الفلك

هل أيد أينشتاين النموذج الكوني لنظرية الانفجار العظيم؟

هل أيد أينشتاين النموذج الكوني لنظرية الانفجار العظيم؟

قام أينشتاين بالعديد من التنبؤات ، بما في ذلك موجات الجاذبية وإمكانية وجود ثقوب سوداء.

تؤخذ النسبية في الاعتبار في نموذج الانفجار العظيم ، فهل وافقه أينشتاين أم كان لديه وجهة نظر مختلفة؟


لم تكن آراء أينشتاين ثابتة ، وعاش في وقت كانت فيه العديد من النظريات المتنافسة وليس هناك الكثير من الأدلة القائمة على الملاحظة.

قدم أينشتاين الثابت الكوني $ لامدا $ في معادلاته ، والغرض منها هو السماح لكون مستقر بدون توسع أو انكماش. ويقال إنه ندم لاحقًا على هذه الإضافة. كان على دراية بملاحظات هابل للانزياح الأحمر في المجرة ، و "فرضية ذرة العصور البدائية" التي وضعها لوميت. لكن مع معظم الفيزيائيين في عشرينيات القرن الماضي ، لم يؤيد ذلك. اقترح نموذجًا متذبذبًا في الثلاثينيات ، لكنه رفضه لاحقًا (على ما يبدو لأنه لم يحل مشكلة الانتروبيا)

ثم يبدو أن رأيه النهائي كان "لا نعرف". عندما توفي عام 1955 لم يكن هناك إجماع ، وكان أينشتاين في ذلك الوقت رجلاً عجوزًا ولم يشارك بنشاط في أبحاث الفيزياء.


علم الكونيات الانفجار العظيم يقابل موتًا فلكيًا

التسمية التوضيحية لسديم السرطان.
المادة بين النجوم ، التي تُرى هنا في سديم السرطان في برج الثور ، لها نظيرتها على نطاق أوسع في الوسط المجري المخلخل. ظهر الوسط بين المجرات لأول مرة في السبعينيات. يقول المؤلف إنه من المستحيل ، لأن الضوء الذي نراه من المجرات البعيدة لا يتفاعل مع هذا الوسط أثناء مروره عبره.

1 المقدمة
لقد اعتدنا جميعًا على قراءة أن الكون "بدأ" مرة واحدة مع الانفجار العظيم لدرجة أن معظم الناس لم يعودوا يعتقدون أنه من الضروري التشكيك فيه أو التدقيق فيه. ومع ذلك ، يؤدي التحليل التفصيلي لنظرية الانفجار العظيم إلى عواقب وآثار غير متسقة أو تتعارض مع الملاحظات الفيزيائية الفلكية ، بما في ذلك الملاحظات المهمة.
في الوقت نفسه ، يمكن تفسير أحد أعمدة النموذج ، وهو الانزياح الأحمر الكوني المهم - أي إزاحة الخطوط الطيفية نحو النهاية الحمراء للطيف ، بما يتناسب مع مسافة المصدر عنا - دون الحاجة إلى استخدام الدوبلر. تفسير السرعة (1) عزيز جدًا على منظري Big Bang. يتم تفسير الانزياح الأحمر بدلاً من ذلك من خلال أخذ الوسط بين المجرات في الاعتبار ، وتصحيح فهمنا لكيفية تفاعل الضوء مع مثل هذا الوسط في طريقه إلى المراقب. وقد أظهر ذلك نهجان نظريان مختلفان ، هما الديناميكا الكهربية شبه الكلاسيكية والديناميكا الكهربية الكمومية الكل تفاعلات أو تصادم موجات الديناميكا الكهربية (الفوتونات) مع الذرات غير مرنة ، أي أن الفوتونات تفقد جزءًا صغيرًا جدًا من طاقتها نتيجة التفاعل. وبالتالي ، كلما زاد عمق الوسط بين المجرات الذي يجب أن يمر ضوء المجرة من خلاله ، كلما زاد اتجاه نهاية الطاقة المنخفضة للطيف - أي باتجاه الأحمر - يتم إزاحة تردد الضوء.
تلغي هذه الاعتبارات الحد الذي تفرضه نظرية الانفجار العظيم على حجم الكون. في الواقع يمكن للمرء أن يقول أن الكون أكبر بكثير مما يتصور.

2 - The Big Bang Universe
يعتقد العلماء على نطاق واسع أن الكون نشأ من تركيز كثيف للغاية للمواد. يوصف التمدد الأصلي لهذه المادة بالانفجار العظيم. على الرغم من أنه يُعتقد أن الحساء البدائي نشأ عند حجم صفر ، إلا أن اعتبارات فيزياء الكم تتطلب أنه لا يمكن وصفها قبل أن يصل قطرها بالسنتيمتر إلى حوالي 10-33 (أي 1 مليار تريليون تريليون سم). هذا يعني أن الكون ، الذي تمدد بعد ذلك بسرعة قريبة من سرعة الضوء ، كان عمره حوالي 10-43 ثانية.
بعد تلك اللحظة ، وفقًا لنظرية الانفجار العظيم ، استمر الكون في التوسع وأصبح أكبر وأقدم بمليارات المرات (بترتيب 10 20 مرة) ، حتى وصل إلى حجم إلكترون يبلغ نصف قطره تقريبًا 10-13 سم ، عندما كان عمر الكون 10-23 ثانية. خلال الخمسة عشر مليار سنة التالية ، وفقًا للنظرية ، توسع الكون إلى نصف قطر يبلغ 15 مليار سنة ضوئية إلى الحجم الذي يُدعى اليوم. (السنة الضوئية ، المسافة التي يقطعها الضوء في الفراغ في سنة واحدة ، هي 9.5 × 10 12 كيلومترًا).

المؤلف (في الوسط) مع منظمي مؤتمر عالم البلازما في فبراير 1989 في لا جولا ، كاليفورنيا ، الحائز على جائزة نوبل هانيس ألفون (على اليمين) وأنتوني بيرات من مختبر لوس ألاموس الوطني (على اليسار).

هذه هي الأبعاد والمقياس الزمني الذي يتطلبه نموذج الانفجار العظيم ، وهو نموذج لم يقبله جميع العلماء بالتأكيد لأنه يؤدي إلى صعوبات لا يمكن التغلب عليها. اعتقد العلماء البارزون مثل RL Millikan و Edwin Hubble أن نموذج Big Bang تسبب في مشاكل لعلم الكونيات أكثر مما تم حلها ، وأن فقدان طاقة الفوتون كان تفسيرًا أبسط و "أقل عقلانية" للانزياح الأحمر من تفسيره على أنه تأثير دوبلر ناجم عن التراجع السرعة ، تمشيا مع الانفجار العظيم (Reber 1989 Hubble 1937).

