دي إم التي تفترض أن المادة المظلمة كانت باردة (حيث اختفت المادة المظلمة الدافئة في وقت مبكر أثناء حقبة إعادة التأين [23])، وقدّرت أنها تُشكّل حوالي 23٪ من نسبة المادة/طاقة الكون، بينما تُشكّل المادة الباريونية حوالي 4.6٪.[24] وفي "نموذج التمدد" الذي يتضمن مادة مظلمة ساخنة في شكل نيوترينوات، إذا كانت "الكثافة الفيزيائية للباريون" bh2 تقدر بحوالي 0.023 (وهي تختلف عن "كثافة الباريون" Ωb التي يُعبّر عنها كجزء من النسبة الإجمالية لكثافة المادة/الطاقة، والتي أُشير إليها أعلاه بحوالي 0.046)، وكثافة المادة المظلمة الباردة المصاحبة Ωch2 حوالي 0.11، فإن كثافة النيوترينو المصاحب تُقدّر بأقل من 0.0062.[24]

تسارع تمدد الكون

مقالة مفصلة: تسارع تمدد الكون

رصد للمجموعة المجرية أبيل 2744 بواسطة مرصد هابل الفضائي.[25]

هناك دلائل مستقلة من رصد المستعرات العظمى من الدرجة Ia والخلفية الإشعاعية للكون تُظهر أن الكون اليوم تسيطر عليه شكل غامض من الطاقة تعرف باسم الطاقة المظلمة التي تتخلل كامل الفضاء. وتُقدّر نتائج الرصد أن 73٪ من كثافة الطاقة الكلية للكون اليوم تتواجد في تلك الصورة من الطاقة. ومن المرجّح أن الكون في بداية نشأته كان مغمورًا بالطاقة المظلمة، ولكن مع تضايق المساحة وتقارب كل شيء من بعضه البعض، سيطرت الجاذبية، وكبحت تمدد الكون ببطء. وفي نهاية المطاف، وبعد عدة مليارت من سنوات تمدد الكون، تسبب تزايد الطاقة المظلمة في تسارع تمدد الكون ولكن ببطء. وتتخذ الطاقة المظلمة في أبسط صيغها هيئة مصطلح الثابت الكوني في معادلات أينشتاين للمجال في النسبية العامة، ولكن تكوينها وآليتها غير معروفين، وبشكل أعم، ما زالت تفاصيل معادلة حالتهاوعلاقتها مع نظرية النموذج العياري لفيزياء الجسيمات قيد البحث رصديًّا ونظريًّا.[26]

كل هذا التطور الكوني بعد حقبة التضخم الكوني يمكن وصفها بدقة وفق نموذج لامبدا-سي دي إم، الذي يستخدم الأطر المستقلة لميكانيكا الكم والنسبية العامة لأينشتاين. وكما أشير أعلاه، لا يوجد نموذج موثوق يصف ما حدث قبل 10−15 ثانية من نشأة الكون. ويبدو أن هناك حاجة إلى نظرية جاذبية كمية موحدة جديدة لكسر هذا الحاجز لفهم تلك الحقبة من تاريخ الكون، والتي تعد حاليًا إحدى أعظم المسائل التي لم تُحلّ في الفيزياء.

الافتراضات الضمنية

تعتمد نظرية الانفجار الكبير على فرضيتين رئيسيتين: شمولية القوانين الفيزيائية والمبدأ الكوني الذي يفترض أنه في المقاييس الكبيرة، يُوصف الكون بأنه فضاء متجانس ومُوحّد الخواص. كانت تلك الأفكار في البداية من المُسلّمات، ولكن اليوم هناك جهود لاختبار كل منها. فعلى سبيل المثال، فإن الفرضية الأولى تم اختبارها من خلال الرصد الذي أظهر أن أكبر انحراف محتمل لثابت البناء الدقيق خلال جزء كبير من عمر الكون يُقدّر بنحو 10−5.[27] كما استخدمت النسبية العامة لعمل اختبارت صارمة على مقاييس النظام الشمسي والنجوم الثنائية.

وإذا افترضنا أن الكون متجانس الخواص كما يُرى من الأرض، فإن المبدأ الكوني يمكن استنتاجه من مبدأ كوبرنيكوس البسيط، الذي ينص على أنه لا يوجد أفضلية. ولذا، فقد تم التحقق من صحة المبدأ الكوني إلى مستوى 10−5 عبر رصد الخلفية الإشعاعية للكون. كما تم قياس تجانس الكون على المقاييس الأكبر حتى مستوى 10٪.[28]

تمدد الفضاء

مقالات مفصلة: إحداثيات روبرتسون-ووكر

تمدد الكون

تصف النسبية العامة الزمكان وفق نظام متري، يمكن من خلاله تحديد المسافات التي تفصل أي نقطة عن نقطة قريبة. هذه النقاط قد تكون مجرات أو نجوم أو أشياء أخرى، هذه النقاط نفسها يتم تحديدها باستخدام متعدد شعب أو "شبكة" تشمل كل الزمكان. ينص المبدأ الكوني أن هذا النظام المتري يجب أن يكون متجانس ومُوحّد الخواص في المقاييس الكبيرة يمكن تمييزه باستخدام إحداثيات روبرتسون-ووكر. هذه الإحداثيات تحتوي على مقياس يصف تغيّر حجم الكون عبر الزمن، مما يسّر اختيار نظام إحداثي مناسب يدعى مسافة المسايرة. وفق هذا النظام الإحداثي تتمدد الشبكة بتمدد الكون، وتبقى الأجسام التي تتحرك بتمدد الكون في مواضع ثابتة على الشبكة، وتبقى مسافاتها الإحداثية (مسافات المسايرة) ثابتة، في الوقت الذي تتزايد فيه المسافات الفعلية بين الأجسام إطراديًا بتمدد الكون.[29]

لا يعد الانفجار العظيم انفجارًا للمادة يتحرك نحو الخارج لملء كون فارغ. ولكن بمرور الوقت يتمدد الكون في كل إتجاه وتتزايد المسافات الفعلية بين الأجسام المتحركة. ونظرًا لكون إحداثيات روبرتسون-ووكر تفترض توزيعًا منتظمًا للكتلة والطاقة، فإنها تنطبق فقط على القياسات الكبيرة، أما النطاقات المحدودة من المادة مثل مجرتنا المترابطة تجاذبيًا فلا تنطبق عليها نظرية التمدد واسع النطاق كما في الفضاء خارج مجرتنا.

الآفاق

من الخواص الهامة لزمكان الانفجار العظيم هو وجود الآفاق. ونظرًا لحقيقة أن الكون له عمر محدد، وأن الضوء ينتقل بسرعة محددة، فقد تكون هناك أحداث حدثت في الماضي لم يتوفر لها الوقت ليتمكن ضوئها من الوصول إلينا، مما جعل هناك حدًّا للمسافة الأفقية التي يمكن رصدها. على العكس، نظرًا لتمدد الفضاء، تبتعد الأجسام البعيدة بسرعة أكبر من أي وقت مضى، وقد لا يُدرك الضوء المنبعث بواسطتنا اليوم أبدًا الأجسام البعيدة للغاية. فبالتالي، يُمكن تعريف الأفق المستقبليبأنه الأفق الذي يحدد الأحداث المستقبلية التي سنتمكن من التأثير فيها. لذا فإن وجود أي نوع من الآفاق يعتمد على تفاصيل نموذج إحداثيات روبرتسون-ووكر الذي يصف كوننا. كما أن فهمنا للكون يعتمد على افتراضنا وجود أفق قديم في العصور السحيقة، على الرغم من أنه واقعيًا نظرتنا أيضًا محدودة لغموض الكون في لحظاته الأولى، أي أن رؤيتنا لا يمكنها أن تمتد إلى هذا الماضي البعيد، كما أنه إذا استمر الكون في التسارع، سيكون هناك أفق مستقبلي.[30]

التاريخ

طالع أيضًا: خط زمني لعلم الكون

التسمية

كان الفلكي الإنجليزي فريد هويل أول من أطلق مصطلح "الإنفجار العظيم" (بالإنجليزية: Big Bang) خلال مقابلة له مع هيئة الإذاعة البريطانية سنة 1949 م. ومن الشائع بين الناس أن هويل الذي كان يفضل نموذج "الحالة الثابتة" الكوني، كان يقصد من تلك التسمية السخرية، إلا أن هويل نفسه نفى ذلك صراحةً، وقال أن التسمية كانت للفت النظر وتسليط الضوء على الفرق بين النموذجين لمستمعي الراديو.[31][32][33]

التطور

صورة للقمر محاطًا بآلاف المجرات التي تحتوي على مليارات النجوم.

صورة التقطت عام 2012 يظهر فيها عدة بُقَع من الضوء كل منها يُمثّل مجرة بعضها عمره نحو 13.2 مليار سنة،[34] ويُقدّر عدد مجرات الكون بحوالي 200 مليار مجرة

صورة تُظهر مجرات مكتملة في الإطار الأول عمرها أقل من 5 مليار سنة، وأخرى شبه مكتملة عمرها بين 5 إلى 9 مليار سنة في الإطار الثاني، ومجرات بدائية مصحوبة بنجوم ملتهبة عمرها أكثر من 9 مليار سنة في الإطار الثالث.

تطورت نظرية الانفجار العظيم من خلال رصد بنية الكون والأبحاث النظرية. ففي سنة 1912 م، قام فيستو سليفر بأول قياس لتأثير دوبلر للسديم الحلزوني (السديم الحلزوني هو مُسمّى قديم للمجرات الحلزونية)، وسرعان ما اكتشف أن تقريبًا جميع تلك السُدُم كانت منحسرة عن الأرض، في الوقت الذي كان فيه نزاع شابلي-كورتيس المثير للجدل محتدمًا حول ما إذا كانت هذه السدم "أكوان جُزُرية" خارج مجرتنا درب التبانة.[35][36] وبعد عشر سنوات، استنتج عالم الكون الفيزيائي والرياضياتي الروسي ألكسندر فريدمان معادلات فريدمان من معادلات أينشتاين للمجال، مُبيّنًا أن الكون قد يكون يتمدد مُخالفًا بذلك نموذج الكون الساكن التي كان أينشتاين يؤيدها وقتئذ.[37] وفي سنة 1924 م، أظهر قياس إدوين هابل لمسافة أقرب السدم الحلزونية، أن تلك النظم هي بالتأكيد مجرات أخرى. وبصورة مستقلة، استنتج الكاهن الكاثوليكي والفيزيائي جورج لوميتر عام 1927 معادلات فريدمان، وتوصّل إلى أن انحسار السدم يُستدل منه على تمدد الكون.[38] وفي سنة 1931 م، ذهب لوميتر أبعد من ذلك وافترض أنه نتيجة التمدد الواضح للكون، فلا بد لو عُدنا بالزمن أن نجد في لحظة ما كانت كل مادة الكون مجتمعة في نقطة ما على هيئة "ذرة بدائية" عندها بدأ الزمن والفضاء في النشوء.[39]

بداية من سنة 1924 م، وضع هابل سلسلة من مؤشرات المسافة التي سبقت وضع سلم المسافات الكونية مستخدمًا مقراب هوبر الذي قطره 100-inch (2,500 mm) في مرصد جبل ويلسون. سمح له ذلك بتقدير المسافات إلى المجرات التي كان انزياحها الأحمر قد قِيس بالفعل، أغلبها بواسطة سيفلر. وفي سنة 1929 م، اكتشف هابل وجود علاقة بين المسافة وسرعة الانحسار (يعرف الآن بقانون هابل)،[7][40] وهو ما توقعه لوميتر وفقًا للمبدأ الكوني.[26]

في عشرينيات وثلاثينيات القرن الماضي، كان معظم علماء الكون الفيزيائي البارزين من مؤيدي فرضية الحالة الثابتة السرمدية للكون، وتذمّر العديد منهم من القول بأن نشأة الزمن نتيجة انفجار عظيم مستوحى من مفاهيم دينية، وهو الاعتراض الذي ردده مؤيدو نظرية الحالة الثابتة فيما بعد.[41] عزّز هذا التصور حقيقة أن مُنشأ نظرية الانفجار العظيم هو الكاهن الروماني الكاثوليكي جورج لوميتر.[42] كان آرثر ستانلي إدنغتون من المؤمنين برأي أرسطو أن الكون ليس له بداية زمنية، وأن المادة أصلها سرمدي، مما جعله يبغض فكرة نشأة الزمن.[43][44] أما لوميتر، فقد اعتقد بأنه: «إذا كان العالم قد بدء بكمّ واحد، فإن مفاهيم المكان والزمان لن يكون لها معنى عند نشأة العالم؛ وستبدأ فقط في أن يكون لها معنى معقول عند انقسام الكمّ الأصلي إلى عدد كاف من الكمّات. وإذا كانت هذه الفرضية صحيحة، فستكون أسطورة الخلق قد حدثت قبل وقت قليل من بداية الزمان والمكان.[45]» وخلال الثلاثينيات، ظهرت أفكار أخرى غير قياسية لتفسير أرصاد هابل، ومنها نموذج ميلن [46] والكون المتذبذب (اقترحه فريدمان في البداية، ثم دافع عنه ألبرت أينشتاين وريتشارد تولمان)[47] وفرضية الضوء المُرهق لفريتز زفيكي.[48]

بعد الحرب العالمية الثانية، ظهرت فرضيتان متميزتان. الأولى نظرية الحالة الثابتة لفريد هويل؛ إذ وفقًا لها فإنه لا بد من تولُّد مادة جديدة في حالة تمدد الكون. يفترض هذا النموذج أن الكون يبقى كما هو في أي وقت من الزمن.[49] والثانية كانت نظرية الانفجار العظيم للوميتر التي دافع عنها وطوّرها جورج جاموف الذي وضع فكرة تخليق الانفجار العظيم النووي (BBN)،[50] والذي شارك رالف ألفر وروبرت هيرمان في التكهن بوجود الخلفية الإشعاعية للكون (CMB).[51] ومن المفارقات، أن هويل هو من صاغ العبارة التي جاء منها اسم نظرية لوميتر، عندما أشار إليها بقوله: «فكرة هذا الانفجار العظيم» خلال مقابلته مع راديو هيئة الإذاعة البريطانية في مارس 1949 م.[32] ولفترة من الوقت، انقسم المؤيدون بين هاتين النظريتين. وفي نهاية المطاف، أعطت الأدلة الرصدية أفضلية للانفجار العظيم في مقابل الحالة الثابتة. كان اكتشاف وتأكيد وجود الخلفية الإشعاعية للكون سنة 1964 م[52] حاسمًا في جعل نظرية الانفجار العظيم أفضل نظرية حول أصل ونشأة الكون. يسعى الكثير من العمل الحالي في علم الكونيات إلى فهم كيفية تكوّن المجرات وفق نظرية الانفجار العظيم، ومحاولة فهم فيزياء الكون في الأزمنة السحيقة، والتوفيق بين الأرصاد والنظرية الأساسية.

