الفلك

كيف يتم نمذجة تأثير الجاذبية للمجرات خارج الكون المرئي على المجرات داخل الكون المرئي حاليًا؟

كيف يتم نمذجة تأثير الجاذبية للمجرات خارج الكون المرئي على المجرات داخل الكون المرئي حاليًا؟

بالنظر إلى النماذج المقبولة حاليًا للكون ،

  • ما مقدار الكتلة خارج الكون المرئي؟

  • ما هو تأثير الجاذبية لتلك الكتلة على الكون المرئي؟

السؤال ما مدى قوة امتداد الجاذبية الذي نختبره من حافة الكون؟ من المحتمل أن تكون ذات صلة ، لكنها تركز على البعض تمتد تأثير الذي لست على دراية به.

إجابة واحدة على السؤال ذي الصلة: ما مقدار الكون غير المرئي بالنسبة لنا ، وكيف يؤثر على نظرياتنا؟ تنص على:

لا يبدو أن هناك أي تركيزات كبيرة للكتلة خارج الكون المرئي ، حيث يُنظر إليها على أنها انحياز لحركة المجرات ومجموعات المجرات ، مما يدعم أيضًا أن بقية الكون قريبة جدًا على الأقل مما يمكننا ملاحظته مباشرة

لكن هذا يتحدث عن غياب تركيزات كتلة كبيرة، بينما أسأل بشكل أكثر عمومية عن كيفية انعكاس الكتلة خارج الكون المرئي في النماذج الحالية.


لا نعرف ...

لا نعرف مقدار الكون الموجود خارج كوننا المرئي.

يبدو أن الكون المرئي له هندسة "مسطحة" (بالمعنى ثلاثي الأبعاد ، وليس ثنائي الأبعاد). إذا كان مسطحًا على مستوى العالم حقًا ، فسيستمر ويستمر إلى الأبد ، أي أن هناك كتلة لا نهائية. ومع ذلك ، تمامًا كما تبدو الأرض مسطحة على المقاييس الصغيرة ، فقد يكون من الجيد جدًا أن الكون له هندسة أخرى بمقاييس أكبر مما يمكننا ملاحظته.

زعمت ورقة بحثية حديثة (Di Valentino et al. 2019) أدلة على هندسة "منحنية إيجابيًا" ، مما يعني أن الكون أكبر بثلاث مرات من ما نراه (تقريبًا وبشكوك كبيرة) (انظر هذه الإجابة والتعليقات على عملية حسابية). ومع ذلك ، فقد اختار المؤلفون نوعًا ما واحدًا من عدة مجموعات بيانات من Planck Collaboration (2018) ، والأدلة غير مقنعة.

... ونحن لا نهتم

ومع ذلك ، بغض النظر عما إذا كان الكون محدودًا أم لا نهائيًا ، فإننا لا نأخذ في الاعتبار الكتلة خارج الكون المرئي في أي حسابات. هذه الكتلة لا تؤثر علينا بأي شكل من الأشكال. تنتقل الجاذبية بسرعة الضوء ، وبالتالي لم يكن لديها وقت للوصول إلينا بعد. الأهم من ذلك ، نظرًا لقانون التربيع العكسي ، فإن الجاذبية على أي جسم تهيمن عليها إلى حد بعيد المصادر القريبة.

حسنًا ، نحن نهتم قليلاً

هناك معنى يمكنك من خلاله القول أن الجاذبية تؤخذ في الاعتبار ، على الرغم من أن ما يسمى "المحاكاة الكونية" تهدف إلى محاكاة تكوين وتطور البنية واسعة النطاق والمجرات في الكون بأكمله. بالطبع ، لا يمكننا محاكاة الكون بأكمله ، لذلك بدلاً من ذلك نقوم بمحاكاة جزء كبير منه ؛ كبيرة بما يكفي بحيث لا تختلف قطعة أخرى بنفس الحجم عنها إحصائيًا (ويفضل أن تكون عدة مئات من ملايين السنين الضوئية على كل جانب).

المجرة القريبة من حافة الصندوق الحسابي ، على سبيل المثال ، لا تشعر فقط بجاذبية المجرات الموجودة على اليمين. هذا من شأنه أن يجعل الكون المحاكي "ينهار من الداخل". بدلاً من ذلك ، نستخدم خدعة حسابية تسمى "شروط الحدود الدورية" والتي تعني أن الجسيم الذي ينتقل عبر الجانب الأيسر من الصندوق يدخل فورًا عبر الجانب الأيمن. وتشعر المجرة القريبة من الجانب الأيسر بجاذبية المادة التي تقع بالقرب من الجانب الأيمن.

لقطة من محاكاة برج العذراء (Jenkins et al. 1998) ، حيث قمت بتقطيع الصندوق في عدة نسخ ، مع التركيز على الحدود الدورية.


لا تحتاج إلى نمذجة ذلك إذا افترضت أن الكون متجانس وخواص. إذا كان الأمر كذلك ، فإن أي غلاف موحد للمادة ليس له أي تأثير جاذبي على أي شيء داخل الغلاف. هذا صحيح في الفيزياء النيوتونية وفي GR.

https://physics.stackexchange.com/a/43640/43351

لا يزال من غير المعروف ما إذا كان الكون لانهائيًا ، ولكن من شبه المؤكد أنه أكبر عدة مرات على الأقل من الكون المرئي (بافتراض التجانس). لذا فإن الرد على مقدار الكتلة خارج الكون المرئي يمكن أن يكون أي شيء من $ sim 10 $ أضعاف ما هو موجود في الكون المرئي إلى لانهائي.


مجرة حلزونية

المجرات الحلزونية تشكل فئة من المجرات التي وصفها في الأصل إدوين هابل في عمله عام 1936 عالم السدم [1] وعلى هذا النحو ، تشكل جزءًا من تسلسل هابل. تتكون معظم المجرات الحلزونية من قرص دوار مسطح يحتوي على نجوم وغاز وغبار وتركيز مركزي للنجوم يُعرف بالانتفاخ. غالبًا ما تكون محاطة بهالة أكثر خفوتًا من النجوم ، يتواجد العديد منها في عناقيد كروية.

يتم تسمية المجرات الحلزونية من خلال هياكلها الحلزونية التي تمتد من المركز إلى القرص المجري. الأذرع الحلزونية هي مواقع لتشكيل النجوم المستمر وهي أكثر إشراقًا من القرص المحيط بسبب نجوم OB الشابة الساخنة التي تعيش فيها.

لوحظ أن ما يقرب من ثلثي جميع الحلزونات تحتوي على مكون إضافي في شكل هيكل شبيه بالقضيب ، [2] يمتد من الانتفاخ المركزي ، حيث تبدأ نهايات الأذرع الحلزونية. من المحتمل أن تكون نسبة الحلزونات المحظورة بالنسبة إلى الحلزونات الخالية من الشرائط قد تغيرت على مدار تاريخ الكون ، حيث احتوى حوالي 10٪ فقط على قضبان منذ حوالي 8 مليارات سنة ، إلى ما يقرب من ربع 2.5 مليار سنة مضت ، حتى الوقت الحاضر ، حيث كان أكثر من ثلثي المجرات في الكون المرئي (حجم هابل) لها أشرطة. [3]

درب التبانة عبارة عن حلزوني ذو قضيب ، على الرغم من صعوبة ملاحظة الشريط نفسه من موقع الأرض الحالي داخل قرص المجرة. [4] الدليل الأكثر إقناعًا على تشكيل النجوم لقضيب في مركز المجرة يأتي من العديد من الدراسات الاستقصائية الحديثة ، بما في ذلك تلسكوب سبيتزر الفضائي. [5]

جنبا إلى جنب مع المجرات غير المنتظمة ، تشكل المجرات الحلزونية ما يقرب من 60 ٪ من المجرات في عالم اليوم. [6] توجد في الغالب في مناطق منخفضة الكثافة ونادرة في مراكز عناقيد المجرات. [7]


الكون مقابل الكون المرئي

غالبًا ما تستخدم المقالات البحثية الشعبية والمهنية في علم الكونيات مصطلح "الكون" ليعني "الكون المرئي". يمكن تبرير هذا على أساس أننا لا نستطيع أبدًا معرفة أي شيء عن طريق التجربة المباشرة حول أي جزء من الكون منفصل سببيًا عنا ، على الرغم من أن العديد من النظريات الموثوقة ، مثل التضخم الكوني تتطلب كونًا أكبر بكثير من الكون المرئي. لا يوجد دليل يشير إلى أن حدود الكون المرئي تتوافق بدقة مع الحدود المادية للكون (في حالة وجود مثل هذه الحدود) وهذا غير مرجح للغاية لأنه يعني أن الأرض تقع بالضبط في مركز الكون ، في انتهاك من المبدأ الكوني. من المحتمل أن المجرات داخل كوننا المرئي لا تمثل سوى جزء ضئيل من المجرات في الكون.

من الممكن أيضًا أن يكون الكون الأصغر من الكون المرئي. في هذه الحالة ، ما نعتبره مجرات بعيدة جدًا قد يكون في الواقع صورًا مكررة لمجرات قريبة ، تكونت بواسطة الضوء الذي طاف حول الكون. من الصعب اختبار هذه الفرضية تجريبياً لأن الصور المختلفة للمجرة تظهر عصور مختلفة في تاريخها ، وبالتالي قد تبدو مختلفة تمامًا. تدعي ورقة عام 2004 إنشاء حد أدنى يبلغ 24 جيجا فرسخ فلكي (78 مليار سنة ضوئية) على قطر الكون ، بناءً على تحليل دائرة التطابق لبيانات WMAP.

المسافة القادمة من الأرض إلى حافة مرئي الكون (يسمى أيضًا أفق الضوء الكوني) حول 14 مليار فرسخ فلكي (46 مليار سنة ضوئية) في أي اتجاه. يحدد هذا الحد الأدنى لنصف قطر الكون المرئي ، على الرغم من أنه كما لوحظ في المقدمة ، من المتوقع أن يكون الكون المرئي أصغر إلى حد ما من الكون المرئي نظرًا لأننا لا نرى سوى الضوء من إشعاع الخلفية الكونية الميكروي الذي انبعث بعد وقت إعادة التركيب ، مما يمنحنا السطح الكروي للتشتت الأخير (يمكن أن تسمح لنا موجات الجاذبية نظريًا بمراقبة الأحداث التي حدثت قبل وقت إعادة التركيب ، من مناطق الفضاء خارج هذا المجال). وبالتالي ، فإن الكون المرئي هو كرة ذات أ قطرها حوالي 28 مليار فرسخ فلكي (حوالي 92 مليار سنة ضوئية). نظرًا لأن الفضاء مسطح تقريبًا ، فإن هذا الحجم يتوافق مع حجم كومينج يبلغ حوالي

أو حوالي 3 مرات 10 80 متر مكعب.

الأرقام المذكورة أعلاه هي المسافات الآن (في الزمن الكوني) ، وليس المسافات في وقت انبعاث الضوء. على سبيل المثال ، إشعاع الخلفية الكونية الميكروي الذي نراه الآن قد انبعث في وقت إعادة التركيب ، بعد 379000 سنة من الانفجار العظيم ، الذي حدث منذ حوالي 13.7 مليار سنة. انبعث هذا الإشعاع من مادة تكثفت في الغالب في مجرات في الوقت الحالي ، وتم حساب تلك المجرات الآن على بعد حوالي 46 مليار سنة ضوئية منا. لتقدير المسافة إلى هذه المادة في وقت انبعاث الضوء ، يجب اختيار نموذج رياضي للتمدد وعامل القياس ، في)، محسوبة للوقت المحدد منذ الانفجار العظيم ، ر. بالنسبة لنموذج Lambda-CDM المفضل من حيث الملاحظة ، باستخدام بيانات من القمر الصناعي WMAP ، ينتج عن مثل هذا الحساب تغيير في عامل المقياس تقريبًا 1292. وهذا يعني أن الكون قد توسع إلى 1292 ضعف الحجم الذي كان عليه عندما تم إطلاق فوتونات CMBR. وبالتالي ، فإن أبعد ما يمكن رؤيته في الوقت الحاضر ، 46 مليار سنة ضوئية ، كان 36 فقط مليون على بعد سنوات ضوئية من المادة التي ستصبح في النهاية الأرض عندما انبعثت الموجات الدقيقة التي نستقبلها حاليًا.

المفاهيم الخاطئة

أبلغت العديد من المصادر الثانوية عن مجموعة متنوعة من الأرقام غير الصحيحة لحجم الكون المرئي. وفيما يلي بعض من هذه.

  • 13.7 مليار سنة ضوئية. يبلغ عمر الكون حوالي 13.7 مليار سنة. في حين أنه من المفهوم عمومًا أنه لا شيء يسافر أسرع من الضوء ، فمن المفاهيم الخاطئة الشائعة أن نصف قطر الكون المرئي يجب أن يصل إلى 13.7 مليار سنة ضوئية فقط. هذا المنطق يكون منطقيًا فقط إذا كان الكون هو الزمكان المسطح للنسبية الخاصة في الكون الحقيقي ، يكون الزمكان منحنيًا بدرجة عالية على المقاييس الكونية ، مما يعني أن الفضاء 3 (وهو تقريبًا مسطح) يتوسع ، كما يتضح من قانون هابل. المسافات التي تم الحصول عليها كسرعة الضوء مضروبة في فترة زمنية كونية ليس لها أهمية فيزيائية مباشرة.
  • 15.8 مليار سنة ضوئية. يتم الحصول على هذا بنفس طريقة رقم 13.7 مليار سنة ضوئية ، ولكن بدءًا من عمر غير صحيح للكون تم الإبلاغ عنه في الصحافة الشعبية في منتصف عام 2006. لتحليل هذا الادعاء والورقة التي دفعته ، انظر.
  • 27 مليار سنة ضوئية. تم الحصول على هذا القطر من نصف قطر (غير صحيح) يبلغ 13.7 مليار سنة ضوئية.
  • 156 مليار سنة ضوئية. تم الحصول على هذا الرقم بمضاعفة 78 مليار سنة ضوئية على افتراض أنه نصف قطر. بما أن 78 مليار سنة ضوئية هي قطر بالفعل ، فإن الرقم المضاعف غير صحيح. تم الإبلاغ عن هذا الرقم على نطاق واسع للغاية.
  • 180 مليار سنة ضوئية. رافق هذا التقدير تقدير عمر 15.8 مليار سنة في بعض المصادر ، وتم الحصول عليه بإضافة 15٪ بشكل غير صحيح إلى الرقم غير الصحيح وهو 156 مليار سنة ضوئية.

كيف يتم نمذجة تأثير الجاذبية للمجرات خارج الكون المرئي على المجرات داخل الكون المرئي حاليًا؟ - الفلك

حقوق النشر والنسخ 2014 للمؤلف وشركة Scientific Research Publishing Inc.

هذا العمل مرخص بموجب رخصة المشاع الإبداعي نَسب المُصنَّف (CC BY).

تم استلامه في 2 أكتوبر 2014 المنقح في 1 نوفمبر 2014 وتم قبوله في 28 نوفمبر 2014

تم التخلي عن علم الكونيات الساكن منذ ما يقرب من قرن من الزمان بسبب الظواهر التي لم يتم تفسيرها في تلك الأوقات. ومع ذلك ، يمكن إحياء هذا السيناريو من خلال النتائج الحديثة لقوى الجاذبية ، القادمة من خارج "العالم المضيء" ، التي تجذب الكون. هذه الظواهر غير المبررة هي: الانزياح الأحمر ، و CMB ، ومفارقة أولبرز. كل هذا يمكن تفسيره الآن ، كما حدث في المخطوطة الحالية. 1) يمكن أيضًا تفسير الانزياح الأحمر المرصود ، والذي يُنسب عادةً إلى تأثير دوبلر ، على أنه انزياح أحمر ثقالي. وبالتالي ، فإن الكون لا يتمدد ، كما تم وصفه أيضًا في المنشورات الحديثة ، مما يجعل فرضية "الانفجار العظيم" غير ضرورية. 2) الجاذبية ناتجة عن المادة ، وعلى الأقل من المتوقع أن تكون بعض المواد البعيدة مضيئة. هذا الانبعاث الكهرومغناطيسي ينزاح بشدة نحو الأحمر ، وبالتالي فإننا ندركه على أنه CMB. لا تعد CMB بالضرورة بقايا تاريخية مرتبطة بـ "الانفجار العظيم" ، بل هي الضوء المنزلق إلى الأحمر ، القادم من مادة مضيئة بعيدة للغاية. 3) وفقًا لمفارقة أولبيرز ، من المتوقع أن تكون سماء الليل مشرقة. تبدو السماء مظلمة لأن الضوء القادم من مصادر الضوء البعيدة للغاية ، من كوننا المرئي ، يتحول إلى أحمر للغاية. لذلك نحن ندركه على أنه CMB. كما هو الحال في الأدبيات الكونية ، تم وصف العديد من المشكلات المتعلقة بفرضية "الانفجار العظيم" ، حيث يتم حل المشكلات المتعلقة بنموذج الكون الثابت في المخطوطة الحالية ، يجب تجديد سيناريو الحالة الثابتة.