في السنوات الأخيرة ، تحدى هانيس ألفون الحائز على جائزة نوبل ، وطلاب آخرين في مجال البلازما الفيزيائية الفلكية الانفجار العظيم بمفهوم بديل يسمى عالم البلازما. في علم الكونيات هذا ، كان الكون موجودًا دائمًا ولم يتركز أبدًا في نقطة محددة ، وتتشكل المجرات عناقيد المجرات ليس فقط عن طريق الجاذبية ، ولكن أيضًا بواسطة الحقول الكهربائية والمغناطيسية على مدى فترات أطول من تلك المتوفرة في نموذج الانفجار العظيم (بيرات 1988 ، 1989 بوستيك 1989).
منذ نشأتها في ثلاثينيات القرن الماضي ، كانت نظرية الانفجار العظيم موضع جدل (Reber 1989، Cherry 1989). في الواقع ، يجب أن تكون نظرتنا للكون دائمًا مفتوحة للنظر فيها وإعادة النظر فيها.
ستوضح هذه المقالة أن نموذج الانفجار العظيم غير مقبول ماديًا لأنه غير متوافق مع الملاحظات المهمة. كما تطرح المشاكل الفلسفية الشديدة المتعلقة بالانفجار العظيم (انظر مادوكس 1989). ومع ذلك ، فإن العلم مكرس لاكتشاف أسباب الظواهر المرصودة ، وبالتالي فإن نموذج الانفجار العظيم يؤدي إلى رفض مبدأ السببية وهو أمر أساسي في الفلسفة وكذلك في الفيزياء. إنها في الواقع نظرية الخلق التي تختلف عن الخلق الأخرى (على سبيل المثال ، تلك التي تدعي أن الخلق حدث حوالي 4000 قبل الميلاد) فقط في عدد السنوات التي انقضت منذ الخلق. وفقًا لنموذج Big Bang ، حدث الخلق منذ ما بين 10 و 20 مليار سنة.

3 - دليل معيب.
تم بناء دعم نظرية الانفجار العظيم على ثلاثة أنواع رئيسية من الأدلة:
أولاً ، يفترض الانفجار العظيم أن الكون المرئي آخذ في التوسع. يتم تقديم الدعم لهذا من خلال تفسير الانزياح الأحمر للمجرات البعيدة والعديد من الأنظمة الأخرى على أنها تحولات دوبلر. ومن ثم فإن هذه الانزياحات الحمراء ستظهر أن هذه الأنظمة كلها تطير بعيدًا عن بعضها البعض.
ثانيًا ، تتنبأ نظرية الانفجار العظيم بالوفرة الكونية لبعض العناصر الخفيفة مثل الهليوم -4 والديوتيريوم والليثيوم -7. يقال إن الأدلة المتوفرة على الوفرة الكونية تؤكد التنبؤات.
ثالثًا ، استخدم Alpher و Bethe و Gamow في عام 1948 نظرية الانفجار العظيم للتنبؤ بوجود إشعاع خلفي بدرجة حرارة منخفضة في جميع أنحاء الكون عند 25 كيلو مترًا كأحد بقايا انفجار الانفجار الكبير الأولي. تم بالفعل اكتشاف إشعاع الخلفية عند درجة حرارة حوالي 3K (يصدر إشعاعًا أقل كثافة بمقدار 5000 مرة ، راجع قانون بلانك) (2) ، ويتم تفسيره على أنه الأثر المتوقع.
ومع ذلك ، فإن الدعم الذي يقدمه نموذج الانفجار العظيم من خلال هذه الحجج الثلاث واضح فقط ولا يصمد أمام تحليل تفصيلي جاد. في الواقع ، فإن أدلة الرصد من الفيزياء الفلكية تتوافق بشكل أكبر مع النموذج الذي اقترحه هذا المؤلف للكون المستقر. وهنا باختصار الدليل من الفيزياء الفلكية:

الانزياح الأحمر.
لا يمكن تفسير عدد كبير من ملاحظات الانزياح نحو الأحمر بواسطة نظرية دوبلر. يقدم كتاب عالم الفلك هالتون آرب عام 1987 "النجوم الزائفة والانزياح الأحمر والخلافات" مراجعة شاملة لها ، كما هو الحال في مقالة مراجعة مطولة عام 1989 بقلم عالم الفيزياء الفلكية الهندي جيه في نارليكار. تم نشر كتالوج من 780 إشارة إلى ملاحظات الانزياح الأحمر التي لا يمكن تفسيرها بواسطة تأثير دوبلر في عام 1981 من قبل K. J. Reboul تحت عنوان ، "الانزياحات الحمراء غير التقليدية: كتالوج ببليوغرافي". تشير العديد من الأوراق الأخرى إلى أنه قد لوحظ انزياح أحمر ناتج عن عدم السرعة.
يؤدي التفسير غير الدوبلري للانزياح الأحمر في الواقع إلى اتفاق أفضل للنظرية مع الملاحظات الفعلية ، كما هو موضح أدناه.

إنتاج العناصر الخفيفة.
ليس من الضروري استدعاء الانفجار العظيم من أجل شرح الوفرة المرصودة لعناصر الضوء. نموذج البلازما لتشكيل المجرات ينجز المهمة بشكل جيد للغاية (Rees 1978 Lerner 1989). يوضح نموذج البلازما أن العناصر يتم إنتاجها أثناء تشكل المجرات في وفرتها الملحوظة بواسطة النجوم المتوسطة والكتلة المبكرة. تؤدي التفاعلات النووية والأشعة الكونية المتولدة في هذه النجوم وبواسطتها إلى إنتاج العناصر. كما كتب مراجع حديث لنظرية البلازما ، نموذج البلازما: "حسابات دقيقة للوفرة الزائدة الملحوظة للأكسجين في النجوم المعدنية المنخفضة ، والديوتيريوم ، ولا تفرط في إنتاج العناصر الخفيفة النادرة المتبقية - الليثيوم ، والبريليوم ، والبورون"(ليرنر 1989).