في نهاية عقد التسعينيات، تحقق تقدم كبير في تفسير الانفجار العظيم نتيجة تقدم تقنيات المقراب وتحليل البيانات المستخلصة عبر الأقمار الصناعية مثل مستكشف الخلفية الكونية [53] ومرصد هابل الفضائي ومسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية.[54] ولدى علماء الكون الآن قياسات مُحكمة ودقيقة إلى حد ما لكثير من متغيرات نموذج الانفجار العظيم، مكّنتهم من الاكتشاف غير المتوقع بأن تمدد الكون يبدو كما لو كان يتسارع.

أدلة رصدية

تصوُّر فني للقمر الصناعي مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية الذي يجمع بيانات لمساعدة العلماء على فهم الانفجار العظيم.

إن صورة الانفجار العظيم ترسّخت بقوة بالبيانات التي جُمعت من كل منطقة بهدف إثبات فساد خصائصه العامة.

—لورنس كراوس [55]

إن أقدم الأدلة الرصدية وأكثرها صراحةً في إثبات فعالية نظرية الانفجار العظيم هو تمدد الكون وفق قانون هابل (مُمثّلاً في الانزياح الأحمر للمجرات)، واكتشاف وقياس الخلفية الإشعاعية للكونوالوفرة النسبية للعناصر الخفيفة الناتجة عن تخليق الانفجار العظيم النووي. أما الأدلة الأحدث، فقد شملت رصد تشكل وتطور المجرات، وتوزيع الكون المرصود،[56] وأحيانًا يُطلق على تلك الأدلة "الأعمدة الأربعة" لنظرية الانفجار العظيم.[57]

تناولت النماذج الدقيقة الحديثة للانفجار العظيم العديد من الظواهر الفيزيائية الغريبة التي لم يتم ملاحظتها في التجارب المعملية الأرضية أو دمجها في النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات. من بين تلك الظواهر، تخضع المادة المظلمة حاليًا لأكثر الأبحاث المعملية نشاطًا.[58] ومن بين القضايا الأخرى قيد البحث مشكلة وجود المجرات القزمة في المادة المظلمة الباردة. وتُعد الطاقة المظلمة أيضًا محورًا لاهتمام كبير من العلماء، ولكن ليس من الواضح ما إذا كان الاستكشاف المباشر للطاقة المظلمة سوف يكون ممكنًا.[59] ويبقى التضخم الكوني ونشأة الباريونات من أكثر نماذج الانفجار العظيم التي تدعو للتفكير.

قانون هابل وتمدد الفضاء

مقالات مفصلة: قانون هابل

تمدد الكون

طالع أيضًا: مقياس المسافة في الفلك

عامل التحجيم

أظهرت عمليات رصد أبعاد المجرات والنجوم الزائفة أن الانزياح الأحمر للضوء المنبعث من تلك الأجسام له أطوال موجية أكبر. ويمكن ملاحظة ذلك بدراسة طيف تردد هذا الجسم ومطابقته بنموذج مطيافية خطوط الانبعاث أو خطوط الامتصاص المصاحبة لذرات العناصر الكيميائية التي تتفاعل مع هذا الضوء. هذه الانزياحات الحمراء متجانسة الخواص، وموزعة بالتساوي بين الأجسام المرصودة في كل الاتجاهات. وإذا تم تصنيف الانزياح الأحمر على أنه انزياح دوبلر، فبالإمكان حساب سرعة ابتعاد هذا الجسم. بعض المجرات يمكن تقدير بعدها من خلال سلم المسافات الكونية. وعند رسم سرعات ابتعادها إلى مسافاتها، ستنتج علاقة خطية تُعرف باسم قانون هابل:[7]v = H0D

حيث

v هي سرعة ابتعاد مجرة أو أي جسم بعيد.

D هي المسافة إلى الجسم

H0 هو ثابت هابل، الذي قدّره مسبار ويلكنسون بـ 70.4 +1.3−1.4 كيلومتر/ثانية/فرسخ فلكي.[24]

هناك تفسيران محتملان لقانون هابل. الأول أننا في مركز انفجار المجرات، وهو أمر لا يمكن تأكيده وفقًا لمبدأ كوبرنيكوس، والثاني أن الكون يتمدد في كل إتجاه. نظرية تمدد الكون استُنتجت من خلال نظرية النسبية العامة عن طريق ألكسندر فريدمان سنة 1922 م،[37] وجورج لوميتر سنة 1927 م،[38] أي قبل أن يقوم هابل بأرصاده وتحليلاته سنة 1929 م، التي أصبحت حجر الزاوية في نظرية الانفجار العظيم، ونتج عنها وضع إحداثيات روبرتسون-ووكر.

تفترض تلك النظرية أن العلاقة v = HD ثابتة في جميع الأوقات، حيث D هي المسافة، v هي سرعة الابتعاد، وأن v وH وD تتغير نظرًا لتمدد الكون (وبالتالي تُكتب H0 للدلالة على ثابت هابل المعاصر). وبالنسبة للمسافات الأصغر في حيزالكون المرصود، يمكن اعتبار انزياح هابل الأحمر على أنه انزياح دوبلر المصاحب لسرعة الابتعاد v. ومع ذلك، فإن الانزياح الأحمر ليس انزياح دوبلر حقيقي، وإنما هو الناتج عن تمدد الكون في الوقت الذي انبعث فيه الضوء إلى الوقت الذي تم اكتشافه فيه.[60]

وفي سنة 2000 م، أثبتت قياسات تأثيرات الخلفية الإشعاعية للكون على حركة النظم الفيزيائية الفلكية البعيدة مبدأ كوبرنيكونس بأنه بالمقاييس الفلكية، فإن الأرض ليست في وضع مركزي.[61] وقد كانت إشعاعات الانفجار العظيم أكثر دفئًا في الماضي في جميع أنحاء الكون. ولا يمكن تفسير التبريد المنتظم للخلفية الموجية للكون عبر مليارات السنين إلا في حالة أن يكون الكون يتمدد، واستبعاد احتمالية أننا بالقرب من المركز الأصلي للانفجار.

الخلفية الإشعاعية للكون

مقالة مفصلة: الخلفية الإشعاعية للكون

صورة ملتقطة بواسطة مسبار ويلكنسون عام 2012 على مدار 9 سنوات للخلفية الإشعاعية للكون.[62][63] تُظهر تجانس الخواص الإشعاعية بدقة تصل إلى جزء من 100,000 جزء.[64]

في سنة 1964 م، اكتشف آرنو بينزياس وروبرت ويلسون مصادفة الخلفية الإشعاعية للكون، التي هي إشارة أحادية في حزمة الموجات الصغرية.[52] قدم اكتشافهما تأكيدًا للتنبؤات بوجود خلفية إشعاعية للكون، وقد وُجد أن الإشعاع ثابت ومعظمه متسق مع طيف الجسم الأسود في كل الاتجاهات، وأن هذا الطيف انزاح انزياحًا أحمرًا من تمدد الكون، ويتوافق في الوقت الحاضر مع ما يقرب من 2.725 كلفن. مما أعطى دليل إضافي يعطي أفضلية لنموذج الانفجار العظيم، ومُنح بينزياس وويلسون جائزة نوبل سنة 1978 م.

طيف الخلفية الإشعاعية للكون مُقاسًا بجهاز FIRAS في مستكشف الخلفية الكونية، والذي يُعد أكثر طيف لجسم أسود مُقاسًا بدقة في الطبيعة.[65]

تكوّن السطح المبعثر الأخير المصاحب للخلفية الإشعاعية للكون بعد فترة وجيزة من حقبة إعادة الاندماج، التي أصبح فيها الهيدروجين مستقرًا. قبل ذلك، كان الكون يتألف من بحر من بلازما فوتونية-باريونية كثيفة وساخنة حيث كانت الفوتونات تتشتت بسرعة عن الجسيمات المشحونة الحرة. وتبلغ ذروتها عند حوالي 372±14 ألف سنة،[23] وأصبح متوسط المسار الحر للفوتون طويلاً بما فيه الكفاية ليصل إلينا اليوم، وأصبح الكون شفافًا.

وفي سنة 1989 م، أطلقت ناسا مستكشف الخلفية الكونية (COBE). كانت النتائج التي توصلت إليها متوافقة مع التنبؤات فيما يتعلق الخلفية الإشعاعية للكون، ووجدت أن درجات الحرارة المتبقية حوالي 2.726 كلفن (القياسات الأخيرة خفّضت الرقم قليلاً إلى 2.725 كلفن)، وقدمت أول دليل على وجود تقلبات في الخلفية الإشعاعية للكون، في مستوى حوالي جزء واحد من 105 جزء.[53] ومُنح جون ماثر وجورج سموت جائزة نوبل لقيادتهم لهذا العمل. خلال العقد التالي، فُحصت تقلبات الخلفية الإشعاعية للكون أكثر بواسطة عدد كبير من البالونات والتجارب الأرضية. وبين عامي 2000-2001 م، كانت أكثر التجارب ملحوظية هي تجربة بوميرانج التي اكتشفت أن شكل الكون تقريبًا مُسطّح عن طريق قياس الحجم الزاوي (الحجم في السماء) للمناطق غير المتجانسة في الخلفية الإشعاعية للكون. في بداية سنة 2003 م، نُشرت النتائج الأولية لمسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية (WMAP)، التي كانت في وقتها القيم الأكثر دقة لبعض المتغيرات الكونية. فنّدت النتائج بعض نماذج التضخم الكوني، ولكنها توافقت مع نظرية التضخم بشكل عام.[54] وفي مايو 2009 م، أُطلق مرصد بلانك الفضائي، ومازالت العديد من تجارب الأرضية والبالونية لاختبار الخلفية الإشعاعية للكون جارية.

وفرة العناصر الأولية

مقالة مفصلة: تخليق الانفجار العظيم النووي

باستخدام نموذج الانفجار العظيم، من الممكن حساب تركيزات هيليوم-4 وهيليوم-3 والديوتيريوم وليثيوم-7 في الكون نسبةً إلى كمية الهيدروجين العادي.[21] وتعتمد الوفرة النسبية لتلك العناصر على متغير وحيد، وهو نسبة الفوتونات إلى الباريونات. هذه القيمة يمكن حسابها وحدها من تفاصيل بنية تقلبات الخلفية الإشعاعية للكون. والنسب المتنبأة (بالوزن لا بالعدد) حوالي 0.25 لنسبة 4He/H وحوالي 10−3 لنسبة 2H/H وحوالي 10−4 لنسبة 3He/H وحوالي 10−9 لنسبة 7Li/H.[21]

تتفق قيم وفرة تلك العناصر كلها تقريبًا مع النسب المتنبأة من قيمة وحيدة لنسبة باريون/فوتون. تتفق النسبة المُتنبّأة للديوتيريوم بامتياز مع النسبة الحسابية، وتقترب نسبة 4He مع بعض التجاوز، وتقترب من النصف في حالة 7Li. وفي الحالتين الأخيرتين ينقصهما بعض الدقة، ومع ذلك، فإن التوافق العام مع نسب وفرة العناصر الأولية التي تنبأ بها تخليق الانفجار العظيم النووي هو دليل قوي على الانفجار العظيم، حيث أن النظرية هي التفسير الوحيد المعروف عن الوفرة النسبية لتلك العناصر الخفيفة، وأنه يكاد يكون من المستحيل "ضبط" الانفجار العظيم لإنتاج أكثر أو أقل من 20-30٪ هيليوم.[66] وفي الواقع لا يوجد سبب واضح يُلزم الكون بأن يكون فيه هيليوم أكثر من الديوتريوم أو ديوتريوم أكثر من 3He/H وبنسب ثابتة أيضًا.

تطور المجرات وتوزيعها

مقالات مفصلة: تشكل وتطور المجرات

تشكل البنية

إن الأرصاد التفصيلية لتشكل وتوزيع المجرات والنجوم الزائفة، يُظهر توافقها مع نظرية الانفجار العظيم. فكل من النظرية والأرصاد افترضتا أن النجوم الزائفة والمجرات الأولى تشكلت بعد مليار سنة من الانفجار العظيم، ومنذ ذلك الحين تكونت تجمعات أكبر مثل عناقيد المجرات والعناقيد المجرية الضخمة. ثم نمت وتطورت عدد من النجوم، بحيث بدت المجرات البعيدة مختلفة جدًا عن المجرات القريبة. وعلاوة على ذلك، بدا أن المجرات التي تشكلت مؤخرًا نسبيًا تختلف بشكل ملحوظ عن المجرات التي تشكلت على مسافات مماثلة، ولكن بعد وقت قصير من الانفجار العظيم. تعد تلك الأرصاد حججًا قوية ضد نموذج الحالة الثابتة. كما تتفق أرصاد ولادة النجوم وتوزيع المجرات والنجوم الزائفة بشكل جيد مع سيناريو الانفجار العظيم عن تشكل بنية الكون، وتساعد على إكمال تفاصيل النظرية.[67][68]

السحب الغازية الأولى

في سنة 2011 م، وجد الفلكيون ما يعتقدون أنهما سحابتين بدائيتين من الغاز الأوليّ من خلال تحليل خطوط الامتصاص في أطياف النجوم الزائفة البعيدة. قبل هذا الاكتشاف، لوحظ أن جميع الأجسام الفلكية الأخرى تحتوي على عناصر ثقيلة التي تتكون في النجوم، بينما هاتين السحابتين من الغاز لا تحتويان على عناصر أثقل من الهيدروجين والديوتريوم.[69][70] ونظرًا لأنها لا تحتوي على عناصر ثقيلة، يُعتقد أنهما تكونتا في الدقائق الأولى للانفجار العظيم خلال تخليق الانفجار العظيم النووي، حيث تتوافق مكوناتهما مع المكونات المتوقع أن ينتجها تخليق الانفجار العظيم النووي. كان ذلك دليلاً مباشرًا على أنه كانت هناك حقبة في تاريخ الكون قبل تكوّن النجوم الأولى، حينها كانت معظم المواد الأولية موجودة في صورة سحب من الهيدروجين المستقر.