الانفجار الكبير لم يحدث أبدًا ، CMB هو ضوء انزياح إلى الأحمر ، انزياح أحمر جذبي ، وهم السماء المظلمة ، أينشتاين ، الكون الثابت

اقترح ألبرت أينشتاين نموذجًا ثابتًا متناحيًا ثابتًا غير محدود للكون مؤقتًا في عام 1917 [1] ، ولكن بعد ذلك جاء الصخب لكون تمدد. لذلك قام في عام 1931 بإحالة كون ديناميكي ثابت الحالة في حالة توسع [2] [3]. يتطلب هذا النموذج الموسع آلية لإعادة تكوين المادة وقد تم التخلي عنها أيضًا [4]. بالنسبة لأينشتاين ، كان الكون الساكن يتطلب قوة مساوية ، ولكن معاكسة للجاذبية ، تنتجها مادة الكون لتجنب الانهيار التام. أطلق على هذه القوة الطاردة "الثابت الكوني".

بعد ذلك بسنوات ، اعتبرت النماذج الكونية الثابتة والمتوسعة عفا عليها الزمن. أصبح النموذج الكوني السائد فرضية الانفجار العظيم. ومع ذلك ، هناك العديد من العيوب في هذا السيناريو [5] [6]. لذلك ، يجب أيضًا مراعاة النماذج الأخرى.

منذ تلك الأوقات ، في بداية القرن العشرين ، لوحظت العديد من الاكتشافات الكونية الجديدة. من بينها وصف المادة المظلمة وسحب القوى غير الكونية على كوننا ، بما في ذلك وصف الأكوان المتوازية. العوالم الموازية ، التي يطلق عليها الأكوان المتعددة ، أو بعبارة أخرى "الكون اللانهائي اللامتناهي مع مادة غير محددة" ستمارس الجاذبية في كل مكان حولنا. قوة الجاذبية اللانهائية هذه تسحب كوننا في كل الاتجاهات. يتم سحب الكون بواسطة هذه الجاذبية القادمة من خارج الكون المرئي [7] - [9]. من الدلالة أن الميل المرصود عبر الأفق الكامل لكوننا يأتي من مصدر بعيد [10]. توجد مشاكل مع فرضية الانفجار العظيم ، ومع ذلك ، تم اكتشاف اكتشافات كونية جديدة منذ أيام أينشتاين ، وبالتالي ، يجب إعادة النظر في العالم الثابت.

من أجل التحقق من نموذج آينشتاين الكوني الساكن لعام 1917 ، يجب شرح الملاحظات الثلاثة التالية:

1) يجب أن يفسر الانزياح الأحمر بين المجرات.

2) يجب أن تشرح مصدر الخلفية الكونية الميكروية.

3) يجب أن يفسر سبب ظهور سماء الليل سوداء بين النجوم والمجرات.

فيما يلي تفسيرات لجميع هذه الملاحظات الكونية الثلاثة التي يمكن من خلالها تجديد نموذج الكون الساكن.

2. شرح الانزياح الأحمر بين المجرات

الملاحظة الأولى التي يجب شرحها هي موضوع الانزياح الأحمر. التفسير السائد هو انزياح دوبلر ، وبالتالي فرضية توسع الكون. ومع ذلك ، فقد تم وصف العديد من التفسيرات الكونية الأخرى. حتى هابل ، الذي اكتشف هذا الانزياح نحو الأحمر ، حذر من القفز إلى استنتاجات مفادها أن هذا الكون يتوسع بالفعل.

واحدة من أقدم وأبرز النظريات البديلة هي الانزياح الأحمر المستوحى من الجاذبية. تم اقتراح تأثير الجاذبية على الضوء من قبل ألبرت أينشتاين بالفعل في عام 1911 [11]. تفسير آخر للانزياح الأحمر الثقالي هو عن طريق ميكانيكا الكم السماوية حيث لا يوجد توسع في الفضاء ضروري [12]. تم وصف انزياح الجاذبية إلى الأحمر على أنه التأثير الكهرومغناطيسي من الجاذبية على الفوتونات. تنتقل الطاقة من الموجة الضوئية عندما تنتشر من جسم الجاذبية الناتج عن الانزياح الأحمر للضوء [13].

عندما ينتقل الضوء من مجال الجاذبية ، يجب أن يفقد الطاقة لأنه يعمل ضد مجال الجاذبية هذا. نظرًا لأن الفوتونات تنتقل دائمًا بسرعة الضوء ، فإن الطريقة الوحيدة التي يمكن أن يظهر بها فقدان الطاقة هذا هي زيادة الطول الموجي (أو انخفاض التردد). الأجسام البعيدة ، مثل تلك التي تجذب الكون [7] - [10] ، لها تأثير الجاذبية ، مثلها مثل المادة المظلمة. يمكن لقوى الجاذبية الهائلة هذه أن تتسبب في انزياح الضوء نحو الأحمر.

على الرغم من أنه من المقبول عمومًا أن كتلة المادة المظلمة تزيد عن 95٪ من كتلة الكون ، فإن تأثير الانزياح الأحمر الثقالي على الضوء يعتبر أضعف من أن يفسر الانزياح الأحمر المرصود. ومع ذلك ، إذا كانت قوة الجاذبية القادمة من خارج "المادة المضيئة" لانهائية وهائلة ، يصبح من الواضح أنها قادرة على إنتاج الانزياح الأحمر المرصود. إن الفكرة القائلة بأن قوى الجاذبية التي تسحب الكون توجد خارج الكون المرئي ، مقبولة جيدًا بالفعل في المجتمع الكوني [7] - [10].

إذا قمنا بتضمين مادة الكون اللانهائي (الكون المتعدد) ، فإن "المادة المضيئة" تصبح مجرد جزء صغير من الكتلة الكلية ، وبالتالي فإن الكون المرئي أقل من 4.9٪ من المادة الموصوفة عادة.

يمكن تقريب الانزياح الأحمر عن طريق التوسع الثنائي ليصبح:

أين Ζ هو الانزياح الأحمر ، G هو ثابت الجاذبية لنيوتن ، M هي الكتلة التي تمارس الجاذبية و R هي المسافة بين ذروة تأثير الجاذبية لمصدر الفوتونات. عندما تصبح M غير محددة تقريبًا (∞) ، فمن الواضح أنها قادرة على إزاحة أي ضوء أحمر. لذلك يمكن أن يفسر الانزياح الأحمر المرصود.

تتأثر المجرات البعيدة عن مجرة ​​درب التبانة بدرجة أكبر بالانزياح الأحمر الناجم عن العوالم الموازية ، لأن المسافة (R) عن تلك القوى الخارجة عن العالم تكون أقصر. ستظهر المجرات القريبة من مجرة ​​درب التبانة أقل انزياحًا نحو الأحمر ، حيث أن المسافة (R) من حقل الجاذبية الرئيسي أكبر ، لذلك يتضاءل تأثير الانزياح نحو الأحمر.

في الكون الخواص ، اللانهائي ، اللانهائي ، من المتوقع أن تكون قوى الجاذبية القادمة من جميع الاتجاهات متشابهة. اتضح أن تأثير الجاذبية في محيطنا ضئيل للغاية ولا يكاد يذكر مقارنة بتأثير الأكوان المتعددة اللانهائية.يتم مواجهة تأثير الجاذبية القادم من أي اتجاه من خلال السحب القادم من الاتجاه المعاكس. يتلاشى تأثير الانزياح الأحمر تمامًا بسبب السحب القادم من الاتجاه المعاكس ، وهذا الموقع قريب من كوننا.

الدليل على أن متوسط ​​قوة الجاذبية الآتية من الجاذبية الفائقة السماوية أقوى من تلك الموجودة في كوننا هي الملاحظة التي تشير إلى أنها تسحب عناقيد داخل كوننا [10]. بعبارة أخرى ، يتناقص حجم الانزياح نحو الأحمر مع زيادة المسافة (R) للفوتونات من ذروة قوة الجاذبية التي تسحب الكون. أي أن بعده عنا يتناقص. وهذا ما يفسر اكتشاف هابل أن الانزياح الأحمر يزداد بما يتناسب مع زيادة مسافة مصدر الضوء عنا.

قد توازن الفوتونات التي تقترب من درب التبانة ، أو حتى تفوق تأثير الانزياح الأحمر. لذلك فإنهم يتحولون إلى اللون الأزرق ، كما هو الحال مع مجموعة برج العذراء بما في ذلك مجرة ​​أندروميدا. يتم إزاحة الفوتونات المنبعثة من مجال الجاذبية إلى الأحمر بينما يتم إزاحة الفوتونات التي تقترب من هذه الحقول باللون الأزرق. تلقي هذه المجرات المزدحمة بظلال من الشك على نظرية الكون المتوسع. لذلك يجب إعادة النظر في انزياح الجاذبية باللونين الأحمر والأزرق [14]. تعطي الانزياحات الحمراء المرصودة الوهم بأن جسمًا ما ينحسر بعيدًا ، في حين أن الكتلة الهائلة للغاية في الواقع تسبب هذا الانزياح الأحمر.

تلخيصًا لقضية الانزياح الأحمر ، توجد عدة بدائل لتحول دوبلر. البديل الآخر هو انزياح الجاذبية إلى الأحمر من قوة الجاذبية الهائلة التي تسببها مادة لا نهاية لها ، أكبر بكثير من المادة المرصودة.

3. شرح مصدر CMB

الملاحظة الثانية التي يجب شرحها هي موضوع CMB. التفسير الكوني السائد لـ CMB هو أنه بقايا تاريخية من "الضوء المنبعث من الانفجار العظيم" ويفترض أنه بقايا حرارية. CMB هو إشعاع كهرومغناطيسي يبلغ طول موجته الأكثر سطوعًا حوالي 1.9 ملم. لذلك من المحتمل أن يكون ضوءًا شديد الانزياح إلى الأحمر ، قادم من عوالم متوازية.

بالنظر إلى وجود عدد لا يحصى من الأكوان اللانهائية في جميع أنحاء كوننا ، وأن انبعاثها الكهرومغناطيسي يتضمن ضوءًا مثل الضوء المنبعث من كوننا ، وهذا الضوء شديد الانزياح نحو الأحمر ، فسوف ندركه على أنه CMB. قد يكون هذا الانزياح الشديد إلى الأحمر نتيجة رحيل الفوتونات عن قوة الجاذبية الشديدة التي تسببها العوالم المتوازية اللانهائية التي لا حصر لها في جميع أنحاء كوننا.

الضوء المنبعث من العوالم المتوازية سيكون له طول موجي مثل أي نجم. كما قيل ، فإن هذا الضوء سينزاح بشدة نحو الأحمر بفعل جاذبية تلك العوالم المتوازية ، لذلك سيصل إلينا في الطول الموجي CMB. لحساب هذا الانزياح إلى الأحمر ، تم اختيار الشمس بشكل عشوائي ، ولكن يمكن اختيار أي نجم.

يعتبر ذروة الطول الموجي المنبعث من الشمس λ مصدر = 483 نانومتر. يبلغ طول ذروة الموجة CMB حوالي λObs = 1.9 ملم. لذا فإن الانزياح الأحمر ، والذي يشار إليه عادة بـ "Z" هو:

CMB هو تنبؤ رئيسي لنظرية الانفجار العظيم الحار وملاحظة مهمة تميز بين "الانفجار العظيم" وسيناريو العالم الساكن. كما أن التموجات التي تم اكتشافها مؤخرًا في إشعاع الخلفية الكونية المكشوفة ، والتي تُعزى إلى موجات الجاذبية ، تضفي أيضًا مصداقية على فكرة الكون المتعدد [15]. يمكن لموجات الجاذبية القادمة من خارج الكون المرئي أن تنتج تموجات بسهولة. لذلك يجب إحياء مفهوم الكون الساكن ، اللانهائي ، اللانهائي.

4. شرح سماء الليل المظلمة

الملاحظة الثالثة التي يجب شرحها هي "مفارقة سماء الليل المظلمة". تظهر السماء سوداء بين النجوم والمجرات. يقال أنه إذا كان الكون ساكنًا ومتجانسًا على نطاق واسع ومليئًا بعدد لا حصر له من النجوم ، فإن أي خط رؤية من الأرض يجب أن ينتهي عند سطح نجم. لذلك يجب أن تظهر السماء في الليل مشرقة تمامًا وليست سوداء. وصف عالم الفلك هاينريش فيلهلم أولبيرز (1758-1840) هذا التناقض. هذا التناقض غير المبرر هو أحد الأدلة على كون غير ثابت ويدعم فرضية الكون المتوسع. ومع ذلك ، فإن السماء المظلمة هي انطباع خاطئ تمامًا. سماء الليل ليست مظلمة على الإطلاق ، ومعظم الضوء الذي نتصوره هو خارج الطيف البصري. الضوء المنبعث من مصادر بعيدة للغاية ينزاح بشدة نحو الأحمر ويصل إلينا مثل CMB ، لذلك لا يمكننا رؤيته. لذلك ، لدينا انطباع خاطئ بأن السماء مظلمة. الانزياح الشديد للضوء نحو الأحمر هو الحل لمفارقة أولبرز.

إن نظرية الانفجار العظيم ، على الرغم من كونها الفرضية السائدة ، إشكالية للغاية [5] [6]. ومن ثم ، ينبغي أيضا النظر في نماذج أخرى. وتشمل هذه سيناريو العالم الثابت لعام 1917 لأينشتاين القديم. من أجل إحياء نموذج الحالة الساكنة هذا للكون ، يجب حل مشاكله القديمة. يتم ذلك في هذه المخطوطة وله الآثار المترتبة على ذلك:

& frac34 تم تفسير الانزياح الأحمر بواسطة قوى الجاذبية التي تشد كوننا [10]. لقد تم بالفعل الإبلاغ عن أن أدلة المراقبة تفضل كونًا ثابتًا وأن الكون لا يتمدد [16] [17].

& frac34 إن CMB عبارة عن ضوء منحرف إلى الأحمر ينبعث من مصادر خارج الكون المرئي ، ومفارقة أولبر مجرد وهم.

& frac34 يتحول الضوء المنبعث من مصادر الضوء البعيدة إلى الأحمر للغاية. لذلك يُنظر إليه على الأرض على أنه CMB وهو خارج الطول الموجي المرئي.

في الختام ، تم تقديم تفسيرات بديلة للانزياح الأحمر ، ومفارقة أولبيرز ، والتي تمثل حجر الزاوية لفرضية "الانفجار الكبير" في هذه الورقة. من خلال حل مشاكل نموذج الحالة الساكنة للكون ، يمكن تجديد هذا النموذج. لذلك ربما لم يحدث "الانفجار العظيم" أبدًا.

لا يتطلب نموذج الحالة الساكنة إنشاء تفرُّد من لا شيء ، ولا يحتوي على العديد من المشكلات الموصوفة في فرضية الانفجار العظيم. لذا يصبح نموذج العالم الساكن مرة أخرى اعتقادًا ذا مصداقية كما كان في عام 1917. على الرغم من تراكم الكثير من الأدلة ضد فرضية الانفجار العظيم ، إلا أنها لا تزال مقبولة على نطاق واسع. لذلك ، تكمن أهمية هذه الورقة في حل مشاكل النموذج البديل ، السيناريو الثابت.