إشعاع الخلفية الكونية.
لم يعد وجود إشعاع الميكروويف 3 K دليلًا صالحًا للانفجار العظيم. لا داعي للافتراض ، كما يفعل مؤمنو Big Bang ، أن إشعاع الخلفية هذا جاء من جسم أسود شديد الانزياح باللون الأحمر دوبلر (3) عند حوالي 3000. K - أي من كرة المادة المتفجرة - عندما أصبحت كثافتها منخفضة بما يكفي لفصل الطاقة والمادة. إشعاع الخلفية هو ببساطة إشعاع الجسم الأسود بلانك المنبعث من كوننا اللامحدود والذي هو أيضًا عند درجة حرارة حوالي 3 كلفن (Marmet 1988).
إن عدم تجانس المادة في الكون اليوم يعني أنه يجب أن يكون هناك بعض عدم التجانس في إشعاع الخلفية الكونية إذا نشأ عن الانفجار العظيم. ولكن لم يتم العثور بوضوح على عدم تجانس أساسي في الخلفية ، على الرغم من الاختبارات الحساسة حتى المقاييس الصغيرة. تتركز المادة في المجرات ، في العناقيد والعناقيد المجرية الفائقة ، وفي ما يسمى بالجاذب العظيم (تم تحديده مبدئيًا ولكن تركيزًا هائلاً للكتلة يتركز على بعد 150 مليون سنة ضوئية). لا بد أن عدم التجانس المهم في تكوين الكون كما نراه اليوم قد ظهر لأول مرة في الكون المبكر (إن وجد). في الواقع ، يجب أن يكون هناك عدم تجانس مشابه في المادة التي تنبعث منها إشعاع 3 K. يجب أن يظهر عدم التجانس هذا كتشويه في تدفق هابل (4) (دريسلر 1989) ويجب أن يؤدي إلى اختلالات ملحوظة في الخلفية 3 ك. تم البحث عن عدم التجانس في إشعاع 3 ك ولكن لا يوجد شيء متوافق مع الكتلة التي لوحظت في الجاذب العظيم. أفاد A.E. Lange مؤخرًا أنه لا يوجد عدم تجانس يمكن ملاحظته حتى مع دقة 10 ثوانٍ من القوس وحساسية في درجة حرارة عالية مثل D T = 0.00001 K (Lange 1989).
ولا يمكن تطبيق نظرية النسبية العامة لأينشتاين بطريقة متسقة على نموذج الانفجار العظيم. وفقًا للنموذج ، عندما كان الكون بحجم الإلكترون وكان عمره من 10 إلى 23 ثانية ، كان من الواضح أنه ثقب أسود - تركيز كتلة كبير لدرجة أن جاذبيته الذاتية ستمنع هروب أي كتلة أو إشعاع. وبالتالي ، وفقًا للنسبية الآينشتينية ، لا يمكن أن تتوسع. لذلك ، يجب على المرء أن يفترض أن الجاذبية بدأت في الوجود تدريجيًا فقط بعد خلق الكون ، لكن هذا يرقى إلى تغيير قوانين الفيزياء بشكل تعسفي لإنقاذ نموذج الانفجار العظيم. في المقابل ، الكون المستقر كما هو مقترح هنا يتفق مع نظرية النسبية لأينشتاين ، مع الأخذ في الاعتبار الثابت الكوني (5) الذي اقترحه في عام 1917.
تشكل الاكتشافات الفلكية الحديثة مشكلة إضافية وخطيرة للغاية بالنسبة لنظرية الانفجار العظيم. تم العثور على هياكل أكبر وأكبر في انزياحات حمراء أكبر وأكبر ، مما يشير إلى وجودها في الماضي البعيد بشكل متزايد. (سواء افترض المرء الانفجار العظيم أو النظرية المعروضة هنا ، فإن الانزياح الأحمر عادة ما يكون مؤشرًا للمسافات ، ولأن الضوء يستغرق وقتًا للانتقال ، فإن صورة جسم شديد الانزياح نحو الأحمر تُرى على الأرض اليوم كما كانت عند الضوء بدأ السفر.)
في عام 1988 ، أبلغ سايمون ليلي من جامعة هاواي عن اكتشاف مجرة ​​ناضجة عند الانزياح الأحمر الهائل بمقدار 3.4 أي أن مقدار الانزياح الأحمر لأي خط طيفي من المجرة هو 340 في المائة من الطول الموجي المناسب للخط (ليلي 1988) ). هذا يضع المجرة في الوقت المناسب بحيث لا يتيح مخطط الانفجار العظيم وقتًا كافيًا لتشكيلها! في تقرير إخباري عن عمل ليلي ، ذكرت Sky & amp Telescope: "يشكل ظهور مجرة ​​ناضجة بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم تهديدًا خطيرًا. . ."(آب / أغسطس 1988 ، ص 124).
في عام 1989 جاء اكتشاف "السور العظيم" للمجرات ، وهو عبارة عن صفيحة من المجرات يبلغ طولها 500 مليون سنة ضوئية ، وعرضها 200 مليون سنة ضوئية ، وحوالي 15 مليون سنة ضوئية بسمك ، مع تحديد أبعاد الهيكل فقط. بمقياس المسح (Geller and Huchra 1989). تقع بين 200 و 300 مليون سنة ضوئية من الأرض. في مقابلة مع Boston Globe (17 نوفمبر 1989) ، قدمت Margaret Geller من مركز Harvard-Smithsonian للفيزياء الفلكية بعض التعليقات الصريحة حول الآثار المترتبة على اكتشافها:

4 - الانزياح الأحمر والمتوسط ​​بين المجرات.
يمكن تفسير جميع الظواهر المرصودة المذكورة أعلاه دون اللجوء إلى نظرية الانفجار العظيم. لكن ماذا عن الانزياح الكوني نحو الأحمر ، الموضوع المركزي لهذه المقالة؟ شرح هذا المؤلف الانزياح الكوني نحو الأحمر من خلال تحسين فهمنا لتفاعل الضوء مع الذرات والجزيئات. حقيقة الرصد التي يتفق عليها مؤيدو Big Bang والمعارضون هي أن الانزياح الأحمر للمجرات يزداد عمومًا مع المسافة. ستنشأ هذه العلاقة إذا فقد الضوء الذي نتلقاه من المجرات بعضًا من طاقته إلى الوسط بين المجرات الذي يجب أن يمر من خلاله. في هذه الحالة ، كلما زاد عمق الوسط بين المجرات بين المجرة والمراقب ، كلما زاد إزاحة ضوءها نحو النهاية منخفضة الطاقة (الحمراء) من الطيف.
تم رفض الانزياح الأحمر عن تفاعل الفوتونات مع الذرات في الوسائط المجرية وبين المجرات سابقًا: اعتاد معظم العلماء على التفكير أنه عندما تتفاعل الفوتونات مع الوسط الذي تمر من خلاله ، تفقد بعض الطاقة في هذه العملية ، بعض التشتت الزاوي الكبير يجب أن ينتج عن الفوتونات. يقولون إن معظم الضوء القادم من المجرات الأخرى لا يمكن أن يخضع لأي تفاعل ملموس مع الوسط المتداخل ، لأن التشتت الزاوي الناتج من شأنه أن يتسبب في تشويش صورها ، كما أن صورنا للمجرات الأخرى ليست مشوشة بالفعل.
ومع ذلك ، فإن التفسير المعتاد لكيفية انتقال الضوء عبر الغازات غير متسق وغير كامل. يفهم الفيزيائيون أنه عندما يمر شعاع من الضوء عبر الغلاف الجوي ، يتفاعل جزء من الفوتونات مع الوسط ويفقد الطاقة إليه ، ويخضع للتشتت الزاوي. يُعرف هذا باسم تشتت رايلي نسبة إلى الفيزيائي البريطاني جون رايلي. يفترض معظم الفيزيائيين أن باقي الضوء ، الذي لا يعاني من تشتت ، يمر عبر الوسط دون تفاعل. ولكن نظرًا لكثافة ذرات وجزيئات الغلاف الجوي ، فمن الواضح أن هذا مستحيل.
الاستنتاج الأكثر منطقية هو أن معظم التفاعلات تتضمن ذرة أو جزيء يمتص فوتونًا ويعيد إرساله في الاتجاه الأمامي. سنرى أن هذه التفاعلات غير مرنة ، أي أن الفوتونات المعاد إرسالها فقدت بعض الطاقة الأصلية للذرة أو الجزيء ، وبالتالي فإن أطوالها الموجية أطول (حمراء) (Marmet 1988) (Marmet and Reber 1989). يكشف المفهوم المألوف لمؤشر الانكسار عن المشكلة ليتم عرضها. تنخفض سرعة الضوء (سرعة المجموعة) في الغازات ، بالنسبة إلى سرعتها في الفراغ ، كما يعبر عنها مؤشر الانكسار. يفترض اشتقاق معامل الانكسار أن المادة متجانسة وأن المرء يتجاهل وجود الذرات الفردية. تنطبق السرعة المخفضة على كل الضوء. عند الضغط الجوي ، لا يلاحظ المرء بسهولة هذه السرعة المنخفضة للانتشار في الهواء ، على وجه التحديد لأن جميع الفوتونات تقريبًا تنتقل دون تشتت زاوي (تشتت).
على مسافة 100 متر ، على سبيل المثال ، من التجربة اليومية أن ينتقل الضوء عبر الهواء الهادئ دون أي تشتت زاوي ملحوظ ولا ينتج عنه أي ضبابية مرئية - حتى عند مشاهدة الصور من خلال التلسكوب. يوضح مؤشر انكسار الهواء (n = 1.0003) أن تفاعلات أو تصادمات الفوتونات على جزيئات الهواء تتأخر بمقدار 3 سنتيمترات في مسار 100 متر ، فيما يتعلق بالإرسال في الفراغ (انظر الشكل 1) . فقط هذا التأخير الصغير البالغ 3 سم يمكن تفسيره بعدد كبير من تصادمات جزيء الفوتون.