أدلة أخرى

إن عمر الكون وفق تقديرات تمدد هابل والخلفية الإشعاعية للكون يتوافق إلى حد كبير مع التقديرات الأخرى التي تستخدم أعمار أقدم النجوم، فكلاهما قيس من خلال تطبيق نظرية التطور النجمي على التجمعات الكروية والتأريخ الإشعاعيللنجوم المعدنية.[71] كما أن التكهن بأن درجة حرارة الخلفية الإشعاعية للكون كانت أعلى في الماضي، تم تدعيمه تجاربيًا من خلال رصد خطوط الامتصاص المنخفضة الحرارة للغاية في سحب الغاز ذات الانزياح الأحمر الكبير.[72] ومن المفترض ضمنيًا من هذا التكهن أن مدى تأثير سونيايف-زيلدوفيتش في الكون المرصود لا يعتمد مباشرة على الانزياح الأحمر، وهو ما أثبتت الأرصاد صحته إلى حد كبير، ولكن هذا التأثير يعتمد على خصائص التجمعات المجرية التي تتغير مع الزمن الكوني، مما يجعل من الصعب قياسه بدقة.[73][74]

وفي 17 مارس 2014 م، أعلن فلكيو مركز هارفارد-سميثونيان للفيزياء الفلكية اكتشاف موجات ثقالية أولية، التي إن تم تأكيدها قد تعطي دليلاً قويًا على التضخم الكوني والانفجار العظيم.[9][10][11][12] ومع ذلك، في 19 يونيو 2014، انخفضت الثقة في تأكيد تلك النتائج،[75][76][77] وفي 19 سبتمبر 2014، انخفض تأكيد النتائج أكثر.[78][79]

قضايا متعلقة في الفيزياء

تباين الباريون

مقالة مفصلة: تباين الباريون

إلى الآن، من غير المعلوم لماذا يحتوي الكون على مواد أكثر من مضادات تلك المواد.[80] ومن المفترض عامة أنه عندما كان الكون ناشئًا وشديد الحرارة، كان في حالة توازن استاتيكي وكان يحتوي على عدد متكافيء من الباريونات ومضادات الباريونات. ورغم ذلك، فإن نتائج الأرصاد تقول بأن الكون بما فيه أبعد أجزائه يتكون بأكمله تقريبًا من المادة (بمعنى لا وجود لمضاداتها). ويفترض أن التباين نشأ في عملية نشأة الباريونات. فلكي تحدث عملية نشأة الباريونات، يجب أن تتحقق الشروط التي وضعها ساخاروف لنشأة الباريونات. وهو ما يتطلب أن يبقى عدد الباريونات غير ثابت، حيث حدث انتهاك لتناظر الشحنة السوية، وابتعد الكون عن التوازن الترموديناميكي.[81] كل تلك الظروف حدثت في نظرية النموذج العياري، لكن تأثيرها لم يكن كافيًا لتفسير تباين الباريونات الحالي.

الطاقة المظلمة

مقالة مفصلة: طاقة مظلمة

أوضحت قياسات العلاقة بين الانزياح الأحمر –القدر الظاهري لمستعر أعظم من النوع 1أ أن تمدد الكون بدأ في التسارع منذ كان الكون في نصف عمره الحالي. ولتفسير هذا التسارع، تقول نظرية النسبية العامة بأنه يتطلب أن تكون معظم طاقة الكون سلبية التي تُعرف باسم "الطاقة المظلمة". تحل الطاقة المظلمة العديد من المشاكل. فقياسات الخلفية الإشعاعية للكون توضح أن الكون تقريبًا مُسطّح، وبالتالي ووفقًا للنسبية العامة، لابد وأن يكون للكون قيمة كتلة/طاقة تمامًا وفق حساباتمعادلات فريدمان. ولكن بحساب كثافة الكتلة من خلال جاذبيتها، ووجد أنها تعادل فقط حوالي 30% من كثافتها الحرجة.[26] ونظرًا لافتراض النظرية أن الطاقة المظلمة لا تتجمع بالطريقة الاعتيادية، فيكون ذلك هو التفسير الأمثل للفقد في كثافة الطاقة. وتساعد الطاقة المظلمة في تفسير مقياسين حجميين للمنحنى الكلي للكون، الأول باستخدام تردد عدسات الجاذبية، والآخر يستخدم النموذج المميز للكون المرصود كمسطرة كونية.

يعتقد أن الضغط السلبي هو أحد خواص طاقة الفراغ، لكن طبيعة ووجود الطاقة المظلمة لا يزال أحد أكبر ألغاز الانفجار العظيم. وفي سنة 2008 م، توصّل فريق مسبار ويلكنسون إلى أن الكون يتكون من 73% طاقة مظلمة و 23% مادة مظلمة و4.6% مادة عادية وأقل من 1% نيوترينوات.[24] ووفقًا للنظرية، فإن كثافة الطاقة في المادة تقل مع تمدد الكون، ولكن تبقى كثافة الطاقة المظلمة ثابتة مع تمدد الكون. ولذا، كانت المادة في الماضي تمثل جزءً أكبر من الطاقة الكلية للكون أكثر مما هي عليه اليوم، وستقل نسبة مساهمتها في المستقبل البعيد عندما تصبح الطاقة المظلمة أكثر هيمنة.

المادة المظلمة

مقالة مفصلة: مادة مظلمة

رسم بياني يوضح نسب المكونات المختلفة للكون حيث تُمثّل المادة المظلمة والطاقة المظلمة حوالي 95% من مكونات الكون.

خلال سبعينيات وثمانينيات القرن العشرين، أظهرت عدة أعمال رصد عدم وجود مادة مرئية كافية في الكون لتُشكّل قوة جذب واضحة داخل وبين المجرات. أدى ذلك إلى التفكير بأن نحو 90٪ من المادة في الكون هي مادة مظلمة لا ينبعث منها ضوء ولا تفاعل مع المادة الباريونية العادية. ورغم أن فرضية وجود المادة المظلمة مثيرة للجدل، إلا أنه يُستدل عليها من خلال عمليات الرصد المختلفة: مثل عدم التجانس في الخلفية الإشعاعية للكون وانخفاض سرعات عناقيد المجرات وتوزيع بنية الكون ودراسات عدسة الجاذبية وقياسات الأشعة السينية لعناقيد المجرات.[82] كما أن هناك دلائل أخرى غير مباشرة على وجود المادة المظلمة مثل تأثيرها الجذبوي على المواد الأخرى، ومازال العديد من المشاريع البحثية الجارية في فيزياء الجسيمات للتعرف على طبيعة المادة المظلمة.[83]

عمرالتجمعات الكروية

في منتصف التسعينيات، أظهرت أرصاد التجمعات الكروية عدم توافقها مع نظرية الانفجار العظيم. وتشير المحاكاة الحاسوبية لعمليات رصد نجوم التجمعات الكروية أن عمرها حوالي 15 مليار سنة، وهو ما يتعارض مع تقدير عمر الكون الذي هو حوالي 13.8 مليار سنة. تم حل هذه المشكلة جزئيًا في أواخر التسعينيات، عندما أجريت محاكاة حاسوبية جديدة شملت تأثيرات فقد الكتلة نتيجة الرياح النجمية، مما جعل عمر تلك التجمعات الكروية أصغر من التقدير الأول.[84] وبقيت هناك عدة أسئلة حول دقة تقدير أعمار تلك التجمعات الكروية.

مشاكل

لازالت هناك ثلاث مشاكل رئيسية قائمة في مواجهة نظرية الانفجار العظيم: مشكلة الأفق ومشكلة التسطح ومشكلة أحادية القطب المغناطيسي. لعل التفسير الأمثل لسبب حدوث تلك المشاكل هو التضخم الكوني.[85][86]

مشكلة الأفق

تكمُن مشكلة الأفق الكوني في حقيقة أن المعلومات أو الخواص لا يمكنها أن تنتقل أسرع من الضوء، وبالتالي فإنه في كوننا محدود العمر، لابد من وجود حد للمسافة بين أي منطقتين في الفضاء متحدتين في الخصائص.[87] أي أن هناك مناطق مختلفة في الكون لن يكون لها نفس الخواص نظرًا للمسافات الكبيرة بينها وعدم توافر الوقت الكاف لها لكي تتوحد في الخواص، إلا أن هذا يتناقض مع حقيقة توحد مناطق الكون في نفس درجة الحرارة والخصائص الفيزيائية الأخرى. وقد قدّمت فرضية التضخم الكوني حلاً لهذا التناقض الواضح، فقبل حدوث التضخم الكوني كان الكون وحدة أصغر في الحجم متجانسة الخواص، إلا أنه بحدوث هذا التضخم تمدد الكون بصورة هائلة في فترة قصيرة جدًا من الزمن، مما جعل هناك مناطق متباعدة متوحدة الخواص.

مشكلة التسطُّح

تتحدد هندسية شكل الكون من خلال قيمة ناتج معامل أوميجا الكوني، وما إذا كانت قيمته أقل أو يساوي أو أكبر من 1. والرسم يظهر من أعلى إلى أسفل شكل الكون في حالات قيمة المعامل الإيجابية والسلبية وعندما قيمته تساوي 1 على الترتيب.

ومن المشاكل الأخرى التي واجهت نظرية الانفجار العظيم مشكلة التسطح. فشكل الكون قد يكون ذو انحناء موجب أو سالب أو بلا انحناء وفقًا لقيمة كثافة طاقته الكلية. يكون الانحناء سلبيًا إذا كانت كثافة الطاقة أقل من الكثافة الحرجة وفقًا لمعادلات فريدمان، وإيجابيًا إذا كانت القيمة أكثر من الكثافة الحرجة، ويكون مُسطّحًا إذا كانت الكثافة تساوي قيمة الكثافة الحرجة. وتكمُن المشكلة في أن أي حيود مع مرور الوقت عن قيمة كثافة الطاقة الحرجة سيغير من حالة التسطح التي عليها الكون اليوم. كما أنه لا شك بأن كثافة طاقة الكون بعد دقائق من الانفجار العظيم لم يكن حيودها عن القيمة الحرجة لكثافة الطاقة بأكثر من جزء من 1014 من القيمة الحرجة، وإلا لما كان الكون سيكون على حالة تسطّحه التي هو عليها اليوم.[88] وقد قدمت فرضية التضخم الكوني أيضًا حلاً لتلك الإشكالية، حيث كان للتضخم الهائل في زمن قياسي دوره في الحفاظ على تجانس كثافة الطاقة في الكون رغم تمدده المتسارع، مما حافظ على تجانس حالة تسطحه وعدم اضطرابها من منطقة لأخرى في الكون.[89][90]

مشكلة أحادية القطبية

أثيرت مشكلة أحادية القطبية الكهرومغناطيسية في أواخر سبعينيات القرن العشرين، حيث تنبأت نظريات التوحيد الكبرى بوجود عيوب طوبولوجية في الفضاء، قد ينتج عنها تواجد مناطق أحادية القطبية، وأن تلك المناطق المعيبة نشأت قديمًا في الكون عندما كان الكون ساخنًا، مما أدى إلى زيادة في كثافة تلك المناطق. إلا أن عمليات الرصد لم ترصد مناطق أحادية القطبية في الكون المرصود. هذه المشكلة أيضًا وُجد لها حلاً افتراضيًا من خلال فرضية التضخم الكوني، حيث افتُرض أن التضخم الكوني فائق السرعة أزاح كل تلك المناطق المعيبة خارج نطاق الكون المرصود.[87]

مصير الكون في نظرية الانفجار العظيم

مقالة مفصلة: مصير الكون

قبل الأرصاد التي تمت على الطاقة المظلمة، كان لدى علماء الكون سيناريوين حول مستقبل الكون. الأول إذا زادت كثافة كتلة الكون عن الكثافة الحرجة وفق معادلات فريدمان، فإن الكون سيصل إلى حجم أقصى ثم يبدأ في الانهيار، حيث سيصبح أكثر كثافة وسخونة مرة أخرى، وينتهي إلى حالة مماثلة لتلك التي بدأ منها، فيما يُعرف بالانسحاق العظيم.[30] السيناريو الآخر إذا كانت الكثافة تساوي أو أقل من الكثافة الحرجة، فإن تمدد الكون سيتباطأ، ولكن لن يتوقف أبدًا. وسيتوقف تشكُّل النجوم مع استهلاك الغاز بين النجوم في كل مجرة، وستحترق النجوم مُخلّفة الأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء. وتدريجيًا، ستتصادم تلك الأجسام وتتجمع وستنتج عن ذلك ثقوب سوداء أكبر. وسيقترب متوسط درجة حرارة الكون من الصفر المطلق، وسيحدث التجمد الكبير. وعلاوة على ذلك، فنظرًا لعدم استقرار البروتونات، ستختفي المادة الباريونية تاركة فقط إشعاع وثقوب سوداء. في نهاية المطاف، فإن الثقوب السوداء ستتبخر عن طريق انبعاث إشعاع هوكينغ. وستزداد إنتروبيا الكون إلى النقطة التي لن تسمح بوجود أي شكل مُنظّم للطاقة، ويُعرف هذا السيناريو باسم الموت الحراري للكون. كما تستنتج الأرصاد الحديثة لتسارع تمدد الكون أن الكثير من مناطق الكون المرصود حاليًا سوف تخرج من أفقنا.

أما نموذج لامبدا-سي دي إم فيشمل وجود طاقة مظلمة في شكل ثابت كوني، حيث تقترح تلك النظرية أن الأنظمة المترابطة بالجاذبية مثل المجرات، ستبقى معًا، وأنها أيضًا ستكون معرضة للموت الحراري مع تمدد الكون وتبرده. ومن التفسيرات الأخرى للطاقة المظلمة، نظريات الطاقة الوهمية، التي تفترض أن التجمعات المجرية والنجوم والكواكب والذرات والأنوية والمادة نفسها ستتمزق مع تزايد تمدد الكون في ما يسمى بالتمزق العظيم.[91]

تأملات فيزيائية في نظرية الانفجار العظيم

نموذج توضيحي لتمدد الفضاء، حيث يُمثل كل فترة زمنية مقطع دائري في الرسم. على اليسار تبدأ حقبة التضخم، وفي المنتصف يتسارع تمدد الكون.