محتويات

تقدم نظرية الانفجار العظيم تفسيرًا شاملاً لمجموعة واسعة من الظواهر المرصودة ، بما في ذلك وفرة عناصر الضوء ، و CMB ، والبنية واسعة النطاق ، وقانون هابل. [10] تعتمد النظرية على افتراضين رئيسيين: عالمية القوانين الفيزيائية والمبدأ الكوني. تعد عالمية القوانين الفيزيائية أحد المبادئ الأساسية لنظرية النسبية. ينص المبدأ الكوني على أن الكون على المقاييس الكبيرة يكون متجانسًا وخواصًا - ويظهر كما هو في جميع الاتجاهات بغض النظر عن الموقع. [11]

تم أخذ هذه الأفكار في البداية كمسلمات ، ولكن بُذلت جهود لاحقًا لاختبار كل منها. على سبيل المثال ، تم اختبار الافتراض الأول من خلال الملاحظات التي تُظهر أن أكبر انحراف ممكن لثابت البنية الدقيقة على مدى معظم عمر الكون هو 10 −5. [12] أيضًا ، اجتازت النسبية العامة اختبارات صارمة على مقياس النظام الشمسي والنجوم الثنائية. [13] [14] [الملاحظات 1]

يبدو الكون واسع النطاق خواص الخواص كما يُنظر إليه من الأرض. إذا كان خواص الخواص بالفعل ، فيمكن اشتقاق المبدأ الكوني من المبدأ الكوبرنيكي الأبسط ، والذي ينص على أنه لا يوجد مراقب أو وجهة نظر مفضلة (أو خاصة). تحقيقا لهذه الغاية ، تم تأكيد المبدأ الكوني إلى مستوى 10 −5 من خلال ملاحظات درجة حرارة CMB. على مقياس أفق CMB ، تم قياس الكون ليكون متجانسًا بحد أعلى بنسبة 10٪ من عدم التجانس ، اعتبارًا من عام 1995. [15]

توسيع الفضاء

تم الاستدلال على توسع الكون من الملاحظات الفلكية في أوائل القرن العشرين وهو عنصر أساسي في نظرية الانفجار العظيم. من الناحية الرياضية ، تصف النسبية العامة الزمكان بمقياس يحدد المسافات التي تفصل بين النقاط القريبة. يتم تحديد النقاط ، التي يمكن أن تكون مجرات أو نجوم أو كائنات أخرى ، باستخدام مخطط إحداثيات أو "شبكة" يتم وضعها على كل الزمكان. يشير المبدأ الكوني إلى أن المقياس يجب أن يكون متجانسًا وخواص الخواص على نطاقات كبيرة ، وهو ما يميز بشكل فريد مقياس فريدمان - ليماتر - روبرتسون - ووكر (FLRW). يحتوي هذا المقياس على عامل مقياس يصف كيف يتغير حجم الكون بمرور الوقت. يتيح هذا الاختيار الملائم لنظام إحداثيات يُسمى إحداثيات المواءمة. في نظام الإحداثيات هذا ، تتوسع الشبكة جنبًا إلى جنب مع الكون ، والأشياء التي تتحرك فقط بسبب تمدد الكون ، تظل عند نقاط ثابتة على الشبكة. بينما هم تنسيق المسافة (مسافة الانتقال) تظل ثابتة ، جسدي - بدني تتسع المسافة بين نقطتين من هذه النقطتين المتحركتين بشكل متناسب مع عامل مقياس الكون. [16]

الانفجار العظيم ليس انفجارًا للمادة تتحرك نحو الخارج لملء كون فارغ. بدلاً من ذلك ، يتمدد الفضاء نفسه مع مرور الوقت في كل مكان ويزيد المسافات المادية بين نقاط المواجهة. بعبارة أخرى ، الانفجار العظيم ليس انفجارًا في الفضاء، بل توسع من الفضاء. [4] نظرًا لأن مقياس FLRW يفترض توزيعًا منتظمًا للكتلة والطاقة ، فإنه ينطبق على كوننا فقط على نطاقات كبيرة - لا تتوسع التركيزات المحلية للمادة مثل مجرتنا بالضرورة بنفس سرعة الكون بأكمله. [17]

آفاق

من السمات المهمة للزمكان الانفجار العظيم وجود آفاق الجسيمات. نظرًا لأن الكون له عمر محدود ، ويسافر الضوء بسرعة محدودة ، فقد تكون هناك أحداث في الماضي لم يتح لضوءها الوقت للوصول إلينا. هذا يضع حدًا أو الأفق الماضي على الأشياء الأبعد التي يمكن ملاحظتها. على العكس من ذلك ، نظرًا لأن الفضاء يتسع ، وتتراجع الأجسام البعيدة بشكل أسرع من أي وقت مضى ، فإن الضوء الذي نبعثه اليوم قد لا "يلحق" أبدًا بالأجسام البعيدة جدًا. هذا يحدد أ أفق المستقبل، مما يحد من الأحداث في المستقبل التي سنكون قادرين على التأثير فيها. يعتمد وجود أي نوع من الأفق على تفاصيل نموذج FLRW الذي يصف كوننا. [18]

يشير فهمنا للكون إلى الأزمنة المبكرة جدًا إلى وجود أفق ماضي ، على الرغم من أن وجهة نظرنا عمليًا محدودة أيضًا بسبب عتامة الكون في الأوقات المبكرة. لذلك لا يمكن أن تمتد رؤيتنا إلى الوراء في الوقت المناسب ، على الرغم من تراجع الأفق في الفضاء. إذا استمر توسع الكون في التسارع ، فهناك أفق مستقبلي أيضًا. [18]

المعالجة الحرارية

حدثت بعض العمليات في الكون المبكر ببطء شديد ، مقارنة بمعدل تمدد الكون ، للوصول إلى توازن ديناميكي حراري تقريبي. كان البعض الآخر سريعًا بما يكفي للوصول إلى المعالجة الحرارية. عادةً ما يتم استخدام المعلمة لمعرفة ما إذا كانت العملية في الكون المبكر قد وصلت إلى التوازن الحراري هي النسبة بين معدل العملية (عادةً معدل الاصطدام بين الجسيمات) ومعامل هابل. كلما كانت النسبة أكبر ، زاد الوقت الذي تحتاج فيه الجسيمات إلى الحرارة قبل أن تكون بعيدة جدًا عن بعضها البعض. [19]

وفقًا لنظرية الانفجار العظيم ، كان الكون في البداية حارًا جدًا ومضغوطًا جدًا ، ومنذ ذلك الحين يتمدد ويبرد.

التفرد

استقراء توسع الكون إلى الوراء باستخدام النسبية العامة ينتج عنه كثافة ودرجة حرارة لا نهائية في وقت محدد في الماضي. [20] هذا السلوك غير المنتظم ، المعروف باسم التفرد الثقالي ، يشير إلى أن النسبية العامة ليست وصفًا مناسبًا لقوانين الفيزياء في هذا النظام. لا يمكن للنماذج القائمة على النسبية العامة وحدها أن تستنبط التفرد - قبل نهاية ما يسمى بعصر بلانك. [5]

هذا التفرد البدائي يُطلق عليه أحيانًا "الانفجار العظيم" ، [21] ولكن المصطلح يمكن أن يشير أيضًا إلى مرحلة كثيفة وحارة مبكرة أكثر عمومية [22] [ملاحظات 2] من الكون. في كلتا الحالتين ، يُشار أيضًا إلى "الانفجار العظيم" كحدث بالعامية باسم "ولادة" كوننا لأنه يمثل نقطة في التاريخ حيث يمكن التحقق من دخول الكون في نظام حيث تكون قوانين الفيزياء مثل نحن نفهمها (خاصة النسبية العامة والنموذج القياسي لفيزياء الجسيمات). استنادًا إلى قياسات التمدد باستخدام المستعرات الأعظمية من النوع Ia وقياسات تقلبات درجة الحرارة في الخلفية الكونية الميكروية ، فإن الوقت الذي مضى منذ ذلك الحدث - المعروف باسم "عمر الكون" - هو 13.799 ± 0.021 مليار سنة. [23]

على الرغم من كونها كثيفة للغاية في هذا الوقت - أكثر كثافة بكثير مما هو مطلوب عادة لتكوين ثقب أسود - لم ينهار الكون مرة أخرى إلى حالة فردية. عادةً ما تستند الحسابات والحدود المستخدمة بشكل شائع لشرح الانهيار الثقالي إلى كائنات ذات حجم ثابت نسبيًا ، مثل النجوم ، ولا تنطبق على الفضاء سريع التوسع مثل الانفجار العظيم. نظرًا لأن الكون المبكر لم ينهار على الفور إلى عدد كبير من الثقوب السوداء ، فلا بد أن المادة في ذلك الوقت كانت موزعة بالتساوي للغاية مع تدرج كثافة ضئيل. [24]

التضخم وتكوين الباريوجين

تخضع المراحل الأولى من الانفجار العظيم للكثير من التكهنات ، نظرًا لعدم توفر البيانات الفلكية المتعلقة بها. في النماذج الأكثر شيوعًا ، كان الكون ممتلئًا بشكل متجانس ومتناحي بكثافة طاقة عالية جدًا ودرجات حرارة وضغوط هائلة ، وكان يتمدد ويبرد بسرعة كبيرة. كانت الفترة من 0 إلى 10 -43 ثانية من التمدد ، عصر بلانك ، مرحلة تم فيها توحيد القوى الأساسية الأربعة - القوة الكهرومغناطيسية ، والقوة النووية القوية ، والقوة النووية الضعيفة ، وقوة الجاذبية ، كقوة واحدة . [25] في هذه المرحلة ، كان طول مقياس الكون المميز هو طول بلانك ، 1.6 × 10 35 م ، وبالتالي كانت درجة الحرارة فيه حوالي 10 32 درجة مئوية. حتى مفهوم الجسيم نفسه ينهار في هذه الظروف. الفهم الصحيح لهذه الفترة ينتظر تطوير نظرية الجاذبية الكمومية. [26] [27] تلا عصر بلانك حقبة التوحيد الكبرى التي بدأت في 10 - 43 ثانية ، حيث انفصلت الجاذبية عن القوى الأخرى مع انخفاض درجة حرارة الكون. [25]

في حوالي 10 إلى 37 ثانية من التمدد ، تسبب انتقال الطور في حدوث تضخم كوني ، نما خلاله الكون بشكل أسي ، غير مقيد بثبات سرعة الضوء ، وانخفضت درجات الحرارة بمعامل 100000. تم تضخيم التقلبات الكمومية المجهرية التي حدثت بسبب مبدأ عدم اليقين لهايزنبرغ في البذور التي ستشكل لاحقًا بنية الكون واسعة النطاق. [28] في وقت يتراوح بين 10 و 36 ثانية ، تبدأ الحقبة الكهروضعيفة عندما تنفصل القوة النووية القوية عن القوى الأخرى ، مع بقاء القوة الكهرومغناطيسية والقوة النووية الضعيفة موحدين فقط. [29]

توقف التضخم عند حوالي 10 -33 إلى 10 -32 ثانية ، مع زيادة حجم الكون بعامل لا يقل عن 10 78. حدثت إعادة التسخين حتى حصل الكون على درجات الحرارة المطلوبة لإنتاج بلازما كوارك-غلوون وكذلك جميع الجسيمات الأولية الأخرى. [30] [31] كانت درجات الحرارة عالية جدًا لدرجة أن الحركات العشوائية للجسيمات كانت بسرعات نسبية ، وكانت أزواج الجسيمات والجسيمات المضادة من جميع الأنواع يتم تكوينها وتدميرها بشكل مستمر في الاصطدامات. [4] في مرحلة ما ، انتهك تفاعل غير معروف يسمى baryogenesis الحفاظ على رقم الباريون ، مما أدى إلى زيادة صغيرة جدًا في الكواركات واللبتونات فوق الكواركات المضادة والبروتينات المضادة - بترتيب جزء واحد في 30 مليون. أدى هذا إلى هيمنة المادة على المادة المضادة في الكون الحالي. [32]

تبريد

استمر الكون في التناقص في كثافته وانخفاض درجة حرارته ، وبالتالي كانت الطاقة النموذجية لكل جسيم تتناقص. تضع انتقالات طور كسر التماثل القوى الأساسية للفيزياء ومعلمات الجسيمات الأولية في شكلها الحالي ، مع القوة الكهرومغناطيسية والقوة النووية الضعيفة التي تنفصل في حوالي 10-12 ثانية. [29] [33] بعد حوالي 10-11 ثانية ، تصبح الصورة أقل تخمينًا ، حيث تنخفض طاقات الجسيمات إلى القيم التي يمكن تحقيقها في مسرعات الجسيمات. في حوالي 10-6 ثوانٍ ، اجتمعت الكواركات والجلوونات لتكوين باريونات مثل البروتونات والنيوترونات. أدت الزيادة الصغيرة في الكواركات فوق الكواركات المضادة إلى زيادة طفيفة في الباريونات فوق الباريونات المضادة. لم تعد درجة الحرارة الآن مرتفعة بما يكفي لإنشاء أزواج جديدة من البروتونات والبروتونات المضادة (على نحو مشابه للنيوترونات والنيوترونات المضادة) ، لذلك تلا ذلك فناء جماعي على الفور ، تاركًا واحدًا فقط من كل 10 8 من جسيمات المادة الأصلية دون أي من الجسيمات المضادة. [34] حدثت عملية مماثلة في حوالي ثانية واحدة للإلكترونات والبوزيترونات. بعد عمليات الإبادة هذه ، لم تعد البروتونات والنيوترونات والإلكترونات المتبقية تتحرك نسبيًا وسيطرت الفوتونات على كثافة الطاقة في الكون (مع مساهمة طفيفة من النيوترينوات).

بعد دقائق قليلة من التمدد ، عندما كانت درجة الحرارة حوالي مليار كلفن وكانت كثافة المادة في الكون مماثلة للكثافة الحالية للغلاف الجوي للأرض ، اجتمعت النيوترونات مع البروتونات لتكوين نواة الديوتيريوم والهيليوم في الكون في عملية تسمى Big الانفجار النووي الانفجار (BBN). [35] ظلت معظم البروتونات غير مرتبطة كنواة الهيدروجين. [36]

عندما برد الكون ، أصبحت كثافة طاقة المادة الباقية تهيمن جاذبيًا على إشعاع الفوتون. بعد حوالي 379000 عام ، اندمجت الإلكترونات والنواة في ذرات (معظمها من الهيدروجين) ، والتي كانت قادرة على إصدار الإشعاع. يُعرف هذا الإشعاع المتبقي ، الذي استمر عبر الفضاء دون عوائق إلى حد كبير ، باسم الخلفية الكونية الميكروية الميكروية. [36]

تشكيل الهيكل

على مدى فترة طويلة من الزمن ، اجتذبت المناطق الأكثر كثافة قليلاً من المادة الموزعة بشكل موحد الجاذبية المادة القريبة وبالتالي نمت أكثر كثافة ، مكونة السحب الغازية والنجوم والمجرات والهياكل الفلكية الأخرى التي يمكن ملاحظتها اليوم. [4] تعتمد تفاصيل هذه العملية على كمية ونوع المادة في الكون. تُعرف الأنواع الأربعة المحتملة للمادة بالمادة المظلمة الباردة ، والمادة المظلمة الدافئة ، والمادة المظلمة الساخنة ، والمادة الباريونية. تُظهر أفضل القياسات المتاحة ، من مسبار ويلكنسون لتباين الميكروويف (WMAP) ، أن البيانات مناسبة تمامًا بواسطة نموذج Lambda-CDM حيث يُفترض أن تكون المادة المظلمة باردة (يتم استبعاد المادة المظلمة الدافئة عن طريق إعادة التأين المبكر) ، [38] ويقدر أنها تشكل حوالي 23٪ من المادة / الطاقة في الكون ، بينما تشكل المادة الباريونية حوالي 4.6٪. [39] في "النموذج الموسع" الذي يتضمن المادة المظلمة الساخنة في شكل نيوترينوات ، [40] ثم إذا كانت "كثافة الباريون الفيزيائية" Ω b h 2 < displaystyle Omega _ < text> h ^ <2>> تقدر بحوالي 0.023 (وهذا يختلف عن "كثافة الباريون" Ω ب >> معبرًا عنها ككسر من إجمالي كثافة المادة / الطاقة ، والتي تبلغ حوالي 0.046) ، وكثافة المادة المظلمة الباردة المقابلة Ω c h 2 > h ^ <2>> حوالي 0.11 ، كثافة النيوترينو المقابلة Ω v h 2 يُقدر أن> h ^ <2>> أقل من 0.0062. [39]

التسارع الكوني

تشير الأدلة المستقلة من المستعرات الأعظمية من النوع Ia و CMB إلى أن الكون اليوم يهيمن عليه شكل غامض من الطاقة يُعرف باسم الطاقة المظلمة ، والذي يبدو أنه يتخلل كل الفضاء. تشير الملاحظات إلى أن 73٪ من إجمالي كثافة الطاقة في عالم اليوم هي بهذا الشكل. عندما كان الكون صغيرًا جدًا ، كان من المحتمل أن يكون مشبعًا بالطاقة المظلمة ، ولكن مع مساحة أقل وكل شيء قريب من بعضه البعض ، كانت الجاذبية هي السائدة ، وكانت تكبح التمدد ببطء. ولكن في النهاية ، بعد عدة بلايين من السنين من التوسع ، تسبب انخفاض كثافة المادة بالنسبة لكثافة الطاقة المظلمة في تسارع تمدد الكون ببطء. [7]

تأخذ الطاقة المظلمة في أبسط صيغها شكل المصطلح الثابت الكوني في معادلات مجال أينشتاين للنسبية العامة ، لكن تكوينها وآليتها غير معروفين ، وبشكل أكثر عمومية ، تفاصيل معادلتها للحالة والعلاقة مع النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات. الاستمرار في التحقيق من خلال الملاحظة والنظرية. [7]

كل هذا التطور الكوني بعد الحقبة التضخمية يمكن وصفه ونمذجه بدقة بواسطة نموذج ΛCDM لعلم الكونيات ، والذي يستخدم الأطر المستقلة لميكانيكا الكم والنسبية العامة. لا توجد نماذج يمكن اختبارها بسهولة من شأنها أن تصف الموقف قبل ما يقرب من 10 إلى 15 ثانية. [41] يعد فهم هذه العصور المبكرة في تاريخ الكون حاليًا أحد أعظم المشكلات التي لم يتم حلها في الفيزياء.