لا تخضع معظم الصور للتشتت الزاوي عندما تتفاعل مع الجزيئات.

يتباطأ الضوء الذي ينتقل عبر الهواء من خلال تفاعله مع جزيئات الهواء. في نفس الوقت ، يعبر هذا الضوء 100 متر في فراغ (أ) ، لا يتجاوز 99.97 مترًا في الهواء (ب). يتم التعبير عن هذا في مؤشر انكسار الهواء ، 1.0003. هناك حاجة إلى العديد من تفاعلات الفوتون مع الجزيء لشرح مثل هذا التأخير الطويل. نظرًا لأن الجسم الذي يُرى على ارتفاع 100 متر ليس ضبابيًا ، يجب على المرء أن يستنتج أن تفاعلات الفوتون مع جزيء لا تؤدي إلى تشتت زاوي لمعظم الضوء ، على الرغم من أن هذا لا يزال هو الافتراض الشائع. في الواقع ، يجب إعادة إصدار الفوتونات من هذه التفاعلات في الاتجاه الأمامي.

تأخير 3 سم يقابل حوالي مليار من حجم الذرة. لذلك يمكننا التأكد من أنه ليس فقط كل الفوتونات لديها أكثر من تفاعل واحد مع جزيئات الهواء ، ولكن يجب أن يستغرق الأمر مليار تصادم لإنتاج مثل هذا التأخير. تعرضت الفوتونات لحوالي مليار تصادم مع جزيئات الهواء دون أي تشتت زاوي كبير ، لأن الصورة ليست مشوشة. اصطدام جزيء الفوتون دون التشتت الزاوي هو تجربة يومية تم التغاضي عنها تمامًا.
في الفضاء ، حيث تكون كثافة الغاز أقل بأكثر من 20 مرتبة من حيث الحجم ، تحدث نفس الظاهرة. يخضع الفوتون لحوالي تفاعل واحد (بسبب مؤشر الانكسار ، مع عدم وجود تشتت زاوي) في الأسبوع. نثر رايلي الذي ينتج عنه انتشار في جميع الاتجاهات ، أقل تواتراً بشكل كبير كما هو الحال في الغلاف الجوي.ومن ثم ، فإن جميع تفاعلات الفوتونات مع جزيئات الغاز تحدث تقريبًا دون أي تشتت زاوي قابل للقياس.

5 - عواقب هذه التفاعلات.
إذن ما هي عواقب هذه التفاعلات؟ من الضروري فحص طبيعة اصطدام الفوتون بالذرات الفردية. لقد رأينا أعلاه للتو أن الاصطدامات تنتج تأخيرًا في إرسال الضوء ، لذلك ، هناك فترة زمنية محدودة يتم خلالها امتصاص الفوتونات قبل إعادة إصدارها.
يتم استقطاب الذرة ، في اتجاه عرضي ، عن طريق مرور الموجات الكهرومغناطيسية (الفوتونات) التي تتحرك عبرها. تنجذب النواة الموجبة الشحنة في اتجاه واحد بينما تنجذب سحابة الإلكترونات السالبة الشحنة في الاتجاه الآخر. في هذا المجال ، ينتقل جزء على الأقل من طاقة الموجة الكهرومغناطيسية ، في الاتجاه المحوري ، إلى إلكترون الذرة. وهذا ما يسمى بالذرة المستقطبة (بطاقة الاستقطاب). يعطي الزخم (6) لهذه الطاقة المنقولة بالضرورة تسارعًا للإلكترون ، مما يتسبب في انبعاث فوتون ثانوي ، وهي ظاهرة تُعرف باسم bremsstrahlung (إشعاع الكبح) (انظر الشكل 2).


الشكل 2
تفقد الصور دائمًا تفاعل الطاقة مع الذرات.

إنه عالم فيزياء نادر جدًا يدرك أن الفوتونات يجب أن تفقد دائمًا طاقتها في التفاعل مع الذرات والجزيئات. يوضح المؤلف حقيقة هذا التأكيد ولكن في عام 1980 ، باستخدام الديناميكا الكهربائية شبه الكلاسيكية لشرح وحساب فقدان الطاقة. في الرسم التخطيطي ، يُمتص الفوتون ويعاد إرساله في الاتجاه الأمامي بواسطة ذرة تنبعث منها على الأقل فوتونًا ثانويًا ناعمًا جدًا (طويل الموجة) في هذه العملية.

لقد تم حساب أنه في ظل الظروف العادية ، يكون فقد الطاقة لكل تصادم حوالي 10-13 من طاقة الفوتون الوارد (Marmet 1988). ومن هنا تنتج الظاهرة انزياح أحمر يتبع نفس قاعدة تأثير دوبلر: مهما كان الطول الموجي المنبعث من المصدر ، فإن التغير النسبي لطول الموجة يكون ثابتًا (Dl / l = ثابت). الفوتون الثانوي (الفوتون bremsstrahlung) ، الذي يحمل الطاقة المفقودة ، يبلغ طوله الموجي عدة آلاف من الكيلومترات. نظرًا لأن أطول طول موجي لوحظ حتى الآن في علم الفلك الراديوي هو 144 مترًا (Reber 1968 ، 1977) ، لا يمكن حتى الآن اكتشاف هذه الفوتونات الثانوية ذات الطول الموجي الطويل جدًا. ومع ذلك ، تنبأتهم نظرية الديناميكا الكهربائية.