رغم تكامل نظرية الانفجار العظيم إلى حد بعيد، إلا أنها تخضع للتنقيح. تُظهر المعادلات التقليدية للنسبية العامة وجود تفرد عند بداية الزمن الكوني، وهو استنتاج مبني على عدة افتراضات. مما يجعل تلك المعادلات غير قابلة للتطبيق في الأزمنة التي سبقت وصول الكون إلى حرارة بلانك. أمكن تصويب ذلك باستخدامالجاذبية الكمية لتجنُّب حالة التفرد المُفترضة تلك.[92]

ليس معلومًا ما الذي قد يكون السبب وراء وجود حالة التفرد، أو كيف ولماذا نشأت، إلا إنه كانت هناك عدد من التكهنات حول تلك المسألة. فهناك بعض المقترحات، كل منها ينطوي على فرضيات غير مجربة، هي:

نماذج مثل حالة هارتل-هوكينج التي فيها الزمكان محدود، وأن الانفجار العظيم يمثل حدّ الزمن، ودون الحاجة إلى التفرد.[93]

نموذج شبكة الانفجار العظيم الذي يفترض أن الكون في لحظة الانفجار العظيم كان يتكون من شبكة لا نهائية من الفرميونات، وكان في أعلى درجات التماثل، وبالتالي له أقل قيمة للعشوائية.[94]

نماذج الكون الغشائي التي تفترض أن التضخم نتج عن حركة الأغشية في نظرية الأوتار مثل نموذج التحول الناري «ekpyrotic model» الذي يفترض أن الانفجار العظيم نتج عن التصادم بين الأغشية، والنموذج الدوري وهو بديل لنموذج التحول الناري الذي يفترض حدوث اصطدامات بصفة دورية بعد مرحلة انسحاق عظيم وتنقُّل الكون من عملية إلى أخرى.[95][96][97][98]

التضخم الأبدي الذي يفترض أن التضخم الكوني ينتهي في مواضع ما، وتتكون عند تلك المواضع كون وهمي يبدأ من عنده انفجاره العظيم الخاص به.[99][100]

التفسيرات الدينية والفلسفية

مقالة مفصلة: التأويلات الدينية لنظرية الانفجار العظيم

نظرًا لوصف نظرية الانفجار العظيم لأصل الكون، فإنها لاقت اهتماما كبيرا من الأوساط الدينية والفلسفية،[101][102] وخصوصا فيما يتعلق بمفهوم «الخلق من العدم».[103][104][105] وبالنتيجة، أصبحت أحد أكثر المواضيع التي تثار عند مناقشة العلاقة بين الدين والعلم.[106] فالبعض يرى في الانفجار العظيم دلالة على وجود الخالق،[107][108][109] وحُجّة فلسفية على وجود الله.[110][111] فيما يرى آخرون بأن الانفجار العظيم لم يكن يستلزم وجود خالق ورائه حتى يحدث.[102][112]

وقد اختلفت الآراء الدينية في الديانات المختلفة حول النظرية.

ففي الهندوسية، تقر عدد من كتبهم المقدسة فكرة أن الزمن مُطلق بلا بداية ولا نهاية، وهو ما يُخالف نظرية الانفجار العظيم.[113][114] ومع ذلك، فهناك بعض النصوص الدينية، استدل منها أن الانفجار العظيم يُذكّر البشرية بأن كل شيء جاء من البراهمان،[115] بل وأيدّت تلك النصوص فكرة الكون المتذبذب الذي نشأ عن عدة انفجارات عظمى وانسحاقات عظمى تلت بعضها البعض بصفة دورية.[116]

أمّا في المسيحية، فقد رحبت أغلب الطوائف المسيحية الكبرى بنظرية الانفجار العظيم وأعتبرتها لا تتعارض مع قصة الخلق المذكورة في الكتاب المقدس أو العقيدة المسيحية.[117][118] وقد أعلن البابا بيوس الثاني عشر في سنة 1951، أن نظرية الانفجار العظيم لا تتعارض مع مفهوم الكاثوليكية عن بداية الخلق،[119][120] وهو ما صرّح به البابا فرنسيس مجددًا في أكتوبر 2014.[121] كذلك رحبت طوائف كالإنجيلية والأرثوذكسية [122] بالنظرية كتفسير تاريخي لقصة الخليقة،[123] بالرغم من أن بعض الطوائف الأخرى المسيحية مثل الأدفنتست [124] والكنيسة اللوثرية في ميزوري[125] والكنيسة الإنجيلية المشيخية الكالفينية[126] (وهي طوائف مسيحية تعتقد ب خلقية الأرض الفتية) رفضت النظرية واعتبرتها متناقضة مع قصة الخلق المذكورة في الكتاب المقدس (تحديداً في سفر التكوين). يُذكر أنّ أول من أقترح فرضية الإنفجار العظيم كان رجل دين كاثوليكي وهو جورج لومتر.[127]

وفي الإسلام، فسر المسلمون بأن الانفجار العظيم ورد ذكره في الآية رقم 30 من سورة الأنبياء في القرآن [128][129][130] في قوله تعالى:

أَوَلَمْ يَرَ الَّذِينَ كَفَرُوا أَنَّ السَّمَاوَاتِ وَالْأَرْضَ كَانَتَا رَتْقًا فَفَتَقْنَاهُمَا وَجَعَلْنَا مِنَ الْمَاءِ كُلَّ شَيْءٍ حَيٍّ أَفَلَا يُؤْمِنُونَ

وأن تمدد الكون ذُكر في الآية 47 من سورة الذاريات [130] في قوله تعالى:

وَالسَّمَاءَ بَنَيْنَاهَا بِأَيْدٍ وَإِنَّا لَمُوسِعُونَ

حيث تعني الآية إن السموات والأرض كانت كتلة واحدة كالرتق ففتقها الله أي فصلها أو فجرها، ثم تعني الآية التالية إنا لموسعون بمعنى وظلت السموات والأرض بمن فيها في توسع كوني بأمر الله.

وفي البهائية، ذكر بهاء الله أن الكون بلا بداية ولا نهاية،[131] ولكن استنبط البعض من بعض النصوص في لوح الحكمة وجود إشارات إلى نظرية الانفجار العظيم.[132][133]

هوامش

1 لا يوجد إجماع حول كم من الوقت استمرت مرحلة الانفجار العظيم. فالبعض يرى أن الانفجار العظيم يشير إلى حالة التفرد الأولي فقط، والبعض الآخر يراه يشمل كل تاريخ الكون. ويعتقد أن الدقائق القليلة الأولى للانفجار العظيم شهدت تخلُّق الهليوم.[134] (طالع تخليق الانفجار العظيم النووي)

مراجع

^ Wollack، E. J. (10 December 2010). "Cosmology: The Study of the Universe".Universe 101: Big Bang Theory. NASA. تمت أرشفته من الأصل على 14 May 2011. اطلع عليه بتاريخ 27 April 2011. "The second section discusses the classic tests of the Big Bang theory that make it so compelling as the likely valid description of our universe."

^ "Planck reveals an almost perfect universe". Planck. ESA. 2013-03-21. اطلع عليه بتاريخ 2013-03-21.

^ Wright، E. L. (9 May 2009). "What is the evidence for the Big Bang?". Frequently Asked Questions in Cosmology. UCLA, Division of Astronomy and Astrophysics. اطلع عليه بتاريخ 16 October 2009.

^ Gibson، C. H. (2001). "The First Turbulent Mixing and Combustion". IUTAM Turbulent Mixing and Combustion.

^ Gibson, C. H. (2001). "Turbulence And Mixing In The Early Universe". arXiv:astro-ph/0110012 [astro-ph].

^ Gibson, C. H. (2005). "The First Turbulent Combustion". arXiv:astro-ph/0501416 [astro-ph].

Hubble، E. (1929). "A Relation Between Distance and Radial Velocity Among Extra-Galactic Nebulae". Proceedings of the National Academy of Sciences 15 (3): 168–73. Bibcode:1929PNAS...15..168H. doi:10.1073/pnas.15.3.168. PMC 522427.PMID 16577160.

^ Kragh، H. (1996). Cosmology and Controversy. Princeton University Press. صفحة 318. ISBN 0-691-02623-8.

Staff (17 March 2014). "BICEP2 2014 Results Release". National Science Foundation. اطلع عليه بتاريخ 18 March 2014.

Clavin، Whitney (17 March 2014). "NASA Technology Views Birth of the Universe".NASA. اطلع عليه بتاريخ 17 March 2014.

Overbye، Dennis، "Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang". The New York Times، 17 مارس 2014. وصل لهذا المسار في 17 مارس 2014.

Overbye، Dennis، "Ripples From the Big Bang". The New York Times، 24 مارس 2014. وصل لهذا المسار في 24 مارس 2014.

^ Hawking، S. W.؛ Ellis، G. F. R. (1973). The Large-Scale Structure of Space-Time. Cambridge University Press. ISBN 0-521-20016-4.

^ Roos، M. (2008). Astronomy and Astrophysics. UNISCO.

^ Drees، W. B. (1990). Beyond the big bang: quantum cosmologies and God. Open Court Publishing. صفحات 223–224. ISBN 978-0-8126-9118-4.

^ Planck Collaboration. "Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters"، صفحات ?..

^ Guth، A. H. (1998). The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Vintage Books. ISBN 978-0-09-995950-2.

^ Schewe، P. (2005). "An Ocean of Quarks". Physics News Update (American Institute of Physics) 728 (1).

^ Kolb and Turner (1988), chapter 6

^ Kolb and Turner (1988), chapter 7

Kolb and Turner (1988), chapter 4

^ Peacock (1999), chapter 9

Spergel، D. N.؛ et al. (2003). "First year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters". Astrophysical Journal Supplement 148 (1): 175. arXiv:astro-ph/0302209.Bibcode:2003ApJS..148..175S. doi:10.1086/377226.

Jarosik، N.؛ et al. (WMAP Collaboration) (2011). Seven-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Sky Maps, Systematic Errors, and Basic Results. NASA/GSFC. صفحة 39, Table 8. اطلع عليه بتاريخ 4 December 2010.

^ "NASA's Hubble and Spitzer Team up to Probe Faraway Galaxies". NASA، 7 يناير 2014. وصل لهذا المسار في 8 يناير 2014.

Peebles، P. J. E.؛ Ratra، B. (2003). "The Cosmological Constant and Dark Energy".Reviews of Modern Physics 75 (2): 559–606. arXiv:astro-ph/0207347.Bibcode:2003RvMP...75..559P. doi:10.1103/RevModPhys.75.559.

^ Ivanchik، A. V.؛ Potekhin، A. Y.؛ Varshalovich، D. A. (1999). "The Fine-Structure Constant: A New Observational Limit on Its Cosmological Variation and Some Theoretical Consequences". Astronomy and Astrophysics 343: 459. arXiv:astro-ph/9810166. Bibcode:1999A&A...343..439I.

^ Goodman، J. (1995). "Geocentrism Reexamined". Physical Review D 52 (4): 1821. arXiv:astro-ph/9506068. Bibcode:1995PhRvD..52.1821G.doi:10.1103/PhysRevD.52.1821.

^ d'Inverno، R. (1992). Introducing Einstein's Relativity. Oxford University Press.ISBN 0-19-859686-3.

Kolb and Turner (1988), chapter 3

^ "'Big bang' astronomer dies". BBC News، 22 أغسطس 2001. وصل لهذا المسار في 7 ديسمبر 2008.

Mitton. Fred Hoyle: A Life in Science. Cambridge University Press. ISBN 978-1-139-49595-0."To create a picture in the mind of the listener, Hoyle had likened the explosive theory of the universe's origin to a 'big bang'"

^ Croswell، K. (1995). The Alchemy of the Heavens. Anchor Books. ISBN 978-0-385-47213-5.

^ Moskowitz، C. (25 September 2012). "Hubble Telescope Reveals Farthest View Into Universe Ever". Space.com. اطلع عليه بتاريخ 26 September 2012.

^ Slipher، V. M. (1913). "The Radial Velocity of the Andromeda Nebula". Lowell Observatory Bulletin 1: 56–57. Bibcode:1913LowOB...2...56S.

^ Slipher، V. M. (1915). "Spectrographic Observations of Nebula". Popular Astronomy 23: 21–24. Bibcode:1915PA.....23Q..21S.

Friedman، A. A. (1922). "Über die Krümmung des Raumes". Zeitschrift für Physik10 (1): 377–386. Bibcode:1922ZPhy...10..377F. doi:10.1007/BF01332580. (لغة ألمانية)(English translation in: Friedman، A. (1999). "On the Curvature of Space".General Relativity and Gravitation 31 (12): 1991–2000.Bibcode:1999GReGr..31.1991F. doi:10.1023/A:1026751225741.)

Lemaître، G. (1927). "Un univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extragalactiques".Annals of the Scientific Society of Brussels 47A: 41. (فرنسية)(Translated in: Lemaître، G. (1931). "A Homogeneous universe of Constant Mass and Growing Radius Accounting for the Radial Velocity of Extragalactic Nebulae".Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 91: 483–490.Bibcode:1931MNRAS..91..483L. doi:10.1093/mnras/91.5.483.)

^ Lemaître، G. (1931). "The Evolution of the universe: Discussion". Nature 128(3234): 699–701. Bibcode:1931Natur.128..704L. doi:10.1038/128704a0.

^ Christianson، E. (1995). Edwin Hubble: Mariner of the Nebulae. Farrar, Straus and Giroux. ISBN 0-374-14660-8.

^ Kragh، H. (1996). Cosmology and Controversy. Princeton University Press.ISBN 0-691-02623-8.

^ "People and Discoveries: Big Bang Theory". A Science Odyssey. PBS. اطلع عليه بتاريخ 9 March 2012.

^ Eddington، A. (1931). "The End of the World: from the Standpoint of Mathematical Physics". Nature 127 (3203): 447–453. Bibcode:1931Natur.127..447E.doi:10.1038/127447a0.

^ Appolloni، S. (2011). ""Repugnant", "Not Repugnant at All": How the Respective Epistemic Attitudes of Georges Lemaitre and Sir Arthur Eddington Influenced How Each Approached the Idea of a Beginning of the universe". IBSU Scientific Journal 5 (1): 19–44.

^ Lemaître، G. (1931). "The Beginning of the World from the Point of View of Quantum Theory". Nature 127 (3210): 706. Bibcode:1931Natur.127..706L.doi:10.1038/127706b0.

^ Milne، E. A. (1935). Relativity, Gravitation and World Structure. Oxford University Press.

^ Tolman، R. C. (1934). Relativity, Thermodynamics, and Cosmology. Oxford University Press. ISBN 0-486-65383-8.

^ Zwicky، F. (1929). "On the Red Shift of Spectral Lines through Interstellar Space".Proceedings of the National Academy of Sciences 15 (10): 773–779.Bibcode:1929PNAS...15..773Z. doi:10.1073/pnas.15.10.773. PMC 522555.PMID 16577237.

^ Hoyle، F. (1948). "A New Model for the Expanding Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 108: 372. Bibcode:1948MNRAS.108..372H.doi:10.1093/mnras/108.5.372.

^ Alpher، R. A.؛ Bethe، H.؛ Gamow، G. (1948). "The Origin of Chemical Elements".Physical Review 73 (7): 803. Bibcode:1948PhRv...73..803A.doi:10.1103/PhysRev.73.803.

^ Alpher، R. A.؛ Herman، R. (1948). "Evolution of the Universe". Nature 162 (4124): 774. Bibcode:1948Natur.162..774A. doi:10.1038/162774b0.