علم أصول الكلمات

يعود الفضل إلى عالم الفلك الإنجليزي فريد هويل في ابتكار مصطلح "الانفجار الكبير" خلال حديث له في مارس 1949 إذاعة راديو بي بي سي ، [42] قائلاً: "هذه النظريات تستند إلى فرضية أن كل المادة في الكون قد تم إنشاؤها في واحدة كبيرة ضجة في وقت معين في الماضي البعيد ". [43] [44]

يُنشر على نطاق واسع أن هويل ، الذي فضل نموذجًا كونيًا بديلًا "للحالة الثابتة" ، قصد أن يكون هذا ازدرائيًا ، [45] لكن هويل نفى ذلك صراحة وقال إنها مجرد صورة مذهلة تهدف إلى إبراز الاختلاف بين النموذجين . [46] [47]

تطوير

تطورت نظرية الانفجار العظيم من ملاحظات حول بنية الكون ومن الاعتبارات النظرية. في عام 1912 ، قام فيستو سليفر بقياس أول انزياح دوبلر لـ "السديم الحلزوني" (السديم الحلزوني هو مصطلح قديم للمجرات الحلزونية) ، وسرعان ما اكتشف أن كل هذه السدم تقريبًا كانت تنحسر عن الأرض. لم يدرك الآثار الكونية لهذه الحقيقة ، وفي الواقع كان من المثير للجدل في ذلك الوقت ما إذا كانت هذه السدم "أكوان جزيرة" خارج مجرتنا درب التبانة أم لا. [49] [50] بعد عشر سنوات ، اشتق ألكسندر فريدمان ، عالم الكونيات والرياضيات الروسي ، معادلات فريدمان من معادلات مجال أينشتاين ، مما يدل على أن الكون قد يتوسع على عكس نموذج الكون الثابت الذي دعا إليه ألبرت أينشتاين في ذلك الوقت. [51]

في عام 1924 ، أظهر قياس الفلكي الأمريكي إدوين هابل للمسافة الكبيرة لأقرب السدم الحلزونية أن هذه الأنظمة كانت بالفعل مجرات أخرى. ابتداءً من نفس العام ، طور هابل بشق الأنفس سلسلة من مؤشرات المسافة ، رائد سلم المسافة الكوني ، باستخدام تلسكوب هوكر 100 بوصة (2.5 متر) في مرصد جبل ويلسون. سمح له ذلك بتقدير المسافات إلى المجرات التي تم بالفعل قياس انزياحها الأحمر ، في الغالب بواسطة سليفر. في عام 1929 ، اكتشف هابل ارتباطًا بين المسافة والسرعة الانعكاسية - المعروفة الآن باسم قانون هابل. [52] [53] بحلول ذلك الوقت ، كان Lemaître قد أظهر بالفعل أن هذا كان متوقعًا ، نظرًا للمبدأ الكوني. [7]

باشتقاق معادلات فريدمان بشكل مستقل في عام 1927 ، اقترح جورج لوميتر ، الفيزيائي البلجيكي والكاهن الروماني الكاثوليكي ، أن الركود المستنتج للسدم كان بسبب توسع الكون. [54] في عام 1931 ، ذهب Lematre إلى أبعد من ذلك واقترح أن التوسع الواضح للكون ، إذا تم إسقاطه في الوقت المناسب ، يعني أنه كلما كان الكون في الماضي أصغر ، حتى في وقت محدد في الماضي ، كانت كتلة كل تمركز الكون في نقطة واحدة ، "ذرة بدائية" أين ومتى ظهر نسيج الزمان والمكان. [55]

في عشرينيات وثلاثينيات القرن الماضي ، فضل كل عالم كوزمولوجي رئيسي تقريبًا كونًا ثابتًا أبديًا ، واشتكى العديد من أن بداية الوقت التي ضمناها الانفجار العظيم جلبت مفاهيم دينية إلى الفيزياء ، تكرر هذا الاعتراض لاحقًا من قبل مؤيدي نظرية الحالة المستقرة. [56] وقد تعزز هذا التصور من خلال حقيقة أن منشئ نظرية الانفجار العظيم ، لوميتري ، كان كاهنًا كاثوليكيًا. [57] اتفق آرثر إدينجتون مع أرسطو على أن الكون ليس له بداية في الزمن ، بمعنى. ، هذه المسألة أبدية. كانت البداية في الزمان "بغيضة" بالنسبة له. [58] [59] لكن لميتري اختلف:

إذا كان العالم قد بدأ بكم واحد ، فإن مفاهيم المكان والزمان ستفشل تمامًا في الحصول على أي معنى في البداية ، فلن تبدأ في الحصول على معنى معقول إلا عندما يتم تقسيم الكم الأصلي إلى عدد كافٍ من الكميات. إذا كان هذا الاقتراح صحيحًا ، فإن بداية العالم حدثت قبل بداية الزمان والمكان بقليل. [60]

خلال الثلاثينيات من القرن الماضي ، تم اقتراح أفكار أخرى باعتبارها علم الكون غير القياسي لشرح ملاحظات هابل ، بما في ذلك نموذج ميلن ، [61] الكون المتذبذب (اقترحه فريدمان في الأصل ، ولكن دعا إليه ألبرت أينشتاين وريتشارد سي تولمان) [62] و فرضية الضوء المتعبة لفريتز زويكي. [63]

بعد الحرب العالمية الثانية ، ظهر احتمالان متميزان. أحدها كان نموذج الحالة المستقرة لفريد هويل ، حيث يتم إنشاء مادة جديدة عندما يبدو أن الكون يتوسع. في هذا النموذج ، يكون الكون متماثلًا تقريبًا في أي وقت. [64] والآخر كان نظرية الانفجار العظيم التي وضعها لميتر ، والتي دعا إليها وطورها جورج جامو ، الذي قدم بي بي إن [65] والذي توقع شركاؤه ، رالف ألفر وروبرت هيرمان ، وجود CMB. [66] ومن المفارقات ، أن هويل هو من صاغ العبارة التي تم تطبيقها على نظرية لوميتري ، مشيرًا إليها باسم "هذا الانفجار العظيم فكرة "خلال إذاعة بي بي سي في مارس 1949. [47] [44] [ملاحظات 3] لفترة من الوقت ، تم تقسيم الدعم بين هاتين النظريتين. في النهاية ، بدأت أدلة المراقبة ، ولا سيما من عدد مصادر الراديو ، في تفضيل Big الانفجار فوق الحالة المستقرة. أدى اكتشاف وتأكيد الإشعاع CMB في عام 1964 إلى تأمين الانفجار العظيم باعتباره أفضل نظرية لأصل وتطور الكون. [67] يتضمن الكثير من العمل الحالي في علم الكونيات فهم كيفية تشكل المجرات في سياق الانفجار العظيم ، فهم فيزياء الكون في الأزمنة المبكرة والسابقة ، والتوفيق بين الملاحظات والنظرية الأساسية. [ بحاجة لمصدر ]

في عامي 1968 و 1970 ، نشر روجر بنروز وستيفن هوكينج وجورج إف آر إليس أوراقًا حيث أظهروا أن التفردات الرياضية كانت شرطًا أوليًا لا مفر منه للنماذج النسبية للانفجار العظيم. [68] [69] ثم ، من السبعينيات إلى التسعينيات ، عمل علماء الكونيات على توصيف سمات الكون الانفجار العظيم وحل المشكلات المعلقة. في عام 1981 ، حقق آلان جوث اختراقة في العمل النظري لحل بعض المشكلات النظرية البارزة في نظرية الانفجار العظيم مع إدخال حقبة من التوسع السريع في الكون المبكر أطلق عليها اسم "التضخم". [70] في هذه الأثناء ، خلال هذه العقود ، كان هناك سؤالان في علم الكون القائم على الملاحظة ولدا الكثير من النقاش والاختلاف حول القيم الدقيقة لثابت هابل [71] وكثافة المادة في الكون (قبل اكتشاف الطاقة المظلمة ، يعتقد أن كن المتنبئ الرئيسي للمصير النهائي للكون). [72]

في منتصف التسعينيات ، بدت ملاحظات عناقيد كروية معينة تشير إلى أن عمرها حوالي 15 مليار سنة ، وهو ما يتعارض مع معظم التقديرات الحالية لعمر الكون (وفي الواقع مع العمر المقاس اليوم). تم حل هذه المشكلة لاحقًا عندما أشارت عمليات المحاكاة الحاسوبية الجديدة ، والتي تضمنت تأثيرات فقدان الكتلة بسبب الرياح النجمية ، إلى سن أصغر بكثير للعناقيد الكروية. [73] بينما لا تزال هناك بعض الأسئلة حول مدى دقة قياس أعمار المجموعات ، فإن العناقيد الكروية مهمة لعلم الكونيات باعتبارها من أقدم الأشياء في الكون. [ بحاجة لمصدر ]

تم إحراز تقدم كبير في علم الكون الانفجار العظيم منذ أواخر التسعينيات نتيجة للتقدم في تكنولوجيا التلسكوب وكذلك تحليل البيانات من الأقمار الصناعية مثل مستكشف الخلفية الكونية (COBE) ، [74] تلسكوب هابل الفضائي و WMAP. [75] يمتلك علماء الكونيات الآن قياسات دقيقة ودقيقة إلى حد ما للعديد من معاملات نموذج الانفجار العظيم ، وقد توصلوا إلى اكتشاف غير متوقع مفاده أن تمدد الكون يبدو أنه يتسارع. [76] [77]

إن أقدم دليل على الملاحظة وأكثرها مباشرة على صحة النظرية هو توسع الكون وفقًا لقانون هابل (كما يتضح من الانزياحات الحمراء للمجرات) ، واكتشاف وقياس الخلفية الكونية الميكروية والوفرة النسبية لعناصر الضوء التي تنتجها التركيب النووي Big Bang (BBN). تتضمن الأدلة الأكثر حداثة ملاحظات حول تكوين المجرات وتطورها ، وتوزيع الهياكل الكونية على نطاق واسع ، [79] وتسمى هذه أحيانًا "الأعمدة الأربعة" لنظرية الانفجار العظيم. [80]

تجذب النماذج الحديثة الدقيقة للانفجار العظيم العديد من الظواهر الفيزيائية الغريبة التي لم يتم ملاحظتها في التجارب المعملية الأرضية أو دمجها في النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات. من بين هذه السمات ، تخضع المادة المظلمة حاليًا لأكثر الفحوصات المختبرية نشاطًا. [81] تشمل المشكلات المتبقية مشكلة الهالة الحدبة [82] ومشكلة المجرة القزمة [83] للمادة المظلمة الباردة. الطاقة المظلمة هي أيضًا مجال اهتمام شديد للعلماء ، لكن ليس من الواضح ما إذا كان الكشف المباشر عن الطاقة المظلمة ممكنًا. [84] يظل التضخم وتكوين الباريوجين سمتين أكثر تخمينًا لنماذج الانفجار العظيم الحالية. لا يزال البحث عن تفسيرات كمية وقابلة للتطبيق لهذه الظواهر قيد البحث. هذه مشاكل لم يتم حلها حاليًا في الفيزياء.

قانون هابل واتساع الفضاء

تظهر ملاحظات المجرات البعيدة والكوازارات أن هذه الأجسام قد انزياح نحو الأحمر: الضوء المنبعث منها قد تحول إلى أطوال موجية أطول. يمكن ملاحظة ذلك من خلال أخذ طيف تردد لجسم ومطابقة النمط الطيفي لخطوط الانبعاث أو الامتصاص المقابلة لذرات العناصر الكيميائية التي تتفاعل مع الضوء. هذه الانزياحات الحمراء متباينة الخواص وموزعة بالتساوي بين الأشياء المرصودة في جميع الاتجاهات. إذا تم تفسير الانزياح الأحمر على أنه تحول دوبلر ، فيمكن حساب السرعة الانعكاسية للجسم. بالنسبة لبعض المجرات ، من الممكن تقدير المسافات عبر سلم المسافة الكونية. عندما يتم رسم السرعات الراجعة مقابل هذه المسافات ، يتم ملاحظة علاقة خطية تعرف باسم قانون هابل: [52] v = H 0 D < displaystyle v = H_ <0> D> حيث

قانون هابل له تفسيران محتملان. إما أننا في مركز انفجار للمجرات - وهو أمر لا يمكن الدفاع عنه في ظل افتراض مبدأ كوبرنيكوس - أو أن الكون يتمدد بشكل موحد في كل مكان. تنبأ فريدمان بهذا التوسع الكوني من النسبية العامة في عام 1922 [51] ولوميتر في عام 1927 ، [54] قبل أن يقوم هابل بتحليله وملاحظاته عام 1929 ، ولا يزال يمثل حجر الزاوية في نظرية الانفجار العظيم كما طورها فريدمان ، لوميتري ، روبرتسون ووكر.

يظهر هذا الفضاء الذي يمر بتوسع متري من خلال دليل المراقبة المباشر للمبدأ الكوني ومبدأ كوبرنيكوس ، والذي لا يوجد له أي تفسير آخر مع قانون هابل. الانزياح الأحمر الفلكي متناحي الخواص ومتجانسة للغاية ، [52] مما يدعم المبدأ الكوني القائل بأن الكون يبدو متماثلًا في جميع الاتجاهات ، إلى جانب الكثير من الأدلة الأخرى. إذا كانت الانزياحات الحمراء ناتجة عن انفجار من مركز بعيد عنا ، فلن تكون متشابهة في اتجاهات مختلفة.

أثبتت قياسات تأثيرات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي على ديناميكيات الأنظمة الفيزيائية الفلكية البعيدة في عام 2000 مبدأ كوبرنيكوس ، وهو أن الأرض ، على نطاق كوني ، ليست في موقع مركزي. [86] كان الإشعاع الناتج عن الانفجار العظيم أكثر دفئًا بشكل واضح في أوقات سابقة في جميع أنحاء الكون. لا يمكن تفسير التبريد المنتظم لـ CMB على مدى بلايين السنين إلا إذا كان الكون يمر بتوسع متري ، ويستبعد احتمال اقترابنا من المركز الفريد للانفجار.

إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف

في عام 1964 ، اكتشف أرنو بينزياس وروبرت ويلسون صدفة إشعاع الخلفية الكونية ، وهي إشارة متعددة الاتجاهات في نطاق الموجات الدقيقة. [67] قدم اكتشافهم تأكيدًا جوهريًا لتنبؤات الانفجار الأعظم من قبل ألفر وهيرمان وجامو في حوالي عام 1950. وخلال السبعينيات ، وجد أن الإشعاع متسق تقريبًا مع طيف الجسم الأسود في جميع الاتجاهات وقد تحول هذا الطيف إلى الأحمر بسبب التوسع من الكون ، واليوم يتوافق مع ما يقرب من 2.725 كلفن ، وهذا قلب ميزان الأدلة لصالح نموذج الانفجار العظيم ، وحصل بينزياس وويلسون على جائزة نوبل في الفيزياء لعام 1978.

ال سطح التشتت الأخير المقابلة لانبعاث CMB يحدث بعد فترة وجيزة إعادة التركيب، الحقبة التي يصبح فيها الهيدروجين المحايد مستقرًا. قبل ذلك ، كان الكون يتألف من بحر بلازما فوتون-باريون ساخن كثيف حيث تنتشر الفوتونات بسرعة من الجسيمات المشحونة المجانية. عند بلوغ ذروته حوالي 372 ± 14 كيلويرًا ، [38] يصبح متوسط ​​المسار الحر للفوتون طويلًا بما يكفي للوصول إلى يومنا هذا ويصبح الكون شفافًا.