عنوان الشكل 3
نظرية تفاعل الفوتون والذرة لمارمت المذكورة أعلاه هي التفسير الوحيد "غير المخصص" الذي يتنبأ بكمية ومعدل تغير الانزياح الأحمر الشمسي (الخط الصلب المسمى Marmet). يظهر الانزياح الأحمر المحدد تجريبياً على القرص الشمسي ، الذي ينتقل من مركز القرص (Sin q = 0) إلى طرفه (Sin q = 1.0) ، في المنحنيات المنقطة والمتقطعة. قيم المراقبة لآدم (1948) وفينلاي-فرويندليش (1954). يُعطى الانزياح الأحمر بوحدات الطول الموجي 10-13 مترًا على المحور y. النظريات الأخرى التي تحاول تفسير هذا الانزياح نحو الأحمر على أنه تأثير دوبلر ينتج المنحنيين العلويين: Schatzman and Magnan (1975) ، حركة الغاز في الحبيبات الشمسية) و Finlay-Freundlich (1954) ، الحركة في الغلاف الضوئي والكروموسفير). تم تخصيص مخصصات للتحول الدوبلري التفاضلي الناتج عن دوران الشمس.

استنتاج مفاده أن تفاعلات الفوتونات مع الذرات يجب أن تكون دائما ينتج عن إنتاج فوتونات ثانوية مشتق من الديناميكا الكهربية الكمومية (Jauch and Rohlich 1980) Bethe and Salpeter (1957) ، واشتُق بشكل مستقل من قبل هذا المؤلف من الديناميكا الكهربائية الكلاسيكية (Marmet 1988). ومع ذلك ، فإن الدراسة الأخيرة فقط كانت قادرة على التنبؤ بكمية الطاقة المفقودة في هذه العملية.

6 - تأكيد تجريبي.
تم تحقيق التأكيد التجريبي لنظرية الانزياح الأحمر التي تم تطويرها هنا في عدة حالات ، مع ملاحظات الشمس (Marmet 1989) ، والنجوم الثنائية ، وحالات أخرى (Marmet 1988a Marmet and Reber 1989). ربما تكون أكثر هذه التأكيدات دراماتيكية هي حالة الشمس ، حيث تم تطبيق النظرية على شذوذ الانزياح الأحمر المرتبط بالكروموسفير الشمسي. عندما يتم إجراء القياسات الطيفية من الضوء من مركز قرص الشمس ومقارنتها مع تلك من الطرف (حافة القرص) ، وجد أن الأخير قد انزياح نحو الأحمر فيما يتعلق بالأول - فوق وبعد انزياح دوبلر الذي ينشأ من دوران الشمس. تم الإبلاغ عن هذا الشذوذ لأول مرة في عام 1907 ، وأكده جميع الخبراء في هذا المجال.
بذلت محاولات لشرح هذا الانزياح الأحمر باعتباره تأثير دوبلر على أساس حركة كتل الغاز في الفوتوسفير والكروموسفير ، أو مثل هذه الحركات في الحبيبات الشمسية (خلايا الحمل الحراري). يمكن رؤية القوة التنبؤية غير الكافية لهذه الفرضيات في الشكل 3. يوضح الشكل المقدار الملحوظ للانزياح الأحمر كدالة للموضع بين مركز الانزياح الأحمر كدالة للموضع بين مركز قرص الشمس والطرف ، ويقارن هذا المنحنى المرصود بالمنحنيات التي تتطلبها اثنتان من هذه النظريات.
ومع ذلك ، إذا نشأ الانزياح الأحمر عن زيادة عدد تفاعلات الفوتون-ذرة بين المصدر والمراقب مثل مواضع عينة التحليل الطيفي بالقرب من الطرف (الشكل 4) ، فإن النظرية المطورة هنا تنطبق ، وتوفر تنبؤًا دقيقًا للمنحنى المرصود). 3). نجحت النظرية أيضًا في تفسير غياب الانزياح الأحمر للعديد من الخطوط الطيفية من حيث أصلها المعروف في الطبقات العالية جدًا من الشمس ، وفي تفسير انزياح أحمر أقوى للخط الحديدي عند 5250 أنجستروم من حيث أصله المعروف في طبقة أعمق.

7 - هل هناك ما يكفي في الفضاء؟
هل توجد مادة كافية في الفضاء لتفسير الانزياح الأحمر المرصود من حيث النظرية المعروضة هنا؟ مطلوب تركيز متوسط ​​يبلغ حوالي 0.01 ذرة / سم 3 لإنتاج الانزياح الأحمر المرصود ، كما هو معطى بواسطة ثابت هابل (Marmet 1988b). هذه الكثافة المطلوبة للمادة في الفضاء أكبر مما تم قياسه تجريبياً حتى الوقت الحاضر ، لكن قدرتنا على اكتشاف مثل هذه المادة لا تزال غير كاملة. جميع طرق الاكتشاف لدينا تقريبًا انتقائية ويمكنها اكتشاف نوع واحد فقط من المادة. تستخدم معظم الطرق التحليل الطيفي للكشف عن الإشعاع المنبعث أو الممتص بواسطة المادة. هناك أسباب قوية للتفكير في وجود مادة في الفضاء أكثر بكثير مما لوحظ.
على الرغم من وجود الهيدروجين الذري على نطاق واسع في الفضاء ويمكن اكتشافه من خلال انبعاث وامتصاص الموجات الراديوية المميزة التي يبلغ طولها 12 سم ، فمن المحتمل أن يتكثف الهيدروجين الذري البارد إلى الشكل الجزيئي (H 2 ) ، والتي يجب أن تكون موجودة أيضًا على نطاق واسع في الفضاء. ومع ذلك ، لا يمكن اكتشاف الهيدروجين والهيليوم الجزيئي البارد في الأطوال الموجية المرئية أو الراديوية. منذ الهيدروجين الجزيئي (H 2 ) لا يحتوي على ثنائي أقطاب كهربائي دائم (7) ، ولا ينبعث منه أو يمتص الإشعاع بسهولة. تصدر معظم الجزيئات المتحمسة فوتونات في حوالي 10-8 ثوان. ومع ذلك ، فإن الانبعاث التلقائي للحالة الدورانية الأولى للهيدروجين الجزيئي غير موجود عمليًا (حالات الدوران هي مستويات طاقة جزيئية مختلفة) حتى بعد عدة آلاف من السنين. يعد الانتقال (عن طريق الانبعاث التلقائي) من حالة الدوران الثانية للهيدروجين الجزيئي أكثر احتمالًا نسبيًا ولكنه يتطلب حوالي 30 مليار ثانية (حوالي 1000 عام). هذا هو حوالي 18 مرتبة من حيث الحجم أقل احتمالا من الانتقال ثنائي القطب العادي. في الحالة الدورانية السادسة ، لا يزال الانتقال الكمومي يستغرق ما يصل إلى عام واحد.
الندرة الشديدة لهذه التحولات "المحظورة" تعني أنه لا يمكن للمرء أن يأمل في الكشف عن الهيدروجين الجزيئي بطريقة التحليل الطيفي. فقط في الجزء البعيد من الأشعة فوق البنفسجية من الطيف يمكن اكتشاف بعض الهيدروجين الجزيئي في جوار النجوم الباعثة للأشعة فوق البنفسجية. بسبب طبيعته ، من المحتمل جدًا أن يكون الهيدروجين الجزيئي وفيرًا للغاية في الفضاء - ولكن لا يمكن اكتشافه بالطرق المتاحة الآن.