Penzias، A. A.؛ Wilson، R. W. (1965). "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s". Astrophysical Journal 142: 419.Bibcode:1965ApJ...142..419P. doi:10.1086/148307.

Boggess، N. W.؛ et al. (1992). "The COBE Mission: Its Design and Performance Two Years after the launch". Astrophysical Journal 397: 420.Bibcode:1992ApJ...397..420B. doi:10.1086/171797.

Spergel، D. N.؛ et al. (2006). "Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology". Astrophysical Journal 170 (2): 377.arXiv:astro-ph/0603449. Bibcode:2007ApJS..170..377S. doi:10.1086/513700.

^ Krauss، L. (2012). A Universe From Nothing: Why there is Something Rather than Nothing. Free Press. صفحة 118. ISBN 978-1-4516-2445-8.

^ Gladders، M. D.؛ et al. (2007). "Cosmological Constraints from the Red-Sequence Cluster Survey". The Astrophysical Journal 655 (1): 128–134. arXiv:astro-ph/0603588.Bibcode:2007ApJ...655..128G. doi:10.1086/509909.

^ The Four Pillars of the Standard Cosmology

^ Sadoulet، B. (2010). "Direct Searches for Dark Matter". Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey. National Academies Press. اطلع عليه بتاريخ 12 March 2012.

^ Cahn، R. (2010). "For a Comprehensive Space-Based Dark Energy Mission".Astro2010: The Astronomy and Astrophysics Decadal Survey. National Academies Press. اطلع عليه بتاريخ 12 March 2012.

^ Peacock (1999), chapter 3

^ Srianand، R.؛ Petitjean، P.؛ Ledoux، C. (2000). "The microwave background temperature at the redshift of 2.33771". Nature 408 (6815): 931–935. arXiv:astro-ph/0012222. Bibcode:2000Natur.408..931S. doi:10.1038/35050020. ضع ملخصا –European Southern Observatory.

^ Bennett, C. L.; et al. (2013). "Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results". arXiv:1212.5225.

^ Gannon، M. (21 December 2012). "New 'Baby Picture' of Universe Unveiled". Space.com. اطلع عليه بتاريخ 21 December 2012.

^ Wright، E. L. (2004). W. L. Freedman, الناشر. Measuring and Modeling the Universe. Cambridge University Press. صفحة 291. ISBN 0-521-75576-X.

^ White, M.(1999). "Anisotropies in the CMB".Proceedings of the Los Angeles Meeting, DPF 99, UCLA.

^ Steigman، G. (2005). "Primordial Nucleosynthesis: Successes And Challenges".International Journal of Modern Physics E 15: 1–36. arXiv:astro-ph/0511534.Bibcode:2006IJMPE..15....1S. doi:10.1142/S0218301306004028.

^ Bertschinger, E. (2001). "Cosmological Perturbation Theory and Structure Formation". arXiv:astro-ph/0101009 [astro-ph].

^ Bertschinger، E. (1998). "Simulations of Structure Formation in the Universe".Annual Review of Astronomy and Astrophysics 36 (1): 599–654.Bibcode:1998ARA&A..36..599B. doi:10.1146/annurev.astro.36.1.599.

^ Fumagalli، M.؛ O'Meara، J. M.؛ Prochaska، J. X. (2011). "Detection of Pristine Gas Two Billion Years After the Big Bang". Science 334 (6060): 1245–9. arXiv:1111.2334.Bibcode:2011Sci...334.1245F. doi:10.1126/science.1213581. PMID 22075722.

^ "Astronomers Find Clouds of Primordial Gas from the Early Universe, Just Moments After Big Bang". Science Daily. 10 November 2011. اطلع عليه بتاريخ 13 November 2011.

^ Perley، D. (21 February 2005). "Determination of the Universe's Age, to". University of California Berkeley, Astronomy Department. اطلع عليه بتاريخ 27 January 2012.

^ Srianand، R.؛ Noterdaeme، P.؛ Ledoux، C.؛ Petitjean، P. (2008). "First detection of CO in a high-redshift damped Lyman-α system". Astronomy and Astrophysics 482(3): L39. Bibcode:2008A&A...482L..39S. doi:10.1051/0004-6361:200809727.

^ Avgoustidis, A.; Luzzi, G.; Martins, C. J. A. P.; Monteiro, A. M. R. V. L. (2011). "Constraints on the CMB temperature-redshift dependence from SZ and distance measurements". arXiv:1112.1862v1 [astro-ph.CO].

^ Belusevic، R. (2008). Relativity, Astrophysics and Cosmology. Wiley-VCH. صفحة 16. ISBN 3-527-40764-2.

^ Overbye، Dennis، "Astronomers Hedge on Big Bang Detection Claim". The New York Times، 19 يونيو 2014. وصل لهذا المسار في 20 يونيو 2014.

^ Amos، Jonathan، "Cosmic inflation: Confidence lowered for Big Bang signal". BBC News، 19 يونيو 2014. وصل لهذا المسار في 20 يونيو 2014.

^ Ade, P.A.R. et al (BICEP2 Collaboration) (19 June 2014). "Detection of B-Mode Polarization at Degree Angular Scales by BICEP2". Physical Review Letters 112: 241101. arXiv:1403.3985. Bibcode:2014PhRvL.112x1101A.doi:10.1103/PhysRevLett.112.241101.

^ Planck Collaboration Team (19 September 2014). "Planck intermediate results. XXX. The angular power spectrum of polarized dust emission at intermediate and high Galactic latitudes". ArXiv. arXiv:1409.5738. اطلع عليه بتاريخ 22 September 2014.

^ Overbye، Dennis، "Study Confirms Criticism of Big Bang Finding". New York Times، 22 سبتمبر 2014. وصل لهذا المسار في 22 سبتمبر 2014.

^ Kolb and Turner, chapter 6

^ Sakharov، A. D. (1967). "Violation of CP Invariance, C Asymmetry and Baryon Asymmetry of the Universe". Zhurnal Eksperimental'noi i Teoreticheskoi Fiziki, Pisma 5: 32. (روسية)(Translated in Journal of Experimental and Theoretical Physics Letters 5, 24 (1967).)

^ Keel، B. "Dark Matter". اطلع عليه بتاريخ 24 July 2013.

^ Yao، W. M.؛ et al. (2006). "Review of Particle Physics: Dark Matter". Journal of Physics G 33 (1): 1–1232. arXiv:astro-ph/0601168. Bibcode:2006JPhG...33....1Y.doi:10.1088/0954-3899/33/1/001.

^ Navabi، A. A.؛ Riazi، N. (2003). "Is the Age Problem Resolved?". Journal of Astrophysics and Astronomy 24 (1–2): 3. Bibcode:2003JApA...24....3N.doi:10.1007/BF03012187.

^ Penrose, R.(1979). "Singularities and Time-Asymmetry".Hawking, S. W. (ed); Israel, W. (ed)General Relativity: An Einstein Centenary Survey: 581–638, Cambridge University Press.

^ Penrose, R.(1989). "Difficulties with Inflationary Cosmology".Fergus, E. J. (ed)Proceedings of the 14th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics: 249–264, New York Academy of Sciences. doi:10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x.

Kolb and Turner (1988), chapter 8

^ Dicke, R. H.. "The big bang cosmology—enigmas and nostrums".Hawking, S. W. (ed); Israel, W. (ed)General Relativity: an Einstein centenary survey: 504–517, Cambridge University Press.

^ Barbara Ryden (2002). Introduction to Cosmology. San Francisco: Addison Wesley. ISBN 0-8053-8912-1.

^ Coles، Peter؛ Ellis, George F. R. (1997). Is the Universe Open or Closed? The Density of Matter in the Universe. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-56689-4.

^ Caldwell، R. R؛ Kamionkowski، M.؛ Weinberg، N. N. (2003). "Phantom Energy and Cosmic Doomsday". Physical Review Letters 91 (7): 071301. arXiv:astro-ph/0302506.Bibcode:2003PhRvL..91g1301C. doi:10.1103/PhysRevLett.91.071301. PMID 12935004.

^ Hawking، S. W.؛ Ellis، G. F. R. (1973). The Large Scale Structure of Space-Time. Cambridge (UK): Cambridge University Press. ISBN 0-521-09906-4.

^ Hartle، J. H.؛ Hawking، S. (1983). "Wave Function of the Universe". Physical Review D 28 (12): 2960. Bibcode:1983PhRvD..28.2960H.doi:10.1103/PhysRevD.28.2960.

^ Bird، P. (2011). "Determining the Big Bang State Vector".

^ Langlois، D. (2002). "Brane Cosmology: An Introduction". Progress of Theoretical Physics Supplement 148: 181–212. arXiv:hep-th/0209261.Bibcode:2002PThPS.148..181L. doi:10.1143/PTPS.148.181.

^ Linde, A. (2002). "Inflationary Theory versus Ekpyrotic/Cyclic Scenario". arXiv:hep-th/0205259 [hep-th].

^ Than، K.، "Recycled Universe: Theory Could Solve Cosmic Mystery".Space.com. وصل لهذا المسار في 3 يوليو 2007.

^ Kennedy، B. K. (2007). "What Happened Before the Big Bang?". تمت أرشفته من الأصلعلى 4 July 2007. اطلع عليه بتاريخ 3 July 2007.

^ Linde، A. (1986). "Eternal Chaotic Inflation". Modern Physics Letters A 1 (2): 81.Bibcode:1986MPLA....1...81L. doi:10.1142/S0217732386000129.

^ Linde، A. (1986). "Eternally Existing Self-Reproducing Chaotic Inflationary Universe". Physics Letters B 175 (4): 395–400. Bibcode:1986PhLB..175..395L.doi:10.1016/0370-2693(86)90611-8.

^ Harris، J. F. (2002). Analytic philosophy of religion. Springer. صفحة 128.ISBN 978-1-4020-0530-5.

Frame، T. (2009). Losing my religion. UNSW Press. صفحات 137–141. ISBN 978-1-921410-19-2.

^ George F R Ellis (2007-08-08). "Issues in the philosophy of cosmology".Philosophy of Physics: 1183–1285. doi:10.1016/B978-044451560-5/50014-2.ISBN 9780444515605.

^ Alexander، Vilenkin (1982-11-04). "Creation of universes from nothing". Physics Letters B 117 (1–2): 25–28. doi:10.1016/0370-2693(82)90866-8. ISSN 0370-2693. اطلع عليه بتاريخ 2012-02-28.

^ Manson، N.A. (1993). God and Design: The Teleological Argument and Modern Science. Routledge. ISBN 978-0-415-26344-3.

^ Harrison، P. (2010). The Cambridge Companion to Science and Religion. Cambridge University Press. صفحة 9. ISBN 978-0-521-71251-4.

^ Harris 2002, p. 129

^ Harris، J.F. (2002). Analytic Philosophy of Religion. Springer Press.ISBN 978-1-4020-0530-5.

^ Eric J. Lerner. The Big Bang Never Happened: A Startling Refutation of the Dominant Theory of the Origin of the Universe. Vintage Books.ISBN 9780307773548. اطلع عليه بتاريخ 16 March 2012.

^ James Franklin Harris (2002). Analytic Philosophy of Feligion. Springer Science. ISBN 9781402005305.

^ McGrath، A.E. (2011). Science and Religion. John Wiley & Sons. ISBN 978-1-4443-5808-7.

^ Sagan، C. (1988). introduction to A Brief History of Time by Stephen Hawking. Bantam Books. صفحات X. ISBN 0-553-34614-8.

^ Sushil Mittal, G. R. Thursby (2004). The Hindu World. Psychology Press.

^ John R. Hinnells (2010). The Routledge companion to the study of religion. Taylor & Francis. ISBN 0415473284.

^ Sunil Sehgal (1999). Encyclopædia of Hinduism: T–Z, Volume 5. Sarup & Sons. ISBN 8176250643.

^ http://books.google.co.in/books?id=JC4Km4_GUqUC&pg=PA341#v=onepage&q&f=false

^ Collins، Francis S. (2007). The Language of God : A Scientist Presents Evidence for Belief. New York: Free Press. ISBN 1416542744.

^ Larson، Edward J. (2004). Evolution: The Remarkable History of a Scientific Theory. Modern Library. ISBN 978-0-679-64288-6.

^ Ferris، T. (1988). Coming of age in the Milky Way. William Morrow and Company. صفحات 274, 438. ISBN 978-0-688-05889-0., citing Berger، A. (1984). The Big bang and Georges Lemaître: proceedings of a symposium in honour of G. Lemaître fifty years after his initiation of big-bang cosmology, Louvainla-Neuve, Belgium, 10–13 October 1983. D. Reidel. صفحة 387. ISBN 978-90-277-1848-8.

^ Pope Pius XII (1951-11-02). "Ai soci della Pontificia Accademia delle Scienze, 22 novembre 1951 – Pio XII, Discorsi" (باللغة Italian). Tipografia Poliglotta Vaticana. اطلع عليه بتاريخ 2012-02-23.

^ البابا فرانسيس: نظريات نشأة العالم لا تُقصي دور الله

^ Numbers 2006, pp. 268–285

^ Russell، R.J. (2008). Cosmology: From Alpha to Omega. Fortress Press.ISBN 978-0-8006-6273-8.

^ "The Official Site of the Seventh-day Adventist world church, Fundamental Beliefs". adventist.org. 2011. اطلع عليه بتاريخ 14 October 2011.

^ "A Brief Statement of the Doctrinal Position of the Missouri Synod (Adopted 1932)". lcms.org. 2011. اطلع عليه بتاريخ 14 October 2011.

^ "Constitutional Documents of The Evangelical Reformed Presbyterian Church, Article of Alliance, Affirmations No. 13" (PDF). erpchurch.org. 2011. صفحة 3. اطلع عليه بتاريخ 14 October 2011.

^ "Obituary: Georges Lemaitre". Physics Today 19 (9): 119. September 1966.doi:10.1063/1.3048455.

^ The Quran on the Expanding Universe and the Big Bang Theory

^ http://scienceislam.com/quran_miracles.php

Asad، Muhammad (1984). The Message of the Qu'rán. Gibraltar, Spain: Dar al-Andalus Limited. ISBN 1904510000.

^ Esslemont, J.E. (1980). Bahá'u'lláh and the New Era (الطبعة 5th). Wilmette, Illinois, USA: Bahá'í Publishing Trust. ISBN 0-87743-160-4.

^ Lehman, Dale E. (2005). Cosmology and the Bahá'í Writings.

^ Julio، Savi (1989). The Eternal Quest for God: An Introduction to the Divine Philosophy of `Abdu'l-Bahá. Oxford, UK: George Ronald. صفحة 134. ISBN 0-85398-295-3.