في عام 1989 ، أطلقت وكالة ناسا COBE ، والتي حققت تقدمين رئيسيين: في عام 1990 ، أظهرت قياسات الطيف عالية الدقة أن طيف تردد CMB هو جسم أسود مثالي تقريبًا بدون أي انحرافات عند مستوى جزء واحد في 10 4 ، وقياس درجة الحرارة المتبقية 2.726 كلفن (عدلت القياسات الأحدث هذا الرقم انخفاضًا طفيفًا إلى 2.7255 كلفن) ثم في عام 1992 ، اكتشفت المزيد من قياسات COBE تقلبات صغيرة (تباين) في درجة حرارة CMB عبر السماء ، عند مستوى حوالي جزء واحد في 10 5. [74] حصل جون سي ماذر وجورج سموت على جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2006 لقيادتهما في هذه النتائج.

خلال العقد التالي ، تم التحقيق في تباين CMB من خلال عدد كبير من التجارب الأرضية وتجارب البالون. في 2000-2001 ، وجدت العديد من التجارب ، وأبرزها BOOMERanG ، أن شكل الكون يكون مسطحًا من الناحية المكانية تقريبًا عن طريق قياس الحجم الزاوي النموذجي (الحجم على السماء) لتباين الخواص. [91] [92] [93]

في أوائل عام 2003 ، تم إطلاق النتائج الأولى لمسبار ويلكنسون لتباين الميكروويف ، مما أسفر عن القيم الأكثر دقة في ذلك الوقت لبعض المعلمات الكونية. دحضت النتائج العديد من نماذج التضخم الكوني المحددة ، ولكنها تتوافق مع نظرية التضخم بشكل عام. [75] بلانك تم إطلاق المسبار الفضائي في مايو 2009. وتجري تجارب أخرى في الخلفية الكونية الميكروية الأرضية والبالونية.

وفرة العناصر البدائية

باستخدام نموذج الانفجار العظيم ، من الممكن حساب تركيز الهليوم -4 ، والهيليوم -3 ، والديوتيريوم ، والليثيوم -7 في الكون كنسب لكمية الهيدروجين العادي. [35] الوفرة النسبية تعتمد على معامل واحد ، نسبة الفوتونات إلى الباريونات. يمكن حساب هذه القيمة بشكل مستقل عن الهيكل التفصيلي لتقلبات CMB. النسب المتوقعة (بالكتلة وليس العدد) حوالي 0.25 لـ He 4 / H >> حوالي 10 −3 لـ H 2 / H >> ، حوالي 10 −4 لـ He 3 / H < displaystyle < ce <^ 3He / H >>> وحوالي 10 −9 لـ Li 7 / H < displaystyle < ce <^ 7Li / ح >>>. [35]

تتوافق جميع الوفرة المقاسة على الأقل تقريبًا مع تلك المتنبأ بها من قيمة واحدة لنسبة الباريون إلى الفوتون. الاتفاقية ممتازة بالنسبة للديوتيريوم ، قريبة ولكنها غير متناقضة رسميًا بالنسبة لـ He 4 < displaystyle < ce <^ 4He >>> ، وخروجه بمعامل اثنين لـ Li 7 < displaystyle < ce <^ 7Li >>> ( يُعرف هذا الشذوذ باسم مشكلة الليثيوم الكونية) في الحالتين الأخيرتين ، هناك شكوك منهجية كبيرة. ومع ذلك ، فإن التناسق العام مع الوفرة التي تنبأ بها BBN هو دليل قوي على الانفجار العظيم ، حيث أن النظرية هي التفسير الوحيد المعروف للوفرة النسبية للعناصر الخفيفة ، ومن المستحيل عمليًا "ضبط" الانفجار العظيم لإنتاج المزيد أو أقل من 20-30٪ هيليوم. [94] في الواقع ، لا يوجد سبب واضح خارج الانفجار العظيم ، على سبيل المثال ، الكون الفتى (أي قبل تشكل النجوم ، كما تم تحديده من خلال دراسة المادة التي يُفترض أنها خالية من منتجات تصنيع النواة النجمية) يجب أن تحتوي على نسبة من الهيليوم أكثر من الديوتيريوم أو أكثر الديوتيريوم منه 3 >> وبنسب ثابتة أيضًا. [95]: 182-185

تطور المجرة وتوزيعها

تتوافق الملاحظات التفصيلية لتشكيل وتوزيع المجرات والكوازارات مع الحالة الحالية لنظرية الانفجار العظيم. تشير مجموعة من الملاحظات والنظرية إلى أن الكوازارات والمجرات الأولى تشكلت بعد حوالي مليار سنة من الانفجار العظيم ، ومنذ ذلك الحين ، تشكلت هياكل أكبر ، مثل عناقيد المجرات والعناقيد العملاقة. [96]

لقد كانت أعداد النجوم تتقدم في العمر وتتطور ، لذا فإن المجرات البعيدة (التي لوحظت كما كانت في الكون المبكر) تبدو مختلفة تمامًا عن المجرات القريبة (التي لوحظت في حالة أحدث). علاوة على ذلك ، فإن المجرات التي تشكلت مؤخرًا نسبيًا تبدو مختلفة بشكل ملحوظ عن المجرات التي تشكلت على مسافات مماثلة ولكن بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم. هذه الملاحظات هي حجج قوية ضد نموذج الحالة المستقرة. تتفق ملاحظات تكوين النجوم وتوزيع المجرات والكوازارات والبنى الأكبر بشكل جيد مع محاكاة الانفجار الكبير لتشكيل البنية في الكون ، وتساعد على استكمال تفاصيل النظرية. [96] [97]

سحب الغاز البدائية

في عام 2011 ، وجد علماء الفلك ما يعتقدون أنه سحب نقية من الغاز البدائي من خلال تحليل خطوط الامتصاص في أطياف الكوازارات البعيدة. قبل هذا الاكتشاف ، لوحظ أن جميع الأجرام الفلكية الأخرى تحتوي على عناصر ثقيلة تتشكل في النجوم. لا تحتوي هاتان السحمتان من الغاز على عناصر أثقل من الهيدروجين والديوتيريوم. [102] [103] نظرًا لعدم احتواء سحب الغاز على عناصر ثقيلة ، فمن المحتمل أنها تشكلت في الدقائق القليلة الأولى بعد الانفجار العظيم ، خلال BBN.

خطوط أخرى من الأدلة

إن عمر الكون كما تم تقديره من توسع هابل و CMB يتفق الآن جيدًا مع التقديرات الأخرى باستخدام أعمار أقدم النجوم ، سواء تم قياسها من خلال تطبيق نظرية التطور النجمي على الحشود الكروية ومن خلال التأريخ الإشعاعي للسكان الفرديين. النجوم الثاني. [104] كما أنه يتفق جيدًا مع تقديرات العمر بناءً على قياسات التمدد باستخدام المستعرات الأعظمية من النوع Ia وقياسات تقلبات درجة الحرارة في الخلفية الكونية الميكروية. [23] التوافق على القياسات المستقلة لهذا العمر يدعم نموذج Lambda-CDM (ΛCDM) ، حيث يتم استخدام النموذج لربط بعض القياسات بتقدير العمر ، وتتفق جميع التقديرات. ومع ذلك ، فإن بعض ملاحظات الأجسام من الكون المبكر نسبيًا (خاصةً quasar APM 08279 + 5255) تثير القلق بشأن ما إذا كانت هذه الأجسام لديها الوقت الكافي لتشكل مبكرًا جدًا في نموذج ΛCDM. [105] [106]

تم دعم التنبؤ بأن درجة حرارة CMB كانت أعلى في الماضي بشكل تجريبي من خلال ملاحظات خطوط امتصاص درجات الحرارة المنخفضة جدًا في سحب الغاز عند الانزياح الأحمر العالي. [107] يشير هذا التنبؤ أيضًا إلى أن اتساع تأثير Sunyaev-Zel'dovich في مجموعات المجرات لا يعتمد بشكل مباشر على الانزياح الأحمر. لقد وجدت الملاحظات أن هذا صحيح تقريبًا ، لكن هذا التأثير يعتمد على خصائص الكتلة التي تتغير مع الزمن الكوني ، مما يجعل القياسات الدقيقة صعبة. [108] [109]

الملاحظات المستقبلية

قد تكون مراصد الموجات الثقالية المستقبلية قادرة على اكتشاف موجات الجاذبية البدائية ، بقايا الكون المبكر ، حتى أقل من ثانية بعد الانفجار العظيم. [110] [111]

كما هو الحال مع أي نظرية ، نشأ عدد من الألغاز والمشكلات نتيجة لتطور نظرية الانفجار العظيم. تم حل بعض هذه الألغاز والمشاكل بينما لا يزال البعض الآخر معلقًا. كشفت الحلول المقترحة لبعض المشاكل في نموذج الانفجار العظيم عن ألغاز جديدة خاصة بها. على سبيل المثال ، يتم حل مشكلة الأفق ، ومشكلة أحادية القطب المغناطيسي ، ومشكلة التسطيح بشكل شائع باستخدام النظرية التضخمية ، لكن تفاصيل الكون التضخمي لا تزال دون حل ويقول الكثيرون ، بما في ذلك بعض مؤسسي النظرية ، إنه تم دحضها . [112] [113] [114] [115] فيما يلي قائمة بالجوانب الغامضة لنظرية الانفجار العظيم التي لا تزال قيد التحقيق المكثف من قبل علماء الكون والفيزياء الفلكية.

عدم تناسق الباريون

لم نفهم بعد سبب احتواء الكون على مادة أكثر من المادة المضادة. [32] يُفترض عمومًا أنه عندما كان الكون فتيًا وحارًا جدًا ، كان في حالة توازن إحصائي ويحتوي على أعداد متساوية من الباريونات والباريونات المضادة. ومع ذلك ، تشير الملاحظات إلى أن الكون ، بما في ذلك أجزائه الأبعد ، يتكون بالكامل تقريبًا من المادة. تم افتراض عملية تسمى تكوين الباريوجين لتفسير عدم التناسق. من أجل حدوث عملية تكوين الباريوجين ، يجب تلبية شروط ساخاروف. يتطلب ذلك عدم حفظ رقم الباريون ، وانتهاك تناظر C وتناظر CP وانحراف الكون عن التوازن الديناميكي الحراري. [116] تحدث كل هذه الشروط في النموذج القياسي ، لكن التأثيرات ليست قوية بما يكفي لتفسير عدم تناسق الباريون الحالي.

الطاقة المظلمة

تشير قياسات العلاقة بين الانزياح الأحمر والمقدار للمستعرات الأعظمية من النوع Ia إلى أن تمدد الكون يتسارع منذ أن كان عمر الكون حوالي نصف عمره الحالي. لتفسير هذا التسارع ، تتطلب النسبية العامة أن معظم الطاقة في الكون تتكون من مكون ذي ضغط سلبي كبير ، يُطلق عليه اسم "الطاقة المظلمة". [7]

الطاقة المظلمة ، على الرغم من المضاربة ، تحل العديد من المشاكل. تشير قياسات الخلفية الكونية الميكروية إلى أن الكون مسطح مكانيًا تقريبًا ، وبالتالي وفقًا للنسبية العامة ، يجب أن يمتلك الكون تقريبًا بالضبط الكثافة الحرجة للكتلة / الطاقة. لكن كثافة كتلة الكون يمكن قياسها من خلال مجموعات الجاذبية ، ووجد أنها تحتوي على حوالي 30٪ فقط من الكثافة الحرجة. [7] بما أن النظرية تشير إلى أن الطاقة المظلمة لا تتجمع بالطريقة المعتادة فهي أفضل تفسير لكثافة الطاقة "المفقودة". تساعد الطاقة المظلمة أيضًا في تفسير مقياسين هندسيين للانحناء الكلي للكون ، أحدهما يستخدم تردد عدسات الجاذبية ، [117] والآخر باستخدام النمط المميز للهيكل واسع النطاق كمسطرة كونية.

يُعتقد أن الضغط السلبي هو خاصية لطاقة الفراغ ، لكن الطبيعة الدقيقة ووجود الطاقة المظلمة لا يزالان أحد الألغاز العظيمة للانفجار العظيم. تتوافق النتائج التي توصل إليها فريق WMAP في عام 2008 مع كون يتكون من 73٪ من الطاقة المظلمة ، و 23٪ من المادة المظلمة ، و 4.6٪ من المادة العادية ، وأقل من 1٪ من النيوترينوات. [39] وفقًا للنظرية ، تتناقص كثافة الطاقة في المادة مع توسع الكون ، لكن كثافة الطاقة المظلمة تظل ثابتة (أو تقريبًا) مع توسع الكون. لذلك ، شكلت المادة جزءًا أكبر من الطاقة الكلية للكون في الماضي مما هي عليه اليوم ، لكن مساهمتها الجزئية ستنخفض في المستقبل البعيد حيث تصبح الطاقة المظلمة أكثر هيمنة.

تم شرح مكون الطاقة المظلمة في الكون من قبل المنظرين باستخدام مجموعة متنوعة من النظريات المتنافسة بما في ذلك ثابت آينشتاين الكوني ولكن أيضًا تمتد إلى أشكال أكثر غرابة من الجوهر أو غيرها من مخططات الجاذبية المعدلة. [118] مشكلة ثابتة كونية ، تسمى أحيانًا "المشكلة الأكثر إحراجًا في الفيزياء" ، تنتج عن التناقض الواضح بين كثافة الطاقة المقاسة للطاقة المظلمة ، والمشكلة التي تم التنبؤ بها بسذاجة من وحدات بلانك. [119]

المادة المظلمة

خلال السبعينيات والثمانينيات من القرن الماضي ، أظهرت العديد من الملاحظات أنه لا توجد مادة مرئية كافية في الكون لتفسير القوة الظاهرة لقوى الجاذبية داخل المجرات وفيما بينها. أدى ذلك إلى فكرة أن ما يصل إلى 90٪ من المادة في الكون هي مادة مظلمة لا تصدر ضوءًا أو تتفاعل مع مادة باريونية طبيعية. بالإضافة إلى ذلك ، أدى الافتراض بأن الكون عبارة عن مادة طبيعية في الغالب إلى تنبؤات كانت غير متوافقة بشدة مع الملاحظات. على وجه الخصوص ، الكون اليوم أكثر تكتلًا ويحتوي على ديوتيريوم أقل بكثير مما يمكن حسابه بدون المادة المظلمة. على الرغم من أن المادة المظلمة كانت دائمًا مثيرة للجدل ، إلا أنها تُستدل عليها من خلال ملاحظات مختلفة: تباين الخواص في CMB ، وتشتت سرعة مجموعة المجرات ، وتوزيعات الهياكل واسعة النطاق ، ودراسات عدسة الجاذبية ، وقياسات الأشعة السينية لمجموعات المجرات. [120]

يأتي الدليل غير المباشر على المادة المظلمة من تأثير الجاذبية على مادة أخرى ، حيث لم يتم ملاحظة أي جزيئات من المادة المظلمة في المختبرات. تم اقتراح العديد من فيزياء الجسيمات المرشحة للمادة المظلمة ، وهناك العديد من المشاريع للكشف عنها مباشرة. [121]

بالإضافة إلى ذلك ، هناك مشاكل بارزة مرتبطة بنموذج المادة المظلمة الباردة المفضل حاليًا والتي تتضمن مشكلة المجرة القزمة [83] ومشكلة الهالة المتدنية. [82] تم اقتراح نظريات بديلة لا تتطلب قدرًا كبيرًا من المادة غير المكتشفة ، ولكن بدلاً من ذلك تعدل قوانين الجاذبية التي وضعها نيوتن وأينشتاين ، ومع ذلك لا توجد نظرية بديلة ناجحة مثل اقتراح المادة المظلمة الباردة في شرح جميع الملاحظات الموجودة . [122]

مشكلة الأفق

تنتج مشكلة الأفق من فرضية أن المعلومات لا يمكن أن تنتقل أسرع من الضوء. في كون ذي عمر محدود ، يضع هذا حدًا - أفق الجسيمات - على فصل أي منطقتين من الفضاء على اتصال سببي. [123] يُعد التناظر المرصود لـ CMB مشكلة في هذا الصدد: إذا كان الكون قد هيمن عليه الإشعاع أو المادة في جميع الأوقات حتى حقبة التشتت الأخير ، فإن أفق الجسيمات في ذلك الوقت سيتوافق مع درجتين تقريبًا على سماء. عندها لن تكون هناك آلية لجعل المناطق الأوسع لها نفس درجة الحرارة. [95]: 191 - 202