شرح الشكل 4
تطبيق نظرية تفاعل الفوتون والذرة على الانزياح الأحمر الشمسي.
الضوء المرصود في مركز القرص الشمسي على طول خط الرؤية A ، يمر عبر كمية من الغلاف الجوي الشمسي ممثلة بالحرف "a". يمر الضوء المرصود على الطرف الشمسي على طول خط الرؤية B عبر كمية أكبر بكثير من الغلاف الجوي الشمسي ممثلة بالحرف "b". (يتلاقى A و B عند المراقب). ومن هنا تتنبأ نظرية تفاعل الفوتون والذرة بانزياح أحمر متزايد نحو الطرف.

هناك مؤشرات أخرى على وجود كميات كبيرة من المادة غير المرئية في الكون. على سبيل المثال ، تم اكتشاف بشكل غير متوقع أن المادة في المجرات قد تمتد إلى ما يصل إلى 10 أضعاف نصف قطر مكونها المرئي. ينشأ هذا الاحتمال من دراسة السرعة الدورانية التفاضلية للمادة في المجرات. من قوانين الحركة المدارية ، نتوقع أن تسقط السرعة المدارية للمادة (بالكيلومترات في الثانية ، على سبيل المثال) كمربع الكتلة الكلية المحاطة بالمدار. بعبارة أخرى ، عند الانتقال من نواة المجرة إلى محيطها ، نتوقع أن نواجه سرعات أقل من أي وقت مضى ، تمامًا كما هو الحال في النظام الشمسي ، تتحرك الكواكب الخارجية بشكل أبطأ. بدلاً من ذلك ، وجد أن السرعة تظل ثابتة تقريبًا. الاستنتاج المستخلص من هذا الانحراف الواضح عن قوانين الحركة هو أنه يجب أن يكون هناك قدر مهم من المادة غير المرئية في المجرات ، والتي تشكل ما يصل إلى 90 إلى 99 في المائة من الكل (روبن 1983 ، 1988). من المعقول أن نتوقع أن كمية أكبر بكثير من المادة غير المرئية تكمن بعيدًا ، حول المجرات.
يعاني نموذج الانفجار العظيم من إخفاقات جوهرية تزداد خطورة مع استمرار التقدم في الملاحظات الفلكية. ومع ذلك ، فإن هذه الملاحظات تتوافق مع الكون غير محدود في الزمان والمكان. كثافة المادة التي قد توجد في الفضاء بين المجرات - مما يسمح بوجود الهيدروجين الجزيئي - متوافقة مع الكثافة (حوالي 0.01 ذرة / سم 3) المطلوبة في النموذج الكوني للمؤلف. في نفس الوقت ، فإن إشعاع الخلفية المتنبأ به في كون غير محدود يتوافق مع التجانس العالي لخلفية 3 K المرصودة (Marmet 1988) ، ومن الواضح أن الله لم يقيد نفسه بكون محدود في وقت ومكان واحد ، ولكن جعل الكون على صورته لانهائي في المكان والزمان.

==============
8 - المراجع.
H. آرب، 1987. Quasars، Redshifts، and Controversies، Berkeley، California: Interstellar Media (2153 Russell Street، 94705).
H. A. Bethe و E. سالبيتر، 1957 ميكانيكا الكم لذرة إلكترون واحدة واثنين ، برلين: Springer-Verlag
دبليو بوستيك، 1989 ، "تاريخ قديم للوقت: مراجعة لتاريخ موجز للزمن" بقلم ستيفن دبليو هوكينج ، "القرن الحادي والعشرون ، يناير - فبراير 1989 ، ص 60.
D. الكرز، 1989. "الانزياحات الحمراء وروح الاستفسارات العلمية" ، القرن الحادي والعشرون ، مايو - يونيو 1989 ، ص. 34.
أ. دريسلر، 1989. "في فجوة الجاذب العظيم ،" العلوم ، سبتمبر - أكتوبر 1989 ، ص. 28.
إم جي جيلر و جي بي هوشرا، 1989، "Mapping the Universe"، Science 246: 897
P. S. Henry، 1980. "وصف بسيط لخلفية الميكروويف الكونية 3 K" ، العلوم 207: 939.
إي هابل، 1937 ، "نهج المراقبة لعلم الكونيات" ، مطبعة جامعة أكسفورد.
جي إم جاوتش و F. رورليش، 1980 ، "نظرية الفوتونات والإلكترونات" الطبعة الثانية نيويورك: Springer-Verlag.
إيه إي لانج، 1989. "القياسات الحديثة لخلفية الموجات الدقيقة الكونية" ، الثور. الجمعية الفلكية الأمريكية 21: 787.
إي جيه ليرنر، 1989. "نموذج المجرة لتكوين العناصر" ، IEEE Transactions on Plasma Science 17: 259.
S. J. Lilly ، 1968 ، "اكتشاف مجرة ​​راديو عند انزياح أحمر يبلغ 3.395" ، مجلة الفيزياء الفلكية 333: 161 (1 أكتوبر 1988).
مادوكس، 1989. "Down with the Big bang"، Nature 340: 425.
P. Marmet، 1988 ، "The 3 K Microwave Background and Olbers 'Paradox :، Science 240: 705.
------------ 1988 أ ، "انزياح أحمر جديد غير دوبلر" ، مقالات فيزياء ، 1:24.
------------ 1989 ، "الانزياح الأحمر لبعض الخطوط الطيفية في الكروموسفير للشمس" ، معاملات IEEE على علم البلازما 17: 238.
P. Marmet و جي ريبر، 1989، "Cosmic Matter and the Non Expanding Universe"، IEEE Transactions on Plasma Science 17: 264.
جيه في نارليكار، 1989، "Noncosmological Redshifts"، Space Science Reviews، Vol: 50.
A. L. Peratt، 1968 ، "عميد المنشقين عن البلازما" (عن هانيس ألفين). العالم وأمبير الأول ، مايو 1988 ص. 190.
---------- 1989 ، علم الكون البلازما - الجزء الأول. تفسيرات العالم المرئي "العالم والأول ، أغسطس 1989 ، ص .295" علم الكون البلازما - الجزء الثاني. الكون هو بحر من الجسيمات المشحونة كهربائيا ، "العالم و أمبير 1 ، سبتمبر 1989 ، ص 306.
جي ريبر، 1968 ، "Cosmic Static at 144 Meters Wavelength" ، مجلة معهد فرانكلين 285 1.
----------- 1977. "الكون الذي لا نهاية له ، بلا حدود ، مستقر" جامعة تسمانيا (هوبارت ، أستراليا) ورقة عرضية رقم: 9.
----------- ، 1989 "الانفجار العظيم هو كلام فارغ" القرن الحادي والعشرون ، مارس-أبريل 1989 ، ص. 43.
K. J. Reboul، 1981. "انزياحات حمراء غير أساسية: فهرس ببليوغرافي ،" أسترون. و Astrophys ، ملحق. سر. 45-129.
إم جي ريس، 1978. "أصل خلفية الميكروويف قبل المجرة". طبيعة 275: 35.
في سي روبين، 1983. "دوران المجرات الحلزونية" ، علم 220: 1339 ، (24 يونيو 1983)
---------------- 1988 ، "المادة المظلمة في الكون" وقائع الجمعية الفلسفية الأمريكية ، 132: 258.