^ Weinberg، S. (1993). The First Three Minutes: A Modern View Of The Origin Of The Universe. Basic Books. صفحة . ISBN 0-465-02437-8.

كتب

Farrell، John. The Day Without Yesterday: Lemaitre, Einstein, and the Birth of Modern Cosmology. New York, NY: Thunder's Mouth Press. ISBN 1-56025-660-5.

Kolb، E.؛ Turner، M. (1988). The Early Universe. Addison–Wesley. ISBN 0-201-11604-9.

Ostriker، Jeremiah P.؛ Mitton، Simon. Heart of Darkness: Unraveling the mysteries of the invisible Universe. Princeton, NJ: Princeton University Press.ISBN 978-0-691-13430-7.

Peacock، J. (1999). Cosmological Physics. Cambridge University Press. ISBN 0-521-42270-1.

Woolfson، M. (2013). Time, Space, Stars and Man: The Story of Big Bang (2nd edition). World Scientific Publishing. ISBN 978-1-84816-933-3.

Alpher، R. A.؛ Herman، R. (1988). "Reflections on early work on 'big bang' cosmology". Physics Today 8 (8): 24–34. Bibcode:1988PhT....41h..24A.doi:10.1063/1.881126.

"Cosmic Journey: A History of Scientific Cosmology". American Institute of Physics.

Barrow، J. D. (1994). The Origin of the Universe. Weidenfeld & Nicolson. ISBN 0-297-81497-4.

Davies، P. C. W. (1992). The Mind of God: The scientific basis for a rational world. Simon & Schuster. ISBN 0-671-71069-9.

Feuerbacher، B.؛ Scranton، R. (2006). "Evidence for the Big Bang". TalkOrigins.

Mather، J. C.؛ Boslough، J. (1996). The very first light: the true inside story of the scientific journey back to the dawn of the Universe. Basic Books. صفحة 300. ISBN 0-465-01575-1.

Singh، S. (2004). Big Bang: The origins of the universe. Fourth Estate. ISBN 0-00-716220-0.

"Misconceptions about the Big Bang". Scientific American.

Michael Riordan؛ William Zajc. "The First Few Microseconds". Scientific American.

وصلات خارجية

في كومنز صور وملفات عن: الانفجار العظيم

big-bang model في موسوعة بريتانيكا

Big Bang Cosmology

The Big Bang - NASA Science

Big bang model with animated graphics

Cosmology في مشروع الدليل المفتوح

Evidence for the Big Bang

Universe

A Cosmic History of the Universe

تحدِّي استنتاجات عن الانفجار العظيم

الجمعية الكونية السورية - نظرية الانفجار الكبير: قصة دراماتيكية لولادة كون

جيولوجيا وادي الرافدين - نشوء الكون والمجموعة الشمسية

موقع الجيش اللبناني - ماذا قبل الإنفجار الكبير؟ (BIG BANG)

مجلوبة من "https://ar.wikipedia.org/w/index.php?title=الانفجار_العظيم&oldid=17691029"

تصنيفات:

إعجاز في القرآن والسنة

نظريات الفيزياء الفلكية

آخر تعديل لهذه الصفحة كان يوم 10 ديسمبر 2015 الساعة 10:24.

النصوص منشورة برخصة المشاع الإبداعي. طالع شروط الاستخدام للتفاصيل.

----------------------------

تسلسل زمني للانفجار العظيم

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة

جزء من سلسلة عن

التسلسل الزمني للانفجار العظيم

بدايات الكون

التضخم الكوني

تخليق الانفجار العظيم النووي

الخلفية الكونية لموجة جاذبية

الخلفية الإشعاعية للكون

خلفية النيوترينو الكونية

التمدد

المستقبل

قانون هابل

الانزياح الأحمر

تمدد الكون

إحداثيات روبرتسون-ووكر

معادلات فريدمان

مصير كون يتمدد

مصير الكون

التركيب

البنية

نموذج لامبدا-سي دي إم

مجموعة النجوم الزائفة الكبرى

مستكشف الخلفية الكونية

مشروع إليوسترس

بلانك (مرصد فضائي)

مسح سلووان الرقمي للسماء

مسح الانزياح الأحمر المجري 2dF

مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية

العلماء

ديك

اكتشاف الخلفية الإشعاعية للكون

تاريخ نظرية الانفجار العظيم

التأويلات الدينية لنظرية الانفجار العظيم

خط زمني لعلم الكون

تصنيف:علم الكون الفيزيائي

بوابة فلك

يصف الخط الزمني للانفجار العظيم الأحداث طبقا للنظرية الأكثر قبولا من قبل الفيزيائيين بشأن الانفجار العظيم. وطبقا للمشاهدات العملية يبدو أن الكون بدأ التكون منذ 13.7 مليار سنة. ومنذ ذلك الوقت يعتقد أن الكون مر بثلاثة مراحل في تكوينه. والجزء الغامض من هذه المراحل والذي يعتبر مبهما وليس معروفا هو جزء من الثانية الأولى بعد الانفجار وهي الفترة التي كان فيها الكون شديد الحرارة بحيث كانت الجسيمات الأولية ذات طاقات عالية جدا تفوق ما وصلت إليه معجلات الجسيمات التي لدينا اليوم. وبناء على ذلك فالمواصفات الأساسية التي وصلنا إليها اليوم عن الانفجار العظيم إنما هي مبنية على الظن والافتراض إلى جانب مشاهداتنا العملية للكون.

وبعد مرور ذلك الجزء من الثانية الأولى بدأ الكون يتشكل ويتطور طبقا لمعرفتنا في أطار فيزياء الطاقة العالية. وتمثل هذه المرحلة الفترة التي تكون فيها أول البروتونات،والإلكترونات والنيوترونات، وتكونت هذه أنوية وذرات. وبتكون الهيدروجين المتعادل كهربيا ظهر إشعاع الخلفية الميكروني الكوني والذي نستطيع قياسه اليوم بأجهزتنا الحديثة.

وبعد تكون الهيدروجين، بدأ يتجمع مكونا نجوم ومجرات وكوازارات، وعناقيد من المجرات ووعناقيد مجرات هائلة.

وتوجد فرضيات ونظريات عديدة عن مصير الكون في المستقبل.

عندما نرصد جرم سماوي يبعد عنا مثلا 30 مليون سنة ضوئية فإننا نراه على حاله الذي عليه في الماضي. وأننا كلما رصدنا جرم سماوي أبعد من ذلك فإننا نتوغل في الماضي لأننا نراه في حالة قديمة، ذلك لأن الضوء الذي يصلنا الآن قد غادره من وقت طويل حتى وصلنا، وقطع المسافة بسرعة 300.000 كيلومتر في الثانية.

الزمن الكوني: يقصد بالزمن الكوني عمر الكون الآن البالغ 8و13 مليار سنة. ويستخدم الزمن الكوني في بعض المسائل المتعلقة بتعيين بُعد المجرات والأجرام السماوية عنا. ويستخدم الزمن الكوني في قياس الانزياح الأحمر في طيف المجرة أو الجرم السماوي المراد تعيين بُعده. في تلك المعادلات نرمز للزمن الكوني بالرمز

= 8و13 مليار سنة (الآن).

محتويات

11.2المادة تسود بعد سنة 70,000

11.3استعادة الارتباط بين 240,000 – 310,000 سنة

11.4فترة مظلمة

12تكون البناء

12.1عودة التأين : 150 مليون سنة إلى 1 مليار سنة

12.2تكوّن النجوم

12.3تكوّن المجرات

12.4تكوّن المجموعات وعناقيد المجرات

12.5تكون المجموعة الشمسية بعد 8 مليار سنة

12.6حالة الكون اليوم : بعد 13.7 مليار سنة

13اقرأ أيضاً

14وصلات خارجية

15مراجع

نشوء الكون

جميع الأفكار المتعلقة بتكوين الكون في لحظاته الأولى إنما تنبع من الظن، وذلك بسبب عدم معرفتنا بخواص الجسيمات الأولية المتكونة في البدء ذات الطاقة العالية جدا، وتفوق طاقتها ما نقوم بدراسته اليوم في المعجلات الخاصة للجسيمات. وتختلف وجهات نظر الباحثين والعلماء في هذا المضمار اختلافا كبيرا. فتوجد تصورات ونماذج منوعة مثل الحالة الأولية طبقا لهارتل -هوكينج ، كما اقترحت نماذج التضاريس الوترية، ونموذج الانتفاخ الكوني، وتصور الغاز الوتري، وغيرها. وتتلاقى بعض تلك التصورات مع أخرى، ومنها ما لا يتفق مع تصور آخر.

فترة بلانك

فترة بلانك هي الفترة الزمنية الممتدة من 10−43 إلى 10−35 ثانية بعد حدوث الانفجار العظيم، حيث تنخفض درجة الحرارة خلال هذه الفترة من 1032 إلى 1027 كلفن.

10−43 ثانية

وتعرف فترة زمن بلانك وفي هذه اللحظة تنفصل قوة الثقالة (الجاذبية) عن القوى الثلاثة الأخرى التي تعرف مجتمعة بالقوة الإلكترونووية. ومن المفترض أن تقوم النظرية الكاملة للثقالة الكمومية مثل نظرية الأوتار الفائقة بفهم جميع هذه الأحداث المبكرة جدا لكن التفسيرات التي تقدمها نظرية الأوتار ما زالت محدودة. حيث يقدر قطر الكون في هذه اللحظة من عمر الكون ب 10−35 م وهو ما يعرف بطول بلانك.

10−36 ثانية

ويحدث انفصال في قوة التآثر القوي عن القوة الإلكترونووية لتصبح هذه الأخيرة مؤلفة من نوعين من القوى فقط: التآثر الكهرومغناطيسي والتآثر الضعيف.

وتعتبر عادة الجسيمات الأولية المرافقة والمشاركة للتآثر القوي أثقل من الجسيمات المرافقة للقوتين الأخرتين، لذا يُعتقد أنها تتشكل وتتكاثف في مرحلة أبكر.

فترة التوحيد الكبير

تغطي هذه الفترة زمنا يمتد من 10−35 إلى 10−12 ثانية بعد الانفجار العظيم. يقدر انخفاض درجة الحرارة في هذه الفترة من 1027 كلفن إلى 1015 كلفن

في هذه الفترة من الزمن الممتدة من 10−35 ثانية و 10−33 من المعتقد أن يتمدد الفضاء الكوني إلى حجم يقدر ب : 10−32 متر إلى 10−22 متر. هذه الفترة على غاية من الأهمية بالنسبة لتخليق المادة حيث يكون سلوك التآثرالكهرومغناطيسيوقوى التآثر الضعيف متماثلا بالنسبة للمادة والمادة المضادة، حيث أن هاتين القوتين مندمجتين ومن المفروض أن تسلكان سلوك قوة وحيدة. وتقترح نظريات التوحيد الكبرى أن هذه الحالة الاندماجية لهاتين القوتين تسمحان بتكوين جسيمات ثقيلة تسمى بوزونات هيجز.وأن التفاعلات الجسيمية تؤدي إلى تشكل المادة أكثر من المادة المضادة. في المراحل اللاحقة حين يحدث الانفصال، يكون من المتعذر تأمين تكون المادة بأغلبية تفوق المادة المضادة ،ذلك لأن التقاء كل جسيم بنقيضه يؤدي إلى فنائهما ،أو بمعنى أصح تحولهما ثانيا إلى طاقة.

مرحلة التآثر الضعيف

بين 10−36 و 10−12 ثانية بعد الانفجارالعظيم

خلال تلك الفترة تنخفض درجة حرارة الكون إلى 1028 كلفن بحيث تسمح لانفصال القوة الشدية (تآثر قوي عن قوى التآثر الكهرومغناطيسي والتآثر الضعيف. ويؤدي طور الانفصال هذا إلى الانتفاخ الكوني حيث يتزايد حجم الكون تزايدا أسياً. وبعده تكون الجسيمات لا زالت على درجة عالية من الطاقة بحيث تنتج أعدادا كبيرة من الجسيمات الغريبة الثقيلة من ضمنها بوزونات W وبوزون Z وكذلك بوزون هيجز المفترض.

مرحلة الانتفاخ

تضخم مفاجيء عظيم بين 10−36 ثانية و 10−32 ثانية بعد الانفجار العظيم.

لا نعرف بالضبط الوقت الذي حدث فيه الانتفاخ. ويفترض أن الكون خلال التضخم كان مسطحا، أي أن انحناء الفضاء المتري كان مستويا بحيث يشكل طورا متساوي التوزيع متوسعا بسرعة فائقة، تتشكل خلالها جسيمات التكوين البنائي الكوني الأولى. وتتحول بعض طاقات الفوتونات الهائلة العدد إلى جسيمات غير مستقرة مثل الكواركات وهادرونات ثقيلة تتحلل سريعا.

وطبقا لأحد التصورات أن الكون كان باردا وفارغا نسبيا قبل دخوله مرحلة الانتفاخ، وأن الحرارة الشديدة والطاقة العالية المصاحبة للمراحل الأولى للانفجار العظيم قد نشأت نتيجة تغير الطور الذي صاحب نهاية الانتفاخ.

الحرارة ترتفع

خلال الارتفاع الجديد في درجة الحرارة تنتهي مرحلة الانتفاخ السريع وتتحلل طاقة الوضع للانتفاخ إلى بلازما من الكواركات والجلوونات الساخنة جدا. إذا اعتبرنا أن التوحيد الكبير لقوانين الطبيعة خاصية فعلية من خصائص عالمنا، فلا بد للانتفاخ الكوني أن يحدث خلال مرحلة التوحيد . مرحلة التوحيد معناها مرحلة يفترض فيها أن جميع القوى الطبيعية كانت موّحدة ، ثم بعد ذلك بدأت في الانفصال إلى قوة الجاذبيةو القوة الشديدة و القوة الكهرومغناطيسية وغيرها . بعد فترة التوحيد من المفروض انكسار التناظر (أي انفصال القوى عن بعضها البعض عن "القوة الموحدة " وتشكيلهم على النحو الذي نجدهم عليه الآن ) ، وإلا لوجب وجود أقطاب مغناطيسية منفردة في الكون المرئي. وعند تلك المرحلة يكون الكون مليئا بالإشعاع ، والكواركات والإلكترونات والنيوترينوات.

تخليق الباريونات

لا توجد حتى الآن أي شواهد تفسر ظاهرة وجود الكثير من الباريونات في الكون مع عدم وجود مضدات الباريونات (من خبرتنا المعملية مسألة تحول الطاقة إلى جسيمين متضادين، وهذا ما نعهده في الإنتاج الزوجي حيث يمكن لشعاع جاما أن يتحول إلى إلكترون ونقيضه البوزيترون) ، أحدهما سالب الشحنة والآخر موجب الشحنة. ومن أجل تفسير عدم وجود مضادات الباريونات فلا بد من تحقق الظروف التي أشار إليها العالم الروسي زاخاروف في زمن ما بعد حدوث الانتفاخ. ورغم أن التصورات التي يمكن أن تؤدي إلى تلك الظروف قد شوهدت في تجارب أجريت على الجسيمات، إلا أن نتائج تلك التجارب بيّنت كسرا للتناظر أقل بكثير من أن تفسر الكسر الكبير الحادث للتناظر في الكون المرئي.

التناظر في تكون المادة ومضاد المادة هو مبدأ علمي يعني أنه لا تفاضل للمادة على مضاد المادة، أي أن من خلال الانفجار العظيم تتكون المادة ومضاد المادة بنفس الأعداد. بروتونات ونقيض البروتونات، إلكترونات ونقيضهاالبوزيترونات، ونيوترينوات ونقيض نيوترينوات. ولكننا لا نجد في الكون المكون من المادة أي علامة على وجود تجمعات لمضادات المادة. والتقاء المادة ومضاد المادة يؤدي إلى فنائهما في الحال وتحولهما إلى طاقة إشعاعية. لهذا يعتبر زخاروف أن التناظر في تكوين المادة الأولية لم يكن كاملا، وتعتبر تلك الظاهرة أو الافتراض "إنكسارا لمبدأ تناظر الجسيمات ".

مرحلة الكواركات

بين 10−12 ثانية و 10−6 من الثانية بعد الانفجار العظيم.

يُعتقد انه مع انكسار تناظر القوة الضعيفة بعد نهاية مرحلة التآثر الضعيف، بدأت الجسيمات الأولية في اكتساب كتلتها عن طريق نموذج هيجز والذي بمقتضاه يكتسب بوزون هيجز (المفترض) كتلته أيضا. وفي تلك المرحلة يكون كل من التآثرات الأساسية وهي الجاذبية والتآثر الكهرومغناطيسي والتآثر القوي والتآثر الضعيف قد اتخذت مواصفاتها. إلا أن درجة حرارة الكون تكون لا زالت عالية جدا بحيث لا يمكن للكواركات الاتحاد مع بعضها مكونة الهادرونات.

مرحلة الهادرونات

بين 10−6 من الثانية و 1 ثانية بعد الانفجار العظيم.

يبرد الكون الناشئ بحيث يمكن لبلازما الكواركات والجلوونات الاتحاد وتكوين هادرونات (الهادرونات هي مجموعة الجسيمات الأولية الأكبر كتلة من الإلكترون و الميون) ، بما فيها باريونات مثل بروتونات والنيوترونات. وبعد مرور ثانية واحدة من الانفجار العظيم يمكن للنيوترينوات الانفصال عن بعضها ويبدأ كل منها يتحرك بحرية خلال الفضاء. وهذه الخلفية من النيوترينوات الكونية - مع عدم احتمال إمكانية قياسها - تعادل إشعاع الخلفية الميكروني الكوني التي سوف تظهر في زمن لاحق.

مرحلة الليبتونات

بين 1 ثانية و 3 دقائق بعد الانفجار العظيم.

تفني معظم الهادرونات ونقيض الهادرونات بعضها البعض في نهاية مرحلة الهادرونات وتتحول إلى طاقة وتترك وراءها ليبتونات ونقيض الليبتونات لتشكل كتلة الكون. وبعد ثلاثة ثوان تقريبا بعد الانفجار العظيم تنخفض درجة حرارة الكون لدرجة لا يمكن فيها توليد جديد لأزواج الليبتونات ومضادات الليبتونات، كما يفني معظم الليبتونات ومضاداتها بعضهم البعض ويتخلف عدد بسيط من الليبتونات.

مرحلة الفوتونات

بين 3 دقائق و 380,000 سنة.

بعد فناء معظم الليبتونات ونقيض الليبتونات عند نهاية مرحلة الليبتونات تصبح طاقة الكون مليئة بالفوتونات وتبدأ تلك الفوتونات تتفاعل بين حين وآخر مع بروتونات وإلكترونات مشحونة وربما مع بعض الأنوية الخفيفة ويستمر الحال على ذلك خلال ال 380,000 سنة التالية.

تخليق نووي

بين 3 دقائق و 20 دقيقة بعد الانفجار العظيم. [1]

أثناء مرحلة الفوتونات تنخفض درجة حرارة الكون بحيث يمكن للذرات أن تتكون. وتبدأ البروتونات تتحد مع النيوترونات بواسطة الاندماج النووي. ويتم حدوث ذلك خلال 17 دقيقة تنخفض بعده درجة حرارة الكون بحيث لا يمكن للاندماج النووي أن يستمر. في ذلك الوقت تكون كتلة من الهيدروجين قد تكونت ، بنسبة ثلاثة أضعاف ما تكون من الهيليوم-4، مع وجود آثار بسيطة من أنوية العناصر الخفيفة مثل الليثيوم.

المادة تسود بعد سنة 70,000

تصبح كثافة المادة (أنوية الذرات الخفيفة) في هذا الوقت والفوتونات متساوية. ويحدث أن تختلف كثافة المادة من مكان إلى مكان وإن كان ذلك اختلافات طفيفة.

استعادة الارتباط بين 240,000 – 310,000 سنة

صورة بالقمر الصناعي WMAP تبين مسحا للسماء كاملا لقياس إشعاع الخلفية الكوني وتبين البقع الصفراء والحمراء مراكز تكثف المادة فيه

يبدأ تكون ذرات الهيدروجين والهيليوم وتستمر كثافة الكون في الانخفاض بسبب التمدد. ويعتقد حدوث ذلك خلال الفترة 240.000 و 310.000 سنة بعد الانفجار العظيم حيث تكون أنوية الذرات عارية من إلكتروناتها، وعندما تنخفض درجة حرارة الكون تلتقط الأنوية الإلكترونات وتصبح ذرات متعادلة كهربائيا. ويتم ذلك سريعا وخاصة بالنسية للهيليوم. [2] وبما ان الذرات أصبحت متعادلة فيسهل الآن علىالفوتونات الحركة الحرة ويصبح الكون شفافا. وتلك الفوتونات التي انبعثت من الذرات بعد حدوث ارتباط الأنوية بالإلكترونات إنما تشكل ما نراه اليوم من إشعاع الخلفية الميكروني الكوني (أنظر توزيعها في الصورة).

فترة مظلمة

قبل الانفصال كانت معظم الفوتونات في الكون تتفاعل مع الإلكترونات والبروتونات في وسط كثيف من الباريونات والفوتونات. وكان الكون معتما والضوء يكاد يكون معدوما. وكانت المادة الباريونية تتكون من بلازما متأينة وتحولت إلى ذرات متعادلة بعدما التقطت إلكترونات خلال مرحلة استعادة الارتباط وإصدارها بذلك الفوتونات التي تكون إشعاع الخلفية الميكروني الكوني. وعندما تنفصل الفوتونات يصبح الكون شفافا. وحتي ذلك الوقت كانت الإشعة الصادرة ذات طول الموجة 21 سنتيمتر الصادرة من ذرات الهيدروجين. وتوجدالآن مجهودات من أجل قياس تلك الأشعة حيث يمكن الحصول بواسطتها على صورة للكون الناشئ أكثر دقة مما نحصل علية بواسطة قياس أشعة الخلفية الميكرونية.

تكون البناء

تاريخ الكون باختصار. الانفجار العظيم والتضخم المفاجيء للكون في هيئة طاقة، تكوّن المادة من الطاقة، ثم تجمع المادة (الهيدروجين) معالمادة المظلمة لتكوين مجرات ونجوم ، بل وتجمعات المجرات.

صورة إلتقطها تلسكوب هابل الفضائي فيما يسمى "الحقل البالغ البعد" نشاهد فيه أقدم المجرات، حين نشأت بعد الانفجار العظيم بنحو 700 مليون سنة.(أنظر قائمة أبعد أجرام الكون عنا.

طبقا لنموذج الانفجار العظيم يبدأ تكون البنايات الكونية وذلك بالبنايات الصغيرة قبل تكوّن الكبيرة. وأول البنايات تتخذ شكلا كانت تجمعات نجمية في مجرات بدائية وما يسمى أشباه النجوم quasars وهي تعتبر مجرات نشطة شديدة الضياء وكذلك فصيلة نجمية III. وقبل تلك الفترة يمكن فهم تطور الكون بواسطة نظرية الاضطراب الخطية، أي اعتبار أن جميع البنايات قد تكونت من اختلافات صغيرة في كثافة توزيع الجسيمات، حيث كان توزيعها في البدء يكاد يكون متساويا في جميع أنحاء الكون الناشيء. كما يمكن دراسة نماذج لتلك المراحل بالمحاكاة الحاسوبية. ثم بدأت مرحلة تشكيل البنايات المعقدة غير الخطية. وتجرى أيضا على تلك المراحل المتتالية محاكاة بالحواسيب الكبيرة لحسابات نماذج تجمع التآثر بين مليارات من الجسيمات. ومما يجعلنا نطمئن على صحة نموذج عن آخر هو مقارنة نتائج النماذج المحسوبة ببنية الكون كما نشاهده.

بعد افتراض وجود مادة مظلمة خلال السبعينيات من القرن الماضي - بسبب عدم إمكانية المادة المرئية وحدها في الكون من تكوين المجرات وتجمعات المجرات على النحو الذي نراه اليوم - فقد أجريت الحسابات بافتراض وجود ما سمي "المادة المظلمة" . وبالفعل بينت نتائج الحسابات بالمحاكاة الحاسوبية أن المادة المظلمة لها دور رئيسي في تكوين المجرات وتجمعات المجرات . والبحث جاري الآن لاكتشاف تلك المادة المظلمة عمليا (وهي طبقا للافتراض : جسيمات لها جاذبية ولكنها ضعيفة التفاعل مع المادة المرئية، ولا تمتص ضوءا ولا تصدر ضوءا) .

عودة التأين : 150 مليون سنة إلى 1 مليار سنة

مقالة مفصلة: عودة التأين

تتكون أشباه النجوم الأولى (كوازارات) من الانهيار الناتج عن الجاذبية ، حيث تتسبب الطاقة الغشعاعية الصادرة عن ذلك الانهيار في إعادة تأين الهيدروجين في الكون المحيط. كما يعتقد العلماء أن عائلة نجمية III ساهمت إلى جانب أشباه النجوم في تأين الهيدروجين .تتميز العائلة النجمية III بسخونتها ونشاطها في إصدار أشعة فوق البنفسجية تعمل على تأين الهيدروجين . استغرقت حقبة عودة تأين الهيدروجين في الكون في الحقبة الزمنية بين 150 مليون سنة إلى 1000 مليون سنة بعدالانقجار العظيم ، ومنذ ذلك الوقت فيعتبر كل الكون ممتلئا ب البلازما.

تكوّن النجوم

تعتبر العائلة النجمية III من النجوم هي أول ما نشأ من النجوم، تتكون من الهيدروجين و الهيليوم بصفة أساسية حيث نتج هذان العنصران خلال الانفجار العظيم (وآثار قليلة جدا من الليثيوم). كانت تلك النجوم كبيرة وساخنة جدا بسبب استهلاكها الشديد للهيدروجين والهيليوم ، وبذلك بدأ تحويل العناصر الخفيفة التي تكونت خلال الانفجار العظيم(الهيدروجين والهيليوم)إلى عناصر أثقل . إلا أنه لم نستطع حتي الآن مشاهدة نجوم من الفصيلة III من هذا الوقت المبكر في عمر الكون. [3]

تكوّن المجرات

تتجمع احجام كبيرة من المادة مكونة مجرة. ويعتقد انه بتلك الطريقة تكونت العائلة النجمية II من النجوم، ثم يتبعها تكون العائلة النجمية I في أزمنة لاحقة. تتميز العائلة النجمية I (ومن ضمنها الشمس) بتكونها من الهيدروجين والهيليوم بالإضافة إلى نسبة كبيرة نسبيا من العناصر الثقيلة ، خلقت في قلوب ما كان من قبلها من عائلات نجمية III و II ، ثم انفجرت تلك العائلات التي سبقتها في هيئة مستعرات عظمى ونثرت تلك العناصر في الفضاء .

واستطاع مشروع يوهانيز شيدلار مشاهدة شبه النجم CFHQS 1641+3755 على بعد 12.7 مليار سنة ضوئية. [4] عندما كان عمر الكون 7 % من عمره الحالي.

وقد استطاع رتشارد إليس ومجموعته من معهد التكنولوجيا ببسادينا في 11 يوليو 2007 مشاهدة 6 مجرات تتكون فيها نجوم على بعد 13 و2 مليار سنة ضوئية باستخدام تليسكوب كيك Keck II الموجود على جزيرة مونا كيا Mauna Kea، أي أنهم تكونوا وكان الكون 500 مليون سنة فقط. [5] وحتى الآن لم تشاهد سوى 10 من تلك التشكيلات.[6]

وتبين صورة المنطقة العميقة جدا المأخوذة بتلسكوب هابل عددا من المجرات الصغيرة تتداخل لتكوين مجرات أكبر وهي على بعد 13 مليار من السنين الضوئية، عندما كان الكون 5 % من عمره الحالي .[7]

وطبقا للعلم الجديد المسمى علم التاريخ النووي للكون nucleocosmochronology، يعتبر أن القرص الرقيق لمجرة درب التبانة تكون منذ 8.3 ± 1.8 مليار سنة ضوئية. [8]

تكوّن المجموعات وعناقيد المجرات

تعمل قوى الجاذبية على جذب المجرات بعضها البعض لتكوين مجموعات وعناقيد المجرات وعناقيد مجريّة هائلة superclusters.

تكون المجموعة الشمسية بعد 8 مليار سنة

ثم تكونت أجسام لها مقاييس المجموعة الشمسية، وتعتبر شمسنا من نجوم جيل متأخر حيث تحتوي عل أنقاض من نجوم أجيال سابقة من النجوم، وتكونت الشمس منذ 5 مليار من السنين تقريبا أو تكونت بين 8 - 9 مليار سنة بعد الانفجار العظيم.

حالة الكون اليوم : بعد 13.7 مليار سنة

تدل أحسن نتائج القياس على ان عمر الكون يبلغ 13.7 مليار سنة منذ الانفجار العظيم. وبما أن المشاهدة تبين ان الكون يتسع واتساعه متزايد السرعة، فيبدو أن عناقيد المجرّية الهائلة هي أكبر البنايات في الكون. حيث يمنع التوسع المتزايد الحالى للكون من تكوين بنايات أكبر بفعل الجاذبية.

اقرأ أيضاً

انفجار عظيم

تمدد الكون

مخطط زمني رسومي للكون

عودة التأين

تخليق نووي

مجموعات وعناقيد المجرات

وصلات خارجية

(2002)http://humanknowledge.net/Thoughts.html#Timeline Human Knowledge: Foundations and Limits. Retrieved March 25, 2004.

From the Big Bang to the End of the Universe - The Mysteries of Deep Space Timeline. Retrieved March 24, 2005.

[[ (1997). The History of the Universe in 200 Words or Less. Retrieved March 24, 2005.

Home of the Hubble Space Telescope. Retrieved March 24, 2005.

Fermilab graphics (see "Energy time line from the Big Bang to the present" ")

Exploring Time from Planck time to the lifespan of the universe

Astronomers' first detailed hint of what was going on less than a trillionth of a second after time began

The Universe Adventure

مراجع

^ Detailed timeline of Big Bang nucleosynthesis processes

^ Mukhanov, V: "Physical foundations of Cosmology", pg. 120, Cambridge 2005

^ Ferreting Out The First Stars; physorg.com

^ APOD: 2007 September 6 - Time Tunnel

^ "New Scientist" 14th July 2007

^ HET Helps Astronomers Learn Secrets of One of Universe's Most Distant Objects

^ APOD: 2004 March 9 - The Hubble Ultra Deep Field

^ Eduardo F. del Peloso a1a, Licio da Silva a1, Gustavo F. Porto de Mello and Lilia I. Arany-Prado (2005),

مجلوبة من "https://ar.wikipedia.org/w/index.php?title=تسلسل_زمني_للانفجار_العظيم&oldid=17613303"

تصنيفات:

آخر تعديل لهذه الصفحة كان يوم 29 نوفمبر 2015 الساعة 21:21.

النصوص منشورة برخصة المشاع الإبداعي. طالع شروط الاستخدام للتفاصيل.-------------------------------

-------------------------

فضاء كوني

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة

جزء من سلسلة عن

علم الكون الفيزيائي

الانفجار العظيم

الفضاء الكوني

عمر الكون

التسلسل الزمني للانفجار العظيم

بدايات الكون

التضخم الكوني

تخليق الانفجار العظيم النووي

الخلفية الكونية لموجة جاذبية

الخلفية الإشعاعية للكون

خلفية النيوترينو الكونية

التمدد

المستقبل

قانون هابل

الانزياح الأحمر

تمدد الكون

إحداثيات روبرتسون-ووكر

معادلات فريدمان

مصير كون يتمدد

مصير الكون

التركيب

البنية

نموذج لامبدا-سي دي إم

مجموعة النجوم الزائفة الكبرى

مستكشف الخلفية الكونية

مشروع إليوسترس

بلانك (مرصد فضائي)

مسح سلووان الرقمي للسماء

مسح الانزياح الأحمر المجري 2dF

مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية

العلماء

ديك

اكتشاف الخلفية الإشعاعية للكون

تاريخ نظرية الانفجار العظيم

التأويلات الدينية لنظرية الانفجار العظيم

خط زمني لعلم الكون

تصنيف:علم الكون الفيزيائي

بوابة فلك

في علم الكون، الفضاء أو الفضاء الكوني Universe هو مجمل الزمكان المستمر الذي نعيش به بما في ذلك مجمل الطاقة والمادة الموجودة في هذا الكون، وبالتالي يقابل في العديد من السياقات والمجالات العلمية كلمتي: فضاء أو كون. يفترض العديد من العلماء أن الفضاء الكوني يمكن أن يكون جزءاً من جملة متعددة الأكوان تعرف بالعوالم المتعددة أو الأكوان المتعددة (Multiverse). تستعمل لغرض وصف الفضاء الكوني مجموعة مصطلحات مثل: فضاء معروف (known universe) وفضاء مشاهد(observable universe) وفضاء مرئي (visible universe): هذه المصطلحات تصف أجزاءً من الفضاء الكوني يُمكن أن تكون مرئية أو مقاسة بطرق رصد مختلفة. فما نراه بالعين نراه عند رؤية الضوء، وطيف الضوء ما هو إلا نطاق ضيق من النطاق الكبير للموجات الكهرومغناطيسية. لهذا يقوم علماء الفلك ببناء اجهزة رصد "ترى" في نطاق الأشعة تحت الحمراء، ومراصد أخرى "ترى" الأشعة السينية، وأخرى ترصد أشعة فوق البنفسجية، وأجهزة ترصد أشعة جاما. عندما تتطابق جميع تلك الصور على بعضها البعض تكتمل رؤيانا للكون وما فيه من نجوم ومجرات وانفجارات في هيئة مستعرات عظمى وعجائب أخرى.

وعلى أساس رؤيانا ورصدنا للأجرام والمجرات السماوية والزيادة المترددة في معرفتنا لتكوينه والعمليات المستمرة الجارية فيه، تدل تلك المشاهدات على أن الكون بدأ بانفجار عظيم حدث منذ نحو 7 و 13 مليار سنة. ويعتقد العلماء أن مع هذا الانفجار من نقطة صغيرة جدا فقد بدأ الزمن وبدأ المكان أي بدأ الوجود. كما يعتقد العلماء أن هذا الإنفجار العظيم قد تبعته مرحلة تسمى التوسع الكوني (cosmic inflation) عملت على أن لا تلتحم كتلة تلك الغمامة الأولية المحتوية على جسيمات أولية نعرفها ومالا نعرفها تحت فعلالجاذبية. ماهي القوة التي عملت ضد قوى الجاذبية بحيث لا ينكفئ الكون الأول على نفسه ويتدمر ويزول ثانيا ؟ لا يعرف أحد حتى الآن، ولا تزال البحوث جارية لمعرفة تلك القوة الغامضة والتي يسميها علماء الفلك الآن طاقة مظلمة.

حسب نظرية الانفجار العظيم نشأ الكون من حالة كثيفة وحارة جدا ثم بدأ بالتمدد والتوسع دافعاً المجرات بعيداً عن بعضها.

بالإضافة إلى ذلك تشير المراصد أن في الكون جسيمات أو أجسام ليست معروفة لنا، أي لا نحسها ولم نستطع قياسها بأي من الوسائل العلمية التي تحت يدينا حاليا. استنتج العلماء وجود تلك الجسيمات أو الأجسام الغير مرئية بجميع وسائل القياس عندما شاهدوا حركة دوران المجرات حول نفسها. فطبقا لقوانين نيوتن لابد وأن تكون سرعة دوران النجوم على حافة المجرات أقل من سرعة النجوم الدائرة في أفلاك قريبة من حوصلة المجرة. ولكن من "العجيب" فيبين الرصد وقياس سرعات تلك النجوم الخارجية أن سرعاتها عالية أعلى مما تحسبة معادلات نيوتن عن الجاذبية. ورغم تلك السرعات الكبيرة لنجوم حافة المجرات فهي لا تنفص وتفر من المجرة. لهذا يستنتج العلماء أنه لا بد من وجود أجسام أخرى لا نراها تعمل بجاذبيتها على عدم فرار النجوم السريعة من مجرة. وحاليا (فالبحث لا يزال جاريا عنها) يسميها العلماء مادة مظلمة.

البحث عن المادة المظلمة جاري على قدم وساق ولا يبخل في تكاليف البحث عنه، فمن ابتكار أجهزة لمحاولة قياسه في الفضاء الكوني، إلى بناء معجلات جسيمات يتم فيها اصتدام بروتونات ومضادات البروتونات بطاقات عالية جدا، ومشاهدة وتسجيل أنواع الجسيمات المتكونة المختلفة من هذه الاصتدامات، يأمل الفيزيائيون العاملون في هذا المجال أن يساعدوا علماء الفلك في العثور على تلك المادة المظلمة التي يعتقدون وجودها في الكون، ولكننا لا نشعر بها. من تلك المعجلات الكبيرة ما اشتركت في بنائه دول الوحدة الأوروبيةمثل مصادم الهادرونات الكبير، والذي تكلف نحو 3 مليار يورو ويعمل فيه نحو 2000 من الفيزيائيين المتميزين.

يعتبر العديد من علماء الفلك أنه من المستحيل ملاحظة كامل الاستمرارية الكونية، ويميلون إلى الاكتفاء بما يدعى كوننا أو فضائنا الكوني (our universe) .

في الاصطلاح الفلسفي، يكون الفضاء الكوني هو مجموع الجسيمات الموجودة والفضاء الذي تحدث فيه الأحداث جميعها. ويعرف (الفضاء) أيضاً بأنه كل ما كان علي النطاق الخارجي عن نظام الأرض أو الكرة الأرضية. ودائماً نشير إليه بأنه العالم المجهول المليء بالكائنات والأجسام الغريبة التي نتوق لمعرفتها والبحث في طياتها.

محتويات

1الكون ونشأة الحياة

2الكون والفضاء الكوني

3مواضيع ذات صلة

4مصادر

الكون ونشأة الحياة

بناء على المشاهدات الفلكية وما يقوم به من فيزيائيون وكيميائيون من أبحاث فقد وضع العلماء نموذجاً لنشأة الكون ونشأة الحياة فيه . هذا النموذج قد يكون صحيحاً أو خاطئاً ، ولكن البحث لا يزال جاريا لمعرفة "الحقيقة" . على أية حال يقول النموذج بأن الكون قد بدأ بالانفجار العظيم وبعدها تكونت الجسمات الأولية من بروتونات و نيوترونات ثم بعدهاالإلكترونات . ثم التحمت بعض البروتونات مع النيوترونات وكونت أنوية ذرات الهيدروجين و الهيليوم ، تلك هي اللبنات الأولية لبناء الكون بالإضافة إلى الإلكترونات ، وتكون غازي الهيدروجين بنسبة نحو 75% والهيليوم بنسبة نحو 23 % وقليل جداً جداً من العناصر الأثقل الخفيفة (مثل الليثيوم ) . تلك هي البداية ، ومع الانفجار العظيم يبدأ الزمن. أي الزمن قبل الانفجار العظيم في علم الغيب . من العجيب أن تتساوى كتلة البروتون و النيوترون (بينهما فرق صغير) ! ولماذا الإلكترون أخف 1840مرة من البروتون ؟ والجاذبية بين تلك الجسيمات التي تعتمد على الكتلة ، تلك القوة ، لماذا هي بهذا القدر بالذات ؟ والتحام البروتونات المتماثلة الشحنة في وجود نيوترونات ، لماذا تتحد (لتكوين عناصر) و لاتتنافر ، أنها القوة الشديدة هي التي تجمع بينهم لتكوين أنوية الذرات ، ولماذا القوة الشديدة تعمل بهذه القوة بذاتها ، وفي حدود ضيقة جداً على مستوى الجسيمات الأولية ، ولا تمتد إلى البعيد مثلما تفعل قوة الجاذبية؟

وطبقاً لنموذج الانفجار العظيم بدأ الكون بغمامة شديدة الحرارة مكونة من جسيمات أولية بروتونات ونيوترونات متساوية الكتلة تقريباً ، وإلكترونات أخف منها 1840 مرة . لهذا تدور الإلكترونات (الخفيفة) حول أنوية الذرات . في البدء تكون غازي الهيدروجين والهيليوم مع اتساع الكون وانخفاض درجة حرارته . التحم بروتونين ونيوترون مع بعضهم وكونوا نواة ذرة الهيليوم-3 . كما اندمج بروتونان مع نيترونان وكونوا نواة الهيليوم-4 . تلك هي اللبنات الأولى في الغمامة الأولية . وتحت فعل الجاذبية إلى تمتد إلى البعيد تجمعت أجزاء من تلك الغمامة مكونة نجوما و مجرات. وبتزايد كميات الهيدروجين والهيليوم في نجم اشتعلت تفاعلات الاندماج النووي فيه ، و "طبخت " في قلب النجوم عناصر أثقل من الهيليوم ، مثل الليثيوم و الكربونو النتروجين و الأكسجين وغيرها حتى عنصر الحديد. وتعتمد الخواص الفيزيائية والكيميائية على خواص اللبنات الأساسية وهي البروتون والنيوترون والإلكترون ، أصل الخلق . ومع ذلك تختلف خواص العناصر اختلافا كبيرا . ومنها على الأخص الكربون والنيتروجين والهيدروجين التي يمكنها تشكيل جزيئات مسلسلة طويلة منها مادة عضوية ومنها ما يسمى مادة حيويةيتكون الجزيئ منها من ألاف الذرات وذلك عندما توجد لها ظروف مناسبة من الضغط ودرجة الحرارة مثل ظروف الأرض .

بقدرة قادر نشأ من الجزيئات الحيوية على الأرض مادة حيوية تستطيع مضاعفة نفسها . فالدنا يستطيع توليد نفسه أي يصنع دنا مماثلا له ، وبذلك يتعدد ويتوالد . هذه هي الحياة وبدأت الحياة تدب على الأرض .

ويتساءل العلماء ، هل عالمنا أو كوننا هذا هو الوحيد ؟ هل توجد طريقة وحيدة فقط لتكوين بروتونات ونيوترونات وإلكترونات بهذه الخواص المحددة فقط ،بحيث تؤدي إلى تكوين العالم والكون الذي نعيش فيه ؟ أم من الممكن أن تكون هناك انفجارات عظمى أخرى يمكن أن تتكون فيها مادة وجسيمات من أنواع اخرى تـكون غريبة كل الغرابة عن مادة عالمنا المألوف لنا ؟ من هنا نشأت فكرة تعددية الأكون ( Multi universeا) ، وهي مجرد خيال وتخمينات! أو مجرد تساؤل ! فلدينا في عالمنا الكثير مما يحتاج التفسير ، مادة مظلمة ، و طاقة مظلمة و انفجار عظيم من "لاشيء "!

الكون والفضاء الكوني

الفرق بين الكون (Cosmos) والفضاء الكوني (Universe) أن التسمية الأولى تُعبر عن الكون المرئي لنا، أما الثانية فهي مُجمل الزمكان في كوننا سواءٌ أكان مرئياً لها. كلمة "Cosmos" كانت تستعمل في الفلسفة، وهي مشتقة من أصل إغريقي بمعنى "النظام"، على عكس الفوضى. ثم أصبحت تطلق على الكون ككل (الكون المعروف) نظراً لانتظامه. أما "Universe" فقد كانت منذ البداية تعبر عن كل الوجود المادي: الأرض والكواكب والشمس والقمر إلخ. في الحقيقة كلمة "كون" باللغة العربية هي تقريباً مرادف لـ"Universe"، أما "Cosmos" فلا يوجد لها مرادف قريب أو بعيد في اللغة العربية.