يتم تقديم حل لهذا التناقض الظاهري من خلال النظرية التضخمية التي يهيمن فيها مجال طاقة عددي متجانس ومتناحي الخواص على الكون في فترة مبكرة جدًا (قبل نشوء الباريوجين). أثناء التضخم ، يخضع الكون للتوسع الأسي ، ويتمدد أفق الجسيمات بسرعة أكبر بكثير مما كان يُفترض سابقًا ، بحيث تكون المناطق الموجودة حاليًا على جانبي الكون المرئي داخل أفق جسيم بعضها البعض. ومن ثم فإن الخواص المرصودة لـ CMB يتبع حقيقة أن هذه المنطقة الأكبر كانت على اتصال سببي قبل بداية التضخم. [28]: 180–186

يتنبأ مبدأ عدم اليقين لهايزنبرغ أنه خلال المرحلة التضخمية ستكون هناك تقلبات حرارية كمية ، والتي يمكن تضخيمها إلى مقياس كوني. كانت هذه التقلبات بمثابة البذور لجميع الهياكل الحالية في الكون. [95]: 207 يتنبأ التضخم بأن التقلبات البدائية ثابتة على نطاق واسع و Gaussian ، والتي تم تأكيدها بدقة من خلال قياسات CMB. [75]: القسم 6

إذا حدث التضخم ، فإن التوسع الأسي من شأنه أن يدفع مناطق كبيرة من الفضاء إلى ما هو أبعد من أفقنا المرئي. [28]: 180–186

تنشأ قضية ذات صلة بمشكلة الأفق الكلاسيكية لأنه في معظم نماذج التضخم الكوني القياسية ، يتوقف التضخم قبل حدوث كسر التناظر الكهروضعيف ، لذلك لا ينبغي أن يكون التضخم قادرًا على منع الانقطاعات واسعة النطاق في الفراغ الكهروضعيف لأن الأجزاء البعيدة من الكون المرئي كانت منفصلة سببيًا عندما انتهت حقبة الكهروضعيف. [124]

أحادي القطب المغناطيسي

أثير اعتراض الاحتكار المغناطيسي في أواخر السبعينيات. تنبأت النظريات الموحدة الكبرى (GUTs) بعيوب طوبولوجية في الفضاء من شأنها أن تظهر على شكل أحادي القطب المغناطيسي. سيتم إنتاج هذه الأجسام بكفاءة في الكون المبكر الحار ، مما يؤدي إلى كثافة أعلى بكثير مما تتوافق مع الملاحظات ، نظرًا لعدم وجود أحادي القطب. يتم حل هذه المشكلة عن طريق التضخم الكوني ، الذي يزيل جميع عيوب النقطة من الكون المرئي ، بنفس الطريقة التي يقود بها الهندسة إلى التسطيح. [123]

مشكلة التسطيح

مشكلة التسطيح (المعروفة أيضًا بمشكلة الشيخوخة) هي مشكلة مراقبة مرتبطة بـ FLRW. [123] قد يكون للكون انحناء مكاني إيجابي أو سلبي أو صفري اعتمادًا على كثافة طاقته الإجمالية. يكون الانحناء سالبًا إذا كانت كثافته أقل من الكثافة الحرجة الموجبة إذا كانت أكبر وصفرية عند الكثافة الحرجة ، وفي هذه الحالة يُقال أن الفضاء يكون مستوي. تشير الملاحظات إلى أن الكون يتسق مع كونه مسطحًا. [125] [126]

تكمن المشكلة في أن أي خروج صغير عن الكثافة الحرجة ينمو بمرور الوقت ، ومع ذلك يظل الكون اليوم قريبًا جدًا من المسطح. [ملاحظات 4] بالنظر إلى أن الجدول الزمني الطبيعي للابتعاد عن التسطيح قد يكون زمن بلانك ، 10 × 43 ثانية ، [4] حقيقة أن الكون لم يصل إلى الموت الحراري ولا أزمة كبيرة بعد بلايين السنين تتطلب تفسيرًا. على سبيل المثال ، حتى في العصر المتأخر نسبيًا لبضع دقائق (وقت التخليق النووي) ، يجب أن تكون كثافة الكون ضمن جزء واحد من 10 14 من قيمته الحرجة ، أو أنها لن تكون موجودة كما هي اليوم. [127]

قبل ملاحظات الطاقة المظلمة ، نظر علماء الكون في سيناريوهين لمستقبل الكون. إذا كانت كثافة كتلة الكون أكبر من الكثافة الحرجة ، فسيصل الكون إلى أقصى حجم له ثم يبدأ في الانهيار. سيصبح أكثر كثافة وسخونة مرة أخرى ، وينتهي بحالة مماثلة لتلك التي بدأت فيها - أزمة كبيرة. [18]

بدلاً من ذلك ، إذا كانت الكثافة في الكون مساوية للكثافة الحرجة أو أقل منها ، فإن التمدد سوف يتباطأ ولكنه لا يتوقف أبدًا. سيتوقف تشكل النجوم مع استهلاك الغاز بين النجوم في كل مجرة ​​سوف تحترق النجوم ، تاركة الأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء. قد يؤدي التصادم بينهما إلى تراكم الكتلة في ثقوب سوداء أكبر وأكبر. سيقترب متوسط ​​درجة حرارة الكون بشكل تقريبي تدريجيًا جدًا من الصفر المطلق - تجمد كبير. [128] علاوة على ذلك ، إذا كانت البروتونات غير مستقرة ، فإن المادة الباريونية ستختفي ، تاركة فقط الإشعاع والثقوب السوداء. في النهاية ، سوف تتبخر الثقوب السوداء بإصدار إشعاع هوكينغ. ستزداد إنتروبيا الكون إلى درجة لا يمكن فيها استخلاص أي شكل منظم من الطاقة منه ، وهو السيناريو المعروف باسم الموت الحراري. [129]

تشير الملاحظات الحديثة للتوسع المتسارع إلى أن المزيد والمزيد من الكون المرئي حاليًا سيمر إلى ما وراء أفق الحدث الخاص بنا وبعيدًا عن الاتصال بنا. النتيجة النهائية غير معروفة. يحتوي نموذج الكون ΛCDM على طاقة مظلمة على شكل ثابت كوني. تقترح هذه النظرية أن الأنظمة المرتبطة بالجاذبية فقط ، مثل المجرات ، ستبقى معًا ، وستكون أيضًا عرضة للموت الحراري مع تمدد الكون وبرودة. تفسيرات أخرى للطاقة المظلمة ، تسمى نظريات الطاقة الشبحية ، تشير إلى أن مجموعات المجرات ، والنجوم ، والكواكب ، والذرات ، والنوى ، والمادة نفسها ستتمزق في النهاية بسبب التوسع المتزايد باستمرار في ما يسمى التمزق الكبير. [130]

أحد المفاهيم الخاطئة الشائعة حول نموذج Big Bang هو أنه يشرح أصل الكون بشكل كامل. ومع ذلك ، فإن نموذج الانفجار العظيم لا يصف كيفية حدوث الطاقة والوقت والمكان ، ولكنه يصف ظهور الكون الحالي من حالة أولية شديدة الكثافة وذات درجة حرارة عالية. [131] من المضلل تصور الانفجار العظيم من خلال مقارنة حجمه بالأشياء اليومية. عندما يتم وصف حجم الكون في Big Bang ، فإنه يشير إلى حجم الكون المرئي ، وليس الكون بأكمله. [17]

يتنبأ قانون هابل بأن المجرات التي تتجاوز مسافة هابل تنحسر أسرع من سرعة الضوء. ومع ذلك ، لا تنطبق النسبية الخاصة على ما هو أبعد من الحركة عبر الفضاء. يصف قانون هابل السرعة الناتجة عن التمدد من الفضاء بدلا من عبر الفضاء. [17]

غالبًا ما يشير علماء الفلك إلى الانزياح الكوني نحو الأحمر باعتباره تحول دوبلر الذي يمكن أن يؤدي إلى سوء فهم. [17] على الرغم من تشابهه ، إلا أن الانزياح الأحمر الكوني لا يتطابق مع الانزياح الأحمر الدوبلري المشتق تقليديًا لأن معظم الاشتقاقات الأولية للانزياح الأحمر الدوبلري لا تستوعب توسع الفضاء. يتطلب الاشتقاق الدقيق للانزياح الأحمر الكوني استخدام النسبية العامة ، وبينما يعطي العلاج باستخدام حجج تأثير دوبلر الأبسط نتائج متطابقة تقريبًا للمجرات القريبة ، فإن تفسير الانزياح الأحمر للمجرات البعيدة نظرًا لأبسط معالجات دوبلر للانزياح الأحمر يمكن أن يسبب الارتباك. [17]

يشرح الانفجار العظيم تطور الكون من كثافة بدائية ودرجة حرارة تفوق قدرة البشرية على التكرار ، لذا فإن الاستقراء لأقصى الظروف والأوقات المبكرة يكون بالضرورة أكثر تخمينًا. أطلق Lemaître على هذه الحالة الأولية "ذرة بدائية"بينما دعا جامو المادة"ylem". كيف نشأت الحالة الأولية للكون لا يزال سؤالًا مفتوحًا ، لكن نموذج الانفجار العظيم يقيد بعض خصائصه. على سبيل المثال ، من المرجح أن قوانين الطبيعة المحددة ظهرت بطريقة عشوائية ، ولكن كما تظهر نماذج التضخم بعض التوليفات من هذه تكون أكثر احتمالًا بكثير. [132] يشير الكون المسطح طوبولوجيًا إلى وجود توازن بين طاقة وضع الجاذبية وأشكال الطاقة الأخرى ، مما لا يتطلب إنشاء طاقة إضافية.

تشير نظرية الانفجار العظيم ، المبنية على معادلات النسبية العامة الكلاسيكية ، إلى التفرد في أصل الزمن الكوني ، وقد تكون كثافة الطاقة اللانهائية هذه استحالة فيزيائية. ومع ذلك ، فإن النظريات الفيزيائية للنسبية العامة وميكانيكا الكم كما تم إدراكها حاليًا غير قابلة للتطبيق قبل عصر بلانك ، وسيتطلب تصحيح ذلك تطوير معالجة صحيحة للجاذبية الكمومية. [20] بعض معالجات الجاذبية الكمومية ، مثل معادلة ويلر-ديويت ، تشير إلى أن الوقت نفسه يمكن أن يكون خاصية ناشئة. [133] على هذا النحو ، قد تستنتج الفيزياء أن الوقت لم يكن موجودًا قبل الانفجار العظيم. [134] [135]

في حين أنه من غير المعروف ما الذي كان يمكن أن يسبق حالة الكثافة الحارة للكون المبكر أو كيف ولماذا نشأ ، أو حتى ما إذا كانت هذه الأسئلة معقولة ، فإن التكهنات كثيرة حول موضوع "نشأة الكون".

بعض المقترحات التخمينية في هذا الصدد ، والتي يستلزم كل منها فرضيات غير مختبرة ، هي:

  • أبسط النماذج التي كان سبب الانفجار الكبير فيها هو التقلبات الكمومية. كان لهذا السيناريو فرصة ضئيلة للغاية في الحدوث ، ولكن وفقًا للمبدأ الشمولي ، سيحدث في النهاية أكثر الأحداث غير المحتملة. حدث ذلك على الفور ، من وجهة نظرنا ، بسبب غياب الوقت المتصور قبل الانفجار العظيم. [136] [137] [138] [139]
  • النماذج بما في ذلك حالة هارتل-هوكينج اللامحدودة ، حيث يكون الزمكان بأكمله محدودًا ، فإن الانفجار العظيم يمثل بالفعل الحد الزمني ولكن بدون أي تفرد. [140] في مثل هذه الحالة ، يكون الكون مكتفيًا ذاتيًا. [141] النماذج ، التي يرجع التضخم فيها إلى حركة الأغشية في نظرية الأوتار ، ونموذج ما قبل الانفجار الكبير للنموذج ekpyrotic ، والذي يكون فيه الانفجار العظيم نتيجة تصادم بين الأغشية والنموذج الدوري ، وهو أحد أشكال نموذج ekpyrotic الذي تحدث فيه الاصطدامات بشكل دوري. في النموذج الأخير ، سبقت الانفجار العظيم أزمة كبيرة ودورات الكون من عملية إلى أخرى. [142] [143] [144] [145] ، حيث ينتهي التضخم الشامل محليًا هنا وهناك بطريقة عشوائية ، كل نقطة نهاية تؤدي إلى الكون الفقاعي، تتوسع من انفجارها الكبير. [146] [147]

ترى المقترحات في الفئتين الأخيرتين الانفجار العظيم كحدث إما في كون أكبر وأقدم أو في كون متعدد.

كوصف لأصل الكون ، فإن الانفجار العظيم له تأثير كبير على الدين والفلسفة. [148] [149] ونتيجة لذلك ، أصبحت واحدة من أكثر المجالات حيوية في الخطاب بين العلم والدين. [150] يعتقد البعض أن الانفجار العظيم يعني وجود خالق ، [151] [152] بينما يجادل آخرون بأن علم الكونيات في بيغ بانغ يجعل فكرة الخالق غير ضرورية. [149] [153]


كيف يتم نمذجة تأثير الجاذبية للمجرات خارج الكون المرئي على المجرات داخل الكون المرئي حاليًا؟ - الفلك

تشبه المجرة الحلزونية دولاب الهواء ، بأذرع لولبية تلتف من انتفاخ مركزي. هذه المجرة ، المعروفة باسم M100 ، تشبه إلى حد كبير مجرتنا ، درب التبانة. ومع ذلك ، فإن مجرة ​​درب التبانة بها شريط من النجوم والغبار والغاز في وسطها. حقوق الصورة: D. Hunter (مرصد Lowell) و Z. Levay (معهد علوم التلسكوب الفضائي) / ناسا

يمكن رؤية ثلاث مجرات فقط خارج مجرة ​​درب التبانة بالعين المجردة. يمكن للناس في نصف الكرة الشمالي رؤية مجرة ​​المرأة المسلسلة ، التي تبعد حوالي مليوني سنة ضوئية. يمكن للناس في نصف الكرة الجنوبي رؤية سحابة ماجلان الكبيرة ، التي تبعد حوالي 160 ألف سنة ضوئية عن الأرض ، وسحابة ماجلان الصغيرة التي تبعد حوالي 180 ألف سنة ضوئية.

المجرات موزعة بشكل غير متساو في الفضاء.البعض ليس لديه جار قريب. يحدث البعض الآخر في أزواج ، يدور كل منهما حول الآخر. ولكن تم العثور على معظمهم في مجموعات تسمى العناقيد. قد يحتوي العنقود على بضع عشرات إلى عدة آلاف من المجرات. قد يصل قطرها إلى 10 مليون سنة ضوئية.

مجموعات المجرات ، بدورها ، يتم تجميعها في هياكل أكبر تسمى العناقيد الفائقة. على نطاقات أكبر ، يتم ترتيب المجرات في شبكات ضخمة. تتكون الشبكات من خيوط أو خيوط مترابطة من المجرات المحيطة بمناطق فارغة نسبيًا تُعرف بالفراغات. واحدة من أكبر الهياكل التي تم رسمها على الإطلاق هي شبكة من المجرات المعروفة باسم سور الصين العظيم. يبلغ طول هذا الهيكل أكثر من 500 مليون سنة ضوئية وعرضه 200 مليون سنة ضوئية.

العنقود الكروي هو سرب من النجوم مُجمَّع بإحكام متماسك عن طريق الجاذبية. هذه الكتلة الكروية هي واحدة من أكثر المجموعات كثافة من بين 147 مجموعة معروفة في مجرة ​​درب التبانة. رصيد الصورة: ناسا

تتشكل النجوم الجديدة باستمرار من الغاز والغبار في المجرات الحلزونية. غالبًا ما تحيط مجموعات أصغر من النجوم تسمى العناقيد الكروية بالمجرات الحلزونية. يحتوي العنقود الكروي النموذجي على حوالي مليون نجم.

تتراوح المجرات الإهليلجية في الشكل من المجالات شبه المثالية إلى الكرات الأرضية المسطحة. يكون الضوء المنبعث من مجرة ​​إهليلجية أكثر سطوعًا في المركز ويصبح أكثر خفوتًا تدريجيًا في اتجاه مناطقها الخارجية. بقدر ما يستطيع علماء الفلك تحديده ، تدور المجرات الإهليلجية بشكل أبطأ بكثير من المجرات الحلزونية أو لا تدور على الإطلاق. يبدو أن النجوم بداخلها تتحرك في مدارات عشوائية. تحتوي المجرات الإهليلجية على غبار وغاز أقل بكثير من المجرات الحلزونية ، ويبدو أن عددًا قليلاً من النجوم الجديدة تتشكل فيها.