9 - ملاحظات:
(1)---
الطول الموجي للإشعاع الذي لوحظ أطول (انزياح أحمر) من الطول الموجي المنبعث عندما يأتي من مصدر يتحرك بعيدًا عن المراقب ، وهو اكتشاف قام به JC Doppler في عام 1842. وبالمثل ، يصبح الطول الموجي المرصود أقصر (أزرق) عندما يكون الجسم يقترب من المراقب. عادة ما يتم تفسير الانزياح الأحمر للضوء من المجرات البعيدة على أنه ناتج عن الحركة النسبية لهذه المجرات بعيدًا عن مجراتنا ، في كون متوسع.
العودة إلى النص: note (1)

& lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt (2) ---
"3 K" تعني درجة حرارة 3 درجات على المقياس المطلق (كلفن) ، 3 ك تساوي -270 درجة مئوية. تنبعث من جميع الأجسام إشعاعًا كهرومغناطيسيًا وفقًا لدرجة حرارتها. على سبيل المثال ، ينبعث الضوء المرئي من الشعيرة الساخنة. عند 3 ك ، يكون الإشعاع الكهرومغناطيسي المنبعث في نطاق الموجات الدقيقة بطول موجة يبلغ حوالي 1 مم. "إشعاع الخلفية 3 K" هو الإشعاع الذي يتم ملاحظته من جميع الاتجاهات في الكون والذي له نفس توزيع الطول الموجي الذي ينبعث من الجسم الأسود عند درجة حرارة 3 K.
العودة إلى النص: note (2) & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt (3) ---
عندما يصدر جسم أسود ساخن إشعاعًا كهرومغناطيسيًا ، فإنه يصدر نطاقًا من الترددات بمعدلات متفاوتة موصوفة بمنحنى يُعرف باسم وظيفة بلانك. باستخدام هذه الوظيفة ، يمكن للمرء أن يتنبأ بتوزيع الأطوال الموجية والمعدلات المنبعثة من أي شخص أسود إذا كان المرء يعرف درجة حرارته. إذا لم يكن السطح أسودًا (مثل الرمادي أو شبه الشفاف أو المرآة) ، فإن المعدلات المنبعثة مختلفة.
العودة إلى النص: note (3) & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt (4) ---
في نظرية الانفجار العظيم ، تتدفق المادة بعيدًا عن الراصد بسرعة تعتمد على بعده عنه. نظرًا لأن معدل التغيير في سرعته المفترضة تم تحديده في الأصل من ملاحظات هابل ، فقد أطلق على التدفق المعكوس المفترض للمادة في الكون اسم تدفق هابل.
العودة إلى النص: note (4) & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt (5) ---
الثابت الكوني هو مصطلح قوة أدخله أينشتاين في معادلات مجاله للسماح بنموذج الكون الثابت والمتجانس والخواص.
العودة إلى النص: note (5) & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt (6) ---
زخم الجسيم هو حاصل ضرب كتلته وسرعته. أثناء تفاعل (تصادم) جسيمين ، يتم الحفاظ على الزخم الكلي.
العودة إلى النص: note (6) & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt (7) ---
بعض الجزيئات ، مثل جزيء الماء H2O ، لها قذائف إلكترونية مشوهة بشكل طبيعي. إنها مستقطبة بشكل طبيعي دون وجود مجال كهربائي خارجي ، ويقال أن لها ثنائي القطب دائم.
العودة إلى النص: note (7) & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt & lt & gt
العودة إلى أعلى الصفحة
العودة إلى: قائمة الأوراق على شبكة الإنترنت
المعلومات: نبذة عن المؤلف


تحول أينشتاين من كون ساكن إلى كون متوسع

البرت اينشتاين

أظهرت دراسة جديدة أن ألبرت أينشتاين قبل وجهة النظر الكونية الحديثة القائلة بأن الكون يتوسع لفترة طويلة بعد معاصريه.

حتى عام 1931 ، اعتقد الفيزيائي ألبرت أينشتاين أن الكون كان ساكنًا .. تعزو أسطورة حضرية هذا التغيير في المنظور إلى عندما أظهر عالم الفلك الأمريكي إدوين هابل لأينشتاين ملاحظاته للانزياح الأحمر في الضوء المنبعث من السدم البعيدة - المعروفة اليوم باسم المجرات. لكن الواقع أكثر تعقيدًا. في الواقع ، نتج التغيير في وجهة نظر أينشتاين عن عملية تفكير ملتوية. الآن ، في مقال نشر في المجلة الفيزيائية الأوروبية حيشرح هاري نوسباومر من معهد علم الفلك في ETH زيورخ ، سويسرا ، كيف غيّر أينشتاين رأيه بعد لقاءات عديدة مع بعض علماء الفيزياء الفلكية الأكثر تأثيرًا في جيله.

في عام 1917 طبق أينشتاين نظريته عن النسبية العامة في الكون ، واقترح نموذجًا لكون متجانس وثابت ومنحني مكانيًا. ومع ذلك ، فإن هذا التفسير لديه مشكلة رئيسية واحدة: إذا كانت الجاذبية هي القوة النشطة الوحيدة ، فإن كونه سينهار - وهي قضية تناولها أينشتاين من خلال إدخال الثابت الكوني.

ثم قاوم بشدة وجهة النظر القائلة بأن الكون يتوسع ، على الرغم من إيحاءات معاصريه بأن هذا هو الحال. على سبيل المثال ، في عام 1922 ، أظهر الفيزيائي الروسي ألكسندر فريدمان أن معادلات أينشتاين كانت قابلة للتطبيق في العوالم الديناميكية. وفي عام 1927 ، خلص جورج لوميتر ، عالم الفيزياء الفلكية البلجيكي من الجامعة الكاثوليكية في لوفان ، إلى أن الكون يتوسع من خلال الجمع بين النسبية العامة والملاحظات الفلكية. ومع ذلك ، ما زال أينشتاين يرفض التخلي عن كونه الساكن.

ومع ذلك ، في تقرير أبريل 1931 إلى الأكاديمية البروسية للعلوم ، تبنى أينشتاين أخيرًا نموذجًا لكون متوسع. في عام 1932 تعاون مع الفيزيائي الهولندي وعالم الفلك ، ويليم دي سيتر ، لاقتراح كون دائم التوسع والذي أصبح النموذج الكوني المقبول بشكل عام حتى منتصف التسعينيات. لراحة أينشتاين ، لم يعد هذان النموذجان بحاجة إلى الثابت الكوني.


دحض ألبرت أينشتاين نظرية الانفجار العظيم

سارت نظرية ألبرت أينشتاين للنسبية جنبًا إلى جنب مع نظرية الانفجار العظيم ، لكن المخطوطات التي ظهرت مؤخرًا تظهر أن الفيزيائي دحض هذه الفكرة واعتقد أن الكون توسع بثبات وإلى الأبد. على الرغم من تخليه عن الفكرة وعدم طرحها مرة أخرى ، تظهر وثيقة مخزنة في أرشيف ألبرت أينشتاين في القدس أنه كان دائمًا مترددًا في قبول أن الكون قد نشأ أثناء انفجار واحد. المخطوطة التي يُعتقد أنها كُتبت في عام 1931 أيدها عالم الفيزياء الفلكية فريد هويل بعد حوالي 20 عامًا ، ولكن لم يتم التعرف على النظرية أبدًا قدر الإمكان.

تُظهر النظرية المفقودة ألبرت أينشتاين & # 8217s أن الفيزيائي فضح نظرية الانفجار العظيم واعتقد في البداية أن الكون لم يبدأ & # 8220 يتقلص & # 8221 بعد الانفجار ، بل يتوسع. عند العثور على المخطوطة ، صرح Cormac O & # 8217Raifeartaigh ، الفيزيائي في معهد Waterford للتكنولوجيا في أيرلندا أنه & # 8220 تقريبًا سقط من كرسيه & # 8221 عندما أدرك أن ما كان يقرأه لم يكن كما كان يعتقد أنه كان ، لأنه تم تصنيفها عن طريق الخطأ كمسودة لورقة أخرى تخص الفيزيائي. كشف محتوى تلك الوثيقة زيف نظرية الانفجار العظيم وأظهر أن أينشتاين كان من أشد المؤمنين بكون دائم التوسع إلى الأبد قبل قبول فكرة الانفجار.

إحياء نظرية جديدة

بعد عشرين عامًا من كتابة الفيزيائي الشهير وإسقاط فكرة أن الكون يمكن أن يكون أكثر من مجرد انفجار أولي ، كان هناك فريد هويل ، عالم الفيزياء الفلكية البريطاني الذي كان يعتقد بقوة أن الفضاء يمكن أن يكون في حالة توسع مستمر ، ولكن في نفس الوقت تبقى كثافته. تقريبا نفس الشيء. على الرغم من رفض الفكرة ، بعد اكتشاف نظرية أينشتاين البديلة ، فقد ثبت أخيرًا أن هويل ربما كان على حق.

يعتقد عالم الفيزياء الفلكية البريطاني أن الجسيمات الأولية تظهر من الفضاء وتملأ الغرفة الإضافية الناتجة عن توسع الفضاء. كانت & # 8220steady state & # 8221 للكون موجودة أيضًا في مخطوطة أينشتاين المفقودة منذ زمن طويل ، والتي يُعتقد أنها كُتبت خلال رحلة إلى كاليفورنيا عام 2931 ، ويرجع ذلك أساسًا إلى أنه استخدم ورقة ملاحظات أمريكية. وفقًا للترجمة ، اعتقد الفيزيائي أن & # 8220 لكي تظل الكثافة ثابتة ، يجب أن تتشكل جسيمات جديدة من المادة باستمرار ، & # 8221 الذي أكد نتائج Hoyle & # 8217s.

يعتقد عالم الكونيات جيمس بيبلز من جامعة برينستون في نيوجيرسي أن نظرية أينشتاين المفقودة تمثل & # 8220a مسودة أولية بدأت بالإثارة حول فكرة أنيقة ، & # 8221 ولكن سرعان ما تم التخلي عنها.

متابعين جدد

تظهر وثيقة جديدة أن الفيزيائي فضح فكرة نظرية الانفجار العظيم واعتقد في البداية أنه في الكون المتوسع ، يجب أن تكون كثافة المادة ثابتة. تم إحياء & # 8220steady state & # 8221 في عام 1998 ، عندما خلصت مجموعتان من علماء الفلك إلى أن الكون لم يبطئ توسعه منذ الانفجار العظيم ، بل على العكس من ذلك ، سارع في تمدده ، مما يعني أن ثابت أينشتاين الكوني كان صحيحًا. .

قدم O & # 8217Raifeartaigh وفريقه ورقة حول النظرية المفقودة للفيزيائي & # 8217s إلى المجلة الفيزيائية الأوروبية ، والتي يمكن أن تغير الطريقة التي ينظر بها الخبراء إلى الكون. حتى إشعار آخر ، تظل نظرية الانفجار العظيم مقبولة عالميًا ، ولكن بعد أن كشف ألبرت أينشتاين وفريد ​​هويل وعلماء الفلك المعاصرون زيف فكرة أن الكون ظهر بعد الانفجار ، يمكن إعادة كتابة القصة.

دحض ألبرت أينشتاين نظرية الانفجار العظيم تمت إضافته بواسطة Gabriela Motroc في 15 مارس 2014
أعرض جميع مقالات Gabriela Motroc و rarr


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 بواسطة مقياس 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 يتوسع ، وتنحسر 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 للحرارة 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). بناءً على 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 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 كبير ، 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 التصادمات. [4] في مرحلة ما ، انتهك تفاعل غير معروف يسمى baryogenesis الحفاظ على رقم الباريون ، مما أدى إلى زيادة طفيفة جدًا في الكواركات واللبتونات على 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 (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 رؤيتها 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 > 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 وجود 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: "استندت هذه النظريات إلى الفرضية القائلة بأن كل المادة في الكون تم إنشاؤها في واحدة كبيرة ضجة في وقت معين في الماضي البعيد ". [43] [44]

يُقال على نطاق واسع أن هويل ، الذي فضل نموذجًا كونيًا بديلًا "للحالة الثابتة" ، قصد أن يكون هذا ازدرائيًا ، [45] ولكن هويل نفى ذلك صراحة وقال إنها كانت 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 ، قاس فيستو سليفر 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 يتمدد 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 ماونت 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 الكوانتا. 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 هو 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 أول دليل رصد مباشر 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 واسعة النطاق ، [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] التضخم وتكوين الباريوجين لا يزالان من السمات التخمينية 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: تم تحويل الضوء المنبعث منها 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.

هذا الفضاء يمر بتوسع متري يظهر 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 الميكروويف 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 للإشعاع 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. يبلغ متوسط ​​المسار الحر للفوتون ذروته عند حوالي 372 ± 14 كيلويرًا ، [38] ويصبح 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 متعارضة 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 الاتساق 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 ، تبدو المجرات التي تشكلت مؤخرًا نسبيًا 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 والكوازار والبنى الأكبر بشكل جيد مع محاكاة الانفجار العظيم 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 هذا 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 في الغالب مادة طبيعية 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 استنتجت 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 لم تكن هناك 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 تقريبًا و Gaussian ، والتي تم تأكيدها بدقة من خلال قياسات CMB. [75]: القسم 6

إذا حدث التضخم ، فإن التوسع الأسي من شأنه أن يدفع مناطق واسعة 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 فترة 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 استخراج شكل منظم للطاقة منه ، وهو سيناريو يُعرف 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 وعالية الحرارة. [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 تقع خارج مسافة هابل تنحسر أسرع من سرعة الضوء. ومع ذلك ، فإن النسبية الخاصة لا تنطبق فيما وراء 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 احتمالا 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 لم تكن 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 الحالة الكثيفة الساخنة 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 جدًا في الحدوث ، ولكن وفقًا للمبدأ الشمولي ