الانفجار العظيم

Admin

قد تكون بداية التأكيد العملي لنظرية الانفجار العظيم قد بدأت مع رصد الفلكي الأمريكي إدوين هابل للمجرات ومحاولة تعيين بُعد هذه المجرات عن الأرض مستخدما سطوع النجوم الذي يتعلق بتألق النجوم وبعدها عنا.

أمر آخر يمكن تحديده بالنسبة للنجوم هو طيف الضوء الصادر عن النجم عن طريق موشور،
فكل جسم غير شفاف عند تسخينه يصدر ضوءا مميزا يتعلق طيفه فقط بدرجة حرارة
هذا الجسم. إضافة لذلك نلاحظ ان بعض الألوان الخاصة قد تختفي من نجم لآخر
حسب العناصر المكونة لهذا النجم. عند دراسة الأطياف الضوئية للمجرات المحيطة بمجرتنا (درب التبانة)، كان هناك اختفاء للألوان المتوقعة في الطيف ولكنها ظهرت منزاحة نحو الطرف الأحمر من الطيف. الأمر الذي يذكرنا بظاهرة دوبلر.

في ظاهرة دوبلر: يختلف التواتر
للأمواج الصادرة عن منبع موجي ما باختلاف شدة وسرعة هذا المصدر، فمثلا
السيارة التي تقترب باتجاهك تكون ذات صوت عالي حاد (تواتر مرتفع) لكن نفس
السيارة تصبح ذات صوت أجش (تواتر منخفض) بعد أن تجتازك وتبدأ بالابتعاد
عنك. فتواترات الأمواج الصوتية تختلف حسب سرعة المصدر وسرعة الصوت في
الهواء والاتجاه بينك وبين المصدر، لأنه في حالة اقتراب المصدر منك
(الراصد) يصلك شيئا فشيئا مقدار أكبر من الأمواج فترصد تواترا أعلى لأمواج الصوت لكن حينما يبتعد المصدر عنك تتلقى تواترا منخفضا.

ينطبق نفس هذا المبدأ على الأمواج الضوئية فإذا كان المنبع الضوئي يبتعد
عنا فهذا يعني أن تواترات الأمواج المستقبلة ستكون أقل، أي منزاحة نحو
الأحمر أما إذا كان المنبع يقترب فستكون الأمواج الضوئية المستقبلة منزاحة
نحو الأزرق (البنفسجي).

التصور البدائي كان يعتقد أن المجرات
تتحرك عشوائيا وبالتالي كان التوقع ان عدد الانزياحات نحو الأحمر سيساوي
الانزياحات نحو الأزرق وسيكون المحصلة معدومة (لا انزياح) لكن رصد هابل
بجدولة أبعاد المجرات ورصد طيوفها وبين هابل أن جميع المجرات تسجل انزياحا نحو الأحمر أي أن جميع المجرات تبتعد عنا، أكثر من ذلك أن مقدار الانزياح نحو الأحمر (الذي يعبر هنا عن سرعة المنبع الضوئي أي المجرة) لا يختلف عشوائيا بين المجرات بل يتناسب طرديا مع بُعد المجرة عن الأرض.
أي أن سرعة ابتعاد المجرات عن الأرض تتناسب مع بعدها عن الأرض. العالم ليس
ساكنا كما كان الاعتقاد سائدا وإنما آخذ في الاتساع. كانت مفاجأة أذهلت
الكثير من العلماء.

رغم أن ظاهرة التثاقل
الموجودة في الكون كانت كافية لتدلنا أن الكون لا يمكن ان يكون سكونيا بل
يجب أن يتقلص تحت تأثير ثقالته ما لم يكن أساسا متوسعا أو يملك قوة مضادة
للجاذبية، فإن نيوتن لم يناقش هذه الحالة وحتى أينشتاين
رفض فكرة كون غير سكوني حتى أنه أضاف ثابتا كونيا يعاكس الثقالة ليحصل على
كون سكوني. الوحيد الذي قبل النسبية العامة كما هي وذهب بها إلى مداها كان
ألكسندر فريدمان. وضع ألكسندر فريدمان فرضيتين بسيطتين:

الكون متماثل في جميع نواحيه.
جميع نقاط الرصد متشابهة ويبدو منها الكون بنفس حالة التماثل (فلا أفضلية لموقع رصد على آخر).

نتيجة ذلك حصل فريدمان على ثلاثة نماذج تناقش حركية الكون وإمكانيات توسعه وتقلصه.

إشعاع الخلفية الميكروني الكوني

مقال تفصيلي :إشعاع الخلفية الميكروني الكوني

WMAP
صورة بالقمر الصناعي لأشعة الخلفية للكون التي تشكل بقايا الحالة الساخنة
للكون قبل نشأة النجوم والمجرات وذلك قبل نحو 13 مليار سنة. المناطق
الصفراء والحمراء هي مناطق نشأت فيها فيما بعد (بعد نحو 500 مليون سنة من
الانفجار العظيم) تجمعات النجوم والمجرات.

في شركة بل بنيوجرسي كان آرنو بينزياس وويلسون يختبران كاشفا للأمواج السنتيمترية (أمواج كهرطيسية تواترها عشرة مليارات في الثانية (ميكروويف))،
وكانت المشكلة أن جهازهما كان يستقبل إشعاعات مشوشة أكثر مما ينبغي. كانت
الإشعاعات المشوشة أشد عندما يكون الجهاز في وضع شاقولي منها عندما تكون في
وضع أفقي. أما فرق الشدة بين الوضع الشاقولي وجميع الاتجاهات الأفقية فكان
ثابتا.

كان هذا يعني أن مصدر هذا الإشعاع من خارج الأرض، وأنه لا يتأثر بحالات الليل والنهار ولا اختلاف الفصول مما يعني أيضا أنه من خارج المجموعة الشمسية، وحتى خارج مجرتنا، وإلا فإن حركة الأرض تغير جهة الجهاز ومن المفروض ان تغير شدة الإشعاع المشوش.

كان هذا الإشعاع غريبا في تماثله في جميع نقاط العالم المرصود فهو لا
يتغير من جهة رصد لأخرى ولا من نقطة لأخرى. كان ديك وبيبلز من جهة أخرى
يدرسان اقتراح غاموف (تلميذ فريدمان) والذي يقول أن العالم بما أنه كان
عبارة عن جسم ساخن وكثيف جدا ومشع في بداية أمره فإن إشعاعه لا بد أنه باق
إلى الآن. كما أن توسع الكون لا بد أن ينزاح نحو الأحمر (مفعول دوبلر) وان
يصبح بشكل إشعاع سنتمتري.

عندئذ أدرك بنزياس وويلسون ان ما رصداه ما هو إلا بقايا إشعاع الكون
البدئي الذي أطلق عليه لاحقا اسم : إشعاع الخلفية الكونية الميكروي.

إشعاع الخلفية الميكروني الكوني، بالإنجليزية cosmic microwave background radiation هي أشعة كهرطيسية توجد في جميع اركان الكون بنفس الشدة والتوزيع وهي تعادل درجة حرارة 72و2 كلفن.

عندما نشاهد السماء بالمقراب نرى مسافات واسعة بين النجوم والمجرات يغلبها السواد، وهذا ما نسميه الخلفية الكونية. ولكن عندما نترك المنظار الذي نرصد به الضوء المرئي، ونمسك بمقراب يستطيع رؤية الموجات الراديوية،
يصور لنا ضوءا خافتا يملأ تلك الخلفية، وهو لا يتغير من مكان إلى مكان
وإنما منتشر بالتساوي في جميع أركان الكون. وتوجد قمة هذا الإشعاع في حيز طول موجة 9و1 مليمتر وتعادل 160 مليار هرتز (160 GHz). إكتشف تلك الأشعة الباحثان آرنو بينزياس وزميله روبرت ويلسون وكان ذلك في عام 1964. وحصل العالمان على جائزة نوبل للفيزياء عام 1978.

تفسير الظاهرة

يفسر نموذج الانفجارالعظيم تلك الاشعة. فعندما كان الكون صغيرا جدا وقبل تكون النجوم والمجرات كان شديد الحرارة جدا وكان يملأه دخان ساخن جدا موزعا توزيعا متساويا في جميع أنحائه، ومكونات هذا الدخان كانت بلازما
الهيدروجين، أي بروتونات وإلكترونات حرة من شدة الحرارة وعظم الطاقة التي
تحملها. وبدأ الكون يتمدد ويتسع فبدأت بالتالي درجة حرارة البلازما تنخفض،
إلى الحد الذي تستطيع فيه البروتونات الاتحاد مع الإلكترونات مكونة ذرات الهيدروجين. وبدأ الكون أن يكون شفافا وانتهت فترة تعتمه. وكانت الفوتونات
الموجودة تنتشر في جميع الأرجاء إلا أن طاقتها بدأت تضعف حيث يملأ نفس
عددالفوتونات الحجم المتزايد بسرعة للكون. وهذه الفوتونات هي التي تشكل
اليوم إشعاع الخلفية الصغروي الكوني. وأنخفضت درجة حرارتها عبر نحو 7و13
مليار من السنين هي العمر المقدر فلكيا للكون إلى أن وصلت إلى درجة الحرارة
الخلفية في الوقت الحالي والتي تصل إلى 7و2 كلفن في جميع أنحاء السماء.

نماذج فريدمان

استنتج فريدمان من فرضيتيه نموذجا واحدا يتحدث عن كون يتوسع كالأنفوخة
(البالون)) بحيث أن جميع البقع على سطح الأنفوخة تبتعد عن بعضها البعض. لا
يوجد في هذا النموذج أي مركز للكون فلا يوجد أي شيء داخل الأنفوخة والكون
لا يمثل أكثر من هذا السطح المتوسع. يتحدث نموذج فريدمان أيضا عن كون يتوسع
بمعدل بطيء بحيث يصل إلى مرحلة توازن ثم يبدأ التثاقل بتقليص الكون ليعود
إلى حالته البدئية المضغوطة (في البداية تتزايد المسافات بين المجرات حتى
حد أعلى ثم تبدأ بالتناقص بفعل الجاذبية لتعود المجرات إلى التلاصق من
جديد. يتنبأ هذا النموذج أيضا بانزياح طيف المجرات نحو الأحمر بشكل متناسب
مع بعد المجرات عنا (و هذا يتلائم مع نتائج رصد هابل).

عام 1935 أوجد الأمريكي روبرتسون والبريطاني وولكر
نموذجان إضافيان انطلاقا من فرضيتي فريدمان نفسهما، في هذين النموذجين:
يبدأ الكون بالتوسع من حالة كثيفة جدا بمعدل توسع عال جدا لدرجة أن التثاقل
لا يمكنه إيقاف هذا التوسع فيستمر التوسع إلى ما لا نهاية (استمرار زيادة
المسافات بين المجرات)، في الحالة الأخرى يبدأ الكون بالتوسع بمعدل متوسط
إلى أن يصل لمرحلة يتوازن بها التوسع مع التقلص الثقالي فيصبح في حالة
ثابته لا تتوسع ولا تتقلص (تصل المسافات بين المجرات إلى قيمة ثابتة لا
تتغير بعدها).

تاريخ الانفجار العظيم

تطورت نظرية الانفجار العظيم من ملاحظات واعتبارات نظرية. الملاحظات الأولى كانت واضحة منذ زمن وهي ان السدم اللولبية (بالإنجليزية: spiral nebulae) تبتعد عن الأرض، لكن من سجل هذه الملاحظات لم يذهب بعيدا في تحليل هذه النتائج. في عام 1927 قام الكاهن البلجيكي جورج لومتر Georges Lemaître باشتقاق معادلات فريدمان-لومتر-روبرتسون-ووكر انطلاقا من نظرية آينشتاين العامة واستنتج بناء على تقهقر المجرات الحلزونية أن الكون قد بدأ من انفجار "ذرة بدائية"، والتي تمتاز بالكثافة اللا نهائية ودرجة الحرارة العظيمة جدا والتي هي أسخن من مليون مليون مليون درجة حرارة نواة الشمس، وهذا ما سمي لاحقا بالانفجار العظيم (بالإنجليزية: Big Bang).

في عام 1929، أثبت إدوين هابل (بالإنكليزية: Edwin Hubble) نظرية لومتر بإعطاء دليل رصدي للنظرية. اكتشف هابل أن المجرات تبتعد وتتراجع نسبة إلى الأرض في جميع الاتجاهات وبسرع تتناسب طرديا مع بعدها عن الأرض، هذا ما عرف لاحقا باسم قانون هابل. حسب المبدأ الكوني
cosmological principle فإن الكون لا يملك إتجاها مفضلا ولا مكانا مفضلا
لذلك كان استنتاج هابل ان الكون يتوسع بشكل معاكس تماما لتصور أينشتاين عن كون ساكن static universe تماما.

مراحل تطور الانفجار

مراحل تطور الانفجار العظيم

بناءا على قياسات الانفجار الكوني باستخدام مستعر أعظم نوع 1أ (بالإنجليزية: Type Ia supernova) وقياسات إشعاع الخلفية الميكروني الكوني (بالإنجليزية: cosmic microwave background radiation)، وقياسات دوال الارتباط للمجرات، يمكن حساب عمر الكون على أنه 13.7 ± 0.2 مليار عام. توافق هذه القياسات الثلاثة يعتبر دليلا قويا على ما يدعى نموذج لامبدا-سي دي إم (بالإنجليزية: Lambda-CDM model) الذي يصف تفصيلا طبيعة محتويات الكون.

الكون البدئي كان مملوءا بشكل متجانس بكثافة طاقية عالية ودرجات حرارة وضغط عاليين. يقوم الكون بالتوسع والتبرد (كنتيجة لتوسعه) ليمر بمرحلة انتقال طور phase transition مماثلة لتكاثف البخار أو تجمد الماء عند تبرده، لكنها هنا انتقال طور للجسيمات الأولية.

تقريبا بعد 10⁻³⁵ ثانية من فترة بلانك يؤدي الانتقال الطوري إلى خضوع الكون لنمو أسي خلال مرحلة تدعى التوسع الكوني. بعد توقف التوسع، تكون المكونات المادية للكون بشكل بلازما كوارك-غلوون.[1]

و في حين يستمر الكون بالتوسع تستمر درجة الحرارة بالانخفاض. عند درجة حرارة معينة، يحدث انتقال غير معروف لحد الآن يدعى تخليق باريوني baryogenesis، حيث يتم اندماج الكوراكات والباريونات معا لإنتاج باريونات مثل البروتونات والنترونات، منتجا أحيانا لا تناظر الملاحظ بين المادة والمادة المضادة. درجات حرارة أكثر انخفاضا بعد ذلك تؤدي للمزيد من انتقالات الأطوار الكاسرة للتناظر التي تنتج القوى الحالية في الفيزياء والجسيمات الأولية كما هي حاليا

» الأمازون العظيم، صور
» شاهد لحظة الانفجار الرهيب بالمسرح الوطني الصومالي