مجرة غير منتظمة ، Sextans A ليس لها شكل بسيط مثل المجرة الحلزونية أو الإهليلجية. النجوم اللامعة والمصفرة في المقدمة هي جزء من مجرة ​​درب التبانة ، مجرة ​​"موطن" الأرض. رصيد الصورة: ناسا

تتحرك المجرات بالنسبة لبعضها البعض ، وأحيانًا تقترب مجرتان من بعضهما البعض لدرجة أن قوة الجاذبية لكل منهما تغير شكل الأخرى. يمكن أن تصطدم المجرات. إذا اصطدمت مجرتان تتحركان بسرعة ، فقد تمران من خلال بعضهما البعض بتأثير ضئيل أو معدوم. ومع ذلك ، عندما تصطدم المجرات بطيئة الحركة ، يمكن أن تندمج في مجرة ​​واحدة أكبر من أي من المجرات الأصلية. يمكن أن تنتج مثل هذه الاندماجات خيوطًا لولبية من النجوم يمكن أن تمتد لأكثر من 100000 سنة ضوئية في الفضاء.

الانبعاثات من المجرات

صورة تم التقاطها في عام 2001 بواسطة تلسكوب هابل الفضائي تكشف عن مجرة ​​غير منتظمة الشكل ESO 510-13 ، والتي يعتقد علماء الفلك أنها ملتوية بسبب تأثيرات الجاذبية التي حدثت عندما امتصت مجرة ​​أصغر. حقوق الصورة: ناسا وفريق هابل التراثي

تأتي الطاقة المنبعثة من المجرات من مصادر مختلفة. يرجع جزء كبير منه إلى حرارة النجوم وسحب الغبار والغاز المسماة بالسدم. توفر مجموعة متنوعة من الأحداث العنيفة أيضًا قدرًا كبيرًا من الطاقة. تتضمن هذه الأحداث نوعين من الانفجارات النجمية: (1) انفجارات nova ، حيث يقوم أحد العضوين في نظام نجمي ثنائي بإلقاء الغبار والغاز في الفضاء (2) انفجارات سوبر نوفا أكثر عنفًا ، حيث ينهار نجم ، ثم يلقي بها من معظم شؤونها. قد يترك أحد المستعرات الأعظمية وراءه جسمًا مضغوطًا غير مرئي يسمى الثقب الأسود ، والذي يتمتع بقوة جاذبية قوية لدرجة أنه لا يمكن حتى للضوء الهروب منه. قد يترك مستعر أعظم آخر وراءه نجمًا نيوترونيًا ، يتكون في الغالب من نيوترونات معبأة بإحكام ، وهي جسيمات تحدث عادةً فقط في نوى الذرات. لكن بعض المستعرات الأعظمية لا تترك شيئًا وراءها.

تظهر المجرات الأبعد التي تم رصدها على شكل بقع باهتة من الضوء في هذه الصورة التي التقطها تلسكوب هابل الفضائي. الدوامات الأكثر إشراقًا هي مجرات أقرب إلى حد ما من الأرض ، والجسم البرتقالي اللامع هو نجم في مجرتنا. صور التلسكوب هذا الجزء الصغير من السماء ، المسمى حقل هابل العميق الفائق ، في عام 2004. حقوق الصورة: NASA / ESA / S. Beckwith (STScl) وفريق HUDF

تبعث نسبة صغيرة من المجرات تسمى المجرات النشطة كميات هائلة من الطاقة. تنتج هذه الطاقة عن الأحداث العنيفة التي تحدث في الأشياء الموجودة في مركزها. لا يشبه توزيع الأطوال الموجية للانبعاثات توزيع النجوم العادية ، وبالتالي تُعرف الانبعاثات بالإشعاع غير الحراري. أقوى جسم من هذا القبيل هو الكوازار ، الذي يُصدر كمية هائلة من طاقة الراديو والأشعة تحت الحمراء والأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية وأشعة جاما. تبعث بعض الكوازارات طاقة تعادل 1000 مرة طاقة مجرة ​​درب التبانة بأكملها ، لكنها تبدو مثل النجوم في الصور الفوتوغرافية. Quasar هو اختصار لمصدر راديو شبه نجمي. يأتي الاسم من حقيقة أن الكوازارات الأولى التي تم تحديدها تصدر في الغالب طاقة راديو وتشبه النجوم إلى حد كبير. مجرة راديوية مرتبطة بالكوازار لكنها تبدو أكبر منها.

مجرة سيفرت هي مجرة ​​حلزونية تبعث كميات كبيرة من الأشعة تحت الحمراء بالإضافة إلى كميات كبيرة من موجات الراديو أو الأشعة السينية أو كل من موجات الراديو والأشعة السينية. حصلت مجرات Seyfert على اسمها من عالم الفلك الأمريكي Carl K. Seyfert ، الذي أصبح في عام 1943 أول شخص يكتشف واحدة.

تنبعث من بعض المجرات النشطة دفعات ونقط من جسيمات عالية الطاقة ومشحونة كهربائيًا. تشتمل هذه الجسيمات على بروتونات موجبة الشحنة والبوزيترونات وإلكترونات سالبة الشحنة. الإلكترونات والبروتونات هي أشكال من المادة العادية ، لكن البوزيترونات هي جسيمات مادة مضادة. إنها أضداد المادة المضادة للإلكترونات - أي أن لها نفس الكتلة (كمية المادة) مثل الإلكترونات ، لكنها تحمل الشحنة المعاكسة. انظر المادة المضادة.

يُعتقد أن سبب النشاط المكثف في المجرات النشطة ينشأ من ثقب أسود هائل في مركز المجرة. يمكن أن يصل حجم الثقب الأسود إلى مليار ضعف كتلة الشمس. نظرًا لأن الثقب الأسود ضخم جدًا ومضغوط ، فإن قوة جاذبيته قوية بما يكفي لتمزيق النجوم القريبة. يسقط الغبار والغاز الناتج باتجاه الثقب الأسود ، مضيفين كتلتهما إلى قرص مادة يسمى قرص التراكم الذي يدور حول الثقب الأسود. في الوقت نفسه ، تسقط المادة من الحافة الداخلية للقرص في الثقب الأسود. عندما تسقط المادة ، تفقد الطاقة ، وبالتالي تنتج الإشعاع والنفاثات التي تنطلق من المجرة.

المجرة M83 تشبه إلى حد كبير مجرة ​​درب التبانة. يبلغ قطر مجرة ​​درب التبانة حوالي 100000 سنة ضوئية - أي ما يقرب من 700 مليار ضعف قطر الشمس. رصيد الصورة: noAO / AURA / NSF

اقترح العلماء نوعين رئيسيين من نظريات أصل المجرات: (1) النظريات من أسفل إلى أعلى و (2) نظريات من أعلى إلى أسفل. نقطة البداية لكلا النوعين من النظريات هي الانفجار العظيم ، الانفجار الذي بدأ به الكون منذ 10 مليارات إلى 20 مليار سنة. بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم ، بدأت كتل الغاز في التجمع أو الانهيار. ثم ضغطت الجاذبية ببطء هذه الكتل في المجرات.

يختلف نوعا النظريات حول كيفية تطور المجرات. تنص النظريات من أسفل إلى أعلى على أن كائنات أصغر بكثير مثل العناقيد الكروية تشكلت أولاً. ثم اندمجت هذه الأجسام لتشكل مجرات. وفقًا للنظريات من أعلى إلى أسفل ، تشكلت الأجسام الكبيرة مثل المجرات وعناقيد المجرات أولاً. ثم تشكلت المجموعات الأصغر من النجوم داخلها. لكن جميع نظريات الانفجار العظيم لتشكيل المجرات تتفق على أنه لم تتشكل مجرات جديدة - أو القليل جدًا - منذ العصور الأولى.

وجد علماء الفلك أدلة على الظروف التي كانت عليها قبل تشكل المجرات. في عام 1965 ، اكتشف الفيزيائيان الأمريكيان أرنو بينزياس وروبرت ويلسون موجات راديو خافتة في جميع أنحاء السماء. وفقًا لنظرية الانفجار العظيم ، فإن الموجات هي إشعاع متبقي من الانفجار الأولي. بدت قوة موجات الراديو متماثلة تقريبًا في كل اتجاه. ولكن في عام 1992 ، اكتشف قمر صناعي يُدعى مستكشف الخلفية الكونية (COBE) اختلافات طفيفة في قوة موجات الراديو القادمة من اتجاهات مختلفة. تنشأ الاختلافات في القوة من الزيادات الطفيفة في كثافة المادة في الكون بعد فترة وجيزة من الانفجار الأعظم. كان للمناطق الصغيرة ذات الكثافة المتزايدة قوة جاذبية أقوى من المادة المحيطة. لذلك تشكلت كتل من المادة في هذه المناطق وانهارت هذه الكتل في النهاية إلى مجرات.

تدعم معظم الملاحظات الفلكية التي تم إجراؤها حتى الآن نظريات الانفجار العظيم. وفقًا لهذه النظريات ، لا يزال الكون يتمدد. هناك نوعان من الملاحظات يدعمان بقوة فكرة توسع الكون. تشير هذه الملاحظات إلى أن جميع المجرات تبتعد عن بعضها البعض وأن المجرات الأبعد عن مجرة ​​درب التبانة تبتعد بسرعة أكبر. تُعرف هذه العلاقة بين السرعة والمسافة بقانون هابل للركود (التحرك للخلف) ، أو قانون هابل. سُمي القانون على اسم عالم الفلك الأمريكي إدوين ب. هابل ، الذي أبلغ عنه في عام 1929.

يتسبب الانزياح الأحمر في إزاحة الخطوط في الطيف (مجموعة الألوان) التي ترسلها مجرة ​​تبتعد عن الأرض. إذا كانت المجرة ثابتة بالنسبة إلى الأرض ، فستظهر هذه الخطوط في المواضع الموضحة في الرسم التخطيطي العلوي. يُعرف سبب الإزاحة باسم الانزياح الأحمر لأن الخطوط تُزاح باتجاه النهاية الحمراء للطيف. رصيد الصورة: رسم تخطيطي للكتاب العالمي من تأليف إرنست نورسيا

يقدر العلماء المسافة إلى المجرات بقياس السطوع الكلي للمجرات أو سطوع أنواع معينة من الأجسام داخلها. تتضمن هذه الأجسام نجومًا متغيرة بالإضافة إلى مستعرات أعظم.

تطور المجرات الحلزونية

لا يفهم علماء الفلك بوضوح كيف تطورت الحلزونات المجرية ولماذا لا تزال موجودة. ينشأ الغموض عندما نفكر في كيفية دوران مجرة ​​حلزونية. تدور المجرة مثل الكريمة على سطح فنجان قهوة. الجزء الداخلي من المجرة يدور إلى حد ما مثل عجلة صلبة ، والذراع وراءها. لنفترض أن ذراعًا حلزونيًا يدور حول مركز مجرته في حوالي 250 مليون سنة - كما في مجرة ​​درب التبانة. بعد دورات قليلة ، ربما تستغرق ملياري سنة ، ستنتهي الأذرع ، منتجة كتلة مستمرة إلى حد ما من النجوم. لكن جميع المجرات الحلزونية تقريبًا أقدم بكثير من ملياري سنة.

وفقًا لأحد الحلول المقترحة للغز ، فإن الاختلافات في قوة الجاذبية في جميع أنحاء المجرة تدفع وتسحب النجوم والغبار والغاز. ينتج عن هذا النشاط موجات من الضغط. من الأمثلة المألوفة لموجات الضغط الموجات الصوتية العادية. نظرًا لأن المجرة تدور ، يبدو أن الأمواج تسير في مسار حلزوني ، مما يؤدي إلى ظهور أذرع حلزونية من الغبار والغاز الكثيفين. ثم تتشكل النجوم في الذراعين.


4 إجابات 4

إن الطاقة المظلمة والمادة المظلمة والجاذبية هي مفاهيم متشابكة بشكل وثيق بالتأكيد. يبدو أن السؤال يطمس المادة المظلمة والطاقة المظلمة معًا أو يستخدم المصطلحين بالتبادل ، لكنهما نظريات منفصلة تحاول التوفيق بين التناقضات المنفصلة.

أحد الجوانب التي تساهم في عظمة معادلات أينشتاين للجاذبية (انظر http://en.wikipedia.org/wiki/Einstein_field_equations ، لا سيما الشكل المعطى قبل "اصطلاح التوقيع") هو أنها شاملة - الانحناء كتلة- الطاقة ، الكتلة الطاقة هي انحناء. تتطلب المعادلة أن يتم تكبيرها وتوسيعها لتشمل الكون بأكمله ، وبالتالي فهي أساس علم الكونيات الحديث.

على هذا النحو ، تصف معادلات أينشتاين كيف يجب على الكون أن يتوسع أو يتشوه أو يتشوه أو يتقلص (إذا كان لديه كتلة كافية) بالنظر إلى محتواه من الكتلة والطاقة. الطاقة المظلمة هي جزء من محاولة ناشئة من قبل المنظرين للتوفيق بين ما يمكننا رؤيته مع السلوك على نطاق واسع كما لوحظ. الجاذبية كما نعرفها تقليديًا جذابة دائمًا ، لذا فإن أي مجموعة من الأجسام تتحرك بعيدًا عن بعضها البعض يجب على الأقل أن تتباطأ ، إن لم تكن في الواقع تستدير وتتصادم. لكن ما نراه في المقاييس الكبرى هو تسارع. يجب أن يكون هناك شيء أساسي خاطئ في الصورة التقليدية ، والطاقة المظلمة هي مصطلح شامل لمحاولات تعديل معادلات أينشتاين أنفسهم.

من ناحية أخرى ، تعد المادة المظلمة مصطلحًا شاملاً لمحاولات التوفيق بين التناقضات الأصغر حجمًا بين السلوك المرصود للأشياء والتنبؤات النظرية لسلوكهم على افتراض أن كل كائن كان مرئيًا. هذا هو المكان الذي يأتي منه المصطلح البديل "مسألة مفقودة". الأجسام الأصغر ، مثل المجرات وعناقيد المجرات ، يُنظر إليها على أنها تتصرف كما لو كانت هناك مادة إضافية غير مرئية تجمعها معًا. إنه تصحيح أقل طموحًا ، نظرًا لعدم وجود محاولة للقول بأن معادلات أينشتاين نفسها تحتاج إلى تصحيح ، فنحن فقط بحاجة إلى بعض المواد الإضافية التي لا تنتج أي ضوء على الجانب الأيمن من أجل حساب الانحناء الإضافي للزمكان. يُستدل عليه من سلوك الأشياء المرصودة على اليسار.

أنا آسف إذا لم تكن الإجابة مرتبة أو مرتبة كما كنت تبحث عنها. بالنظر إلى الآثار الفلسفية العميقة لكلا جانبي معادلات أينشتاين كونها سببًا ونتيجة ، فمن المستحيل رسم نفس النوع من التمييز بين الجاذبية ، والمادة المظلمة ، والطاقة المظلمة كما يمكنك بين تأثيرات ، على سبيل المثال ، أشعة الشمس والحرارة من لب الأرض على درجات حرارة الأرض. لذلك ، على سبيل المثال ، لا يوجد زمكان "إضافي". آينشتاين نفسه لم يشجع استخدام "التشويه" و "الالتواء" لأنهما يقودان إلى فكرة أن هناك حالة طبيعية للزمكان والمادة تفسد كل شيء. يشبه الزمكان والمادة أول بطاقتين لمنزل من الورق - يجب أن يتم جمعهما معًا لأن أي منهما بمفرده سينهار.


نظريات كونية

لذلك كنت أقوم بالكثير من القراءة والبحث (والتفكير بشكل عام) حول علم الفلك والكون. في سياق بحثي المتنوع ، لا سيما فيما يتعلق بأسئلة & # 8220origins ، & # 8221 حيث غالبًا ما يتم استدعاء بداية الكون في الدوائر الدينية ، لقد طرح هذا السؤال عدة مرات. لذلك بالنسبة لأولئك الذين يعانون من الصدأ قليلاً في معرفتهم بعلوم الفضاء ، كانت هناك نظريتان رئيسيتان اقترحتا للكون ضمن إطار طبيعي ، كانت إحداهما & # 8220Steady State & # 8221 نظرية ، التي اقترحها في الأصل السير جيمس جينز ، والأخرى كانت & # 8220 نظرية الانفجار الكبير & # 8221 ، اقترحها أولاً (بدون هذا العنوان) الكاهن والفلكي البلجيكي جورج لوميتر. المصطلح & # 8220big bang & # 8221 جاء في الواقع من عالم الفيزياء الفلكية البريطاني السير فريد هويل ، الذي كان من أشد المعجبين بنظرية الحالة المستقرة ، لكن هذه قصة مختلفة.

كما تعلم على الأرجح ، فإن نظرية الانفجار العظيم ، مع التعديلات والإضافات المستمرة ، انتصرت في النهاية ، ويرجع الفضل في ذلك جزئيًا إلى اكتشافين مهمين. جاء الاكتشاف الأول بين عامي 1924 و 1929 ، عندما تمكن إدوين هابل من تأكيد أن الكون يتوسع (باستخدام الانزياح الأحمر ومؤشرات أخرى مثل الركود وسرعة المسافة) ، مما أدى في النهاية إلى إنشاء قانون هابل. جاء الاكتشاف الثاني في عام 1964 بشيء يسمى إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف ، أو CMBR. يُعتقد أن هذه بصمات درجة حرارة الميكروويف تُركت من التمدد والتضخم الأصليين للزمكان بعد الانفجار العظيم. هذه هي النظرية السائدة في علم الفلك اليوم حول أصولنا الكونية. يوجد أدناه نموذجان يصوران ما قد تبدو عليه عملية Big Bang.

يظهر نموذج ناسا توسع الكون و CMBR.

نموذج آخر للانفجار العظيم.

الآن هناك الكثير من النقاشات حول الانفجار العظيم مقابل إله مسيحي (وبعض الآلهة & # 8220 الآلهة & # 8221) خلق الكون. المصدر الأساسي للتفسير من منظور الخلقي هو الكتاب المقدس ، وتحديداً كتاب التكوين (1: 1-31) ، الذي يحدد الخلق الأساسي من قبل الله للكون كما يفهمه المسيحيون:

في البدء خلق الله السماء والأرض (1 & # 8230) وقال الله لتكن أنوار في جلد السماء لتفصل بين النهار والليل وتكون لآيات ومواسم وأيام ، و 15:15 و تكون انوارا في جلد السماء لتنير على الارض و كان كذلك. 16 وعمل الله نورين عظيمين نورا اكبر لحكم النهار ونورا اصغر لحكم الليل وصنع النجوم ايضا. 17 وجعلها الله في جلد السماء لتنير على الأرض ، 18 وليحكم النهار والليل ، ويفصل بين النور والظلمة & # 8230

اعتمادًا على ما إذا كان المسيحي يصف تفسيرًا حرفيًا محافظًا ، كما يفعل معظم الخلقيين الكتابيين ، أو تفسيرًا أكثر ليبرالية ، وهو ما يفعله غالبية العلماء المسيحيين ، هناك مساحة كبيرة للمناورة للتوفيق بين النظريات العلمية مع الكتاب المقدس. بالنسبة لهؤلاء الطلاب الجادين في العلوم واللاهوت ، أقترح مراجعة كتاب جيرالد راو & # 8217s تعيين مناقشة الأصول: ستة نماذج لبداية كل شيء ، والذي انتهيت للتو من قراءته الأسبوع الماضي. يقدم فيه مخططًا تصنيفيًا مفيدًا لإثارة الاختلافات الرئيسية في وجهات النظر بين الطبيعية والخارقة للطبيعة في مناقشات الأصل هذه.

على الرغم من أن هذا السؤال رائع للغاية ، إلا أنه ليس محور التركيز الرئيسي لهذا المنشور ، لذلك بالنسبة لبعض هذه المناقشات بين العلم والدين ، تحقق من هذا الرابط ، هذا الرابط ، وتحديدًا فيما يتعلق بالانفجار العظيم هنا. الإجابة التي نختارها لها آثار أوسع مما قد تعتقد في البداية (هنا & # 8217s مثال واحد عن كيفية تأثير هذا علينا جميعًا) ، نظرًا لأن هذا في الأساس هو نقاش بين نظرتين متعارضتين للعالم ، تلك النظرة إلى الطبيعة والخارقة للطبيعة. [في الواقع ، هذا نقاش أكبر بكثير من مجرد رؤيتين للعالم ، ولكن هذا مناقشة أخرى يجب أن تنتظر منشورًا مختلفًا. يكفي أن نقول هنا أن السؤال الذي يهمنا & # 8211 هل للكون ميزة & # 8211 من المحتمل أن يكون له إجابة مختلفة اعتمادًا على أي من هذه المواقف الوجودية & # 8211 الطبيعة أو الخارقة للطبيعة & # 8211 تميل إلى العثور على أكثر إقناعًا شخصيًا.]

إذن هل للكون ميزة؟ حسنًا ، إذا حدث ذلك ، فكيف لنا أن نعرف ، وأين يجب أن نبحث لنجده؟ للإجابة على ذلك ، علينا أن نسأل أولاً ، ما هو حجم كوننا؟ من المفترض أن كوننا يحتوي على أكثر من 100 مليار مجرة ​​والعديد من النجوم لدرجة أنني أستطيع & # 8217t حتى فهم العدد المستخدم (10 سكستيليون ؟؟). تقول وكالة الفضاء الأوروبية & # 8220 شيء مثل 10 22 إلى 10 24 نجمة في الكون. & # 8221 وهذا لا & # 8217t حتى في مسألة الأكوان المتعددة ، الأمر الذي يتطلب مشاركة كاملة أخرى.

لحسن الحظ ، فإن لدى PBS / NOVA خاصًا رائعًا مخصصًا لمدى كبر الكون بالضبط هنا ، ووكالة ناسا لديها صفحة تمهيدية رائعة عن نفس السؤال هنا. الجواب في الأساس ، ليس لدينا أي فكرة ، حيث يمكننا فقط رؤية الفضاء البعيد (أو الرجوع بالزمن إلى الوراء). يساعد هذا القليل من صفحة PBS في توضيح هذه النقطة:

هناك ميزة لما يمكننا رؤيته ويمكننا رؤيته في الكون. يسافر الضوء بسرعة 300000 كيلومتر في الثانية (186000 ميل في الثانية). هذه السرعة القصوى في هذا الكون - لا شيء يمكن أن يكون أسرع - لكنها بطيئة نسبيًا مقارنة بالمسافات التي يجب قطعها. أقرب مجرة ​​كبيرة إلى مجرتنا درب التبانة ، مجرة ​​أندروميدا ، تبعد مليوني سنة ضوئية. تبعد المجرات الأبعد التي يمكننا رؤيتها الآن 10 أو 12 مليار سنة ضوئية. لا يمكننا أبدًا أن نرى مجرة ​​أبعد في زمن انتقال الضوء عن عمر الكون - ما يقدر بنحو 14 مليار سنة أو نحو ذلك.وهكذا ، نحن محاطون بـ & # 8220 أفريق & # 8221 لا يمكننا النظر إلى ما وراءه - أفق تحدده المسافة التي يمكن أن يقطعها الضوء على مدى عمر الكون. يصف هذا الأفق الكون المرئي - منطقة يبلغ قطرها حوالي 28 مليار سنة ضوئية.

إذا كان لا يزال يبدو ساحقًا ، فجرّب هذا الدليل الصغير الرائع الذي صممه الأشخاص في مركز Harvard & # 8217s للفيزياء الفلكية: & # 8220 ما هو حجم كوننا؟ & # 8221 قضيت وقتًا طويلاً في محاولة العثور على صورة مفيدة للتعامل مع هذا السؤال ، ولكن الحقيقة تُقال ، لا توجد طريقة للبدء في اكتشاف مدى اتساع الكون المعروف. لكن مهلا ، يمكننا & # 8217t أن ندع ذلك يوقفنا ، أليس كذلك! إذن ، هناك نظرة واحدة على كوننا المعروف ، مع زيادة التعقيد والنطاق من أعلى اليسار إلى أسفل اليمين:

رسم تخطيطي يوضح مقاييس الكون المختلفة.

الآن لا تدع هذه النماذج تخدعك في التفكير في أن هناك بعضًا واضحًا & # 8220edge & # 8221 حيث تتوقف جميع النجوم والحطام الكوني & # 8211 أن & # 8217s مجرد قطعة أثرية تحتاج إلى نقطة نهاية للرسم.


كورنيل كاست

سيتم إخطارك عبر البريد الإلكتروني عند توفر النص والتعليقات التوضيحية. قد تستغرق العملية ما يصل إلى 5 أيام عمل. يرجى الاتصال بـ [email protected] إذا كان لديك أي أسئلة حول هذا الطلب.

يتكون 4 في المائة فقط من كوننا من مادة عادية مثل الذرات والجزيئات. نسبة الـ 96 في المائة المتبقية في أشكال غير مألوفة تمامًا لا نعرف عنها شيئًا تقريبًا. حوالي 25 في المائة من المادة المظلمة ، التي تربط المجرات والهياكل الأكبر حجمًا معًا ، ويعتقد أن 70 في المائة أخرى هي طاقة مظلمة ، وهي كيان أكثر غموضًا يبدو أنه يقود التوسع المتسارع للكون.

في ربيع 2017 محاضرة هانز بيت في كورنيل ، قدم الفيزيائي جوشوا فريمان الكون المظلم ويصف التجارب والمراصد الجديدة التي تهدف إلى إلقاء الضوء على الألغاز.

Frieman هو مؤسس ، ويشغل حاليًا منصب مدير ، مسح الطاقة المظلمة ، وهو تعاون يضم أكثر من 300 عالم من 25 مؤسسة في ثلاث قارات يبحث في أصل التسارع الكوني. تركز أبحاثه على علم الكونيات النظري والرصدي ، بما في ذلك دراسات طبيعة الطاقة المظلمة ، والكون المبكر ، وعدسات الجاذبية ، والبنية واسعة النطاق للكون ، والمستعرات الأعظمية كمؤشرات للمسافة الكونية.

تكرم محاضرات هانز بيته ، التي أنشأها قسم الفيزياء وكلية الآداب والعلوم ، بيته ، أستاذ الفيزياء في جامعة كورنيل من عام 1936 حتى وفاته في عام 2005. وفاز بيث بجائزة نوبل في الفيزياء عام 1967 عن وصفه للعمليات النووية. تلك القوة للشمس.


31 الردود على & ldquoWhat & # 8217s خارج الكون؟ & rdquo

مرحبًا PUNCHCARD4GTAC ،
هذا السؤال هو ما يدفع البحث فضول الإنسان الطبيعي.
لدينا طريق طويل لنقطعه للعثور على الإجابات.
بعبارة أخرى ، فإن العثور على سبب التشويه في متأخرات إشعاع الخلفية الكونية الميكروية بالنسبة لي أمر صعب للغاية ، ولن يتم العثور عليه في حياتي.

انا احب هذا الموضوع. أحاول دائمًا التفكير فيما لو & # 8220be & # 8221 إذا لم يكن كوننا (أو أي أكوان كما هو) غير موجود. ماذا سيكون & # 8220 موجود & # 8221 إذا كان هناك أي شيء & # 8230. وإذا لم يكن هناك شيء ، كيف نتخيله .. أو ، مثل البعد الرابع أو أعلى ، هل يمكننا تصور ذلك؟ هذا نوعًا ما نفس الأسئلة مثل & # 8220 ما الذي يتوسع فيه الكون؟ & # 8221. لسبب ما ، هذا يثير اهتمامي تمامًا & # 8230 & # 8230 ولسبب مجنون ، إذا لم يكن هناك شيء ، فأنا أتخيل اللانهائي & # 8220yellow & # 8221.

نعم هو متعدد الآيات. في الواقع ، كون متعدد لا حصر له. تنبثق الأكوان الفردية من الأشياء اللانهائية التي تحيط بها. وهي فوتونات معبأة بكثافة من جميع الأطوال الموجية والطاقات. في الأساس نفس مادة الثقوب السوداء.

يوجد كوننا داخل فقاعة تجويفية ناتجة عن موجة الصدمة لحدث فردي في وسط ذي كثافة كبيرة (غير جسيمية) نتجت عن استبانة حالة طاقة أعلى إلى حالة طاقة أقل (انفجار كما كان) في تلك الوسيلة لا تختلف عن محلول Feynman & # 8217s لتفجير قنبلة البلوتونيوم (الانفجار الداخلي/انفجار ).

هذه الوسيلة؟ الفوتونات المكدسة بكثافة ، hnu ، أو الطاقة نفس الأشياء التي لا تشكل فقط كل شيء في كوننا (يمكن في النهاية اختزال كل الجسيمات إلى فوتوناتها) ، ولكن تلك الموجودة على حدود فقاعتنا الكهفية ، وما بعدها ، كونها مسؤولة عن مجال الجاذبية الذي يتم رسم كل شيء فيه لاحقًا (احسب نواقل الجاذبية الناتجة داخل كرة مجوفة في مكعب كبير من مادة شديدة الكثافة). هذه المادة (الفوتونات المكدسة بكثافة) ، بالمناسبة ، هي نفس مادة الثقوب السوداء (تدخل الجسيمات وتختزل إلى الفوتونات المكونة لها & # 8217s).

من خلال تفاعلات الإلكترون والبوزيترون ، نعلم أنه ينتج فقط 2 511 كيلو فولت من الفوتونات. لا جزيئات. الإلكترونات والبوزيترونات لها كتلة ومن صيغة تحويل الكتلة والطاقة ، Ta Da! وكذلك الفوتونات (فقط أثناء الحركة والتي سيكون من الصعب قياسها نظرًا لسرعتها واتجاهها الخطي من خلال حقل هيغز ، ولكن في دورة دائرية يجب أن تكون كتلتها قابلة للقياس)!

تخيل أن الإلكترونات ضيقة بقدر ما يلامس المرء بعضها البعض في مكعب 10cc. بجمع مكونات جاذبيتها من كتلتها باستخدام معادلة الجاذبية ، سنصل إلى عدد معين لمكعب 10cc.

الآن ، نظرًا لأن الإلكترون ضخم جدًا (لأنه يحتوي على فوتون واحد فقط ، ولا يحتوي على جسيمات أخرى) ، تخيل ما إذا كان حجم الإلكترون سينخفض ​​إلى حجم الفوتون المكون له.

ما سننتهي به سيكون نفس المقدار من محتوى الجاذبية في حجم أصغر بكثير (أصغر بلا حدود؟) من مكعب 10cc. على العكس من ذلك ، إذا أنشأنا مكعبًا بحجم 10 سم مكعب من هذا المكون الإلكتروني المكثف ، فقد نطلق عليه أيضًا ثقبًا أسودًا صغيرًا به كل سمات الجاذبية لشيء شديد الكثافة والتركيز.

الآن قم بتوسيع نطاق shebang بالكامل من اللانهائي إلى اللامتناهي في الصغر.

أخيرًا ، تتسارع جميع مكونات كوننا ، عن طريق الجاذبية ، إلى حواف كوننا بسبب كمية كبيرة من المواد ذات الأهمية الجاذبية الموجودة عند هوامشها & # 8217 (وأكثر).

في وقت ما ، ستتوقف الفقاعة الكهفية عن التوسع وستنكمش بعد ذلك (يمكن أن يحدث الآن & # 8230).

ومع ذلك ، سوف نستمر في التسريع إلى الهوامش ، تحت قوة الجاذبية (في مجالنا التجويفي المجوف) ، وفي النهاية نندمج مع المادة (الطاقة ، الفوتونات ، hnu ، ولكنك ترغب في تعريفها) الموجودة هناك (والتي قد تحدث أيضًا وقد تكون مسؤولة بالفعل عن بعض المعلومات التي تم جمعها بواسطة COBE حيث يتم استهلاك بعض الجسيمات من خلال الهوامش.).

سيؤدي الانهيار الكامل للفقاعة الكهفية مع تسارعنا المستمر نحو الهوامش في النهاية إلى استهلاك جميع المواد وتقليلها في نهاية المطاف إلى الفوتونات المكونة لها ومن المحتمل أن يعود تبدد الفقاعة إلى حالة تفرد أخرى عالية الطاقة حيث تنهار الهوامش في واحد آخر يتطلب قرارًا في حالة طاقة أقل من خلال انفجار موجة صدمة أخرى.

لذلك نحن نعيش في نوع من الخبز المخبوز متعدد الآيات مع كل الثقوب الموجودة في العجين المخبوز التي تمثل العديد من الأكوان والعجين يمثل الأشياء التي تقع بينها جميعًا (فوتونات مكتظة بكثافة) والتي يصنع منها كل شيء.


شاهد الفيديو: ماذا يحدث للكون في طرفة عين!! مقطع مذهل (شهر نوفمبر 2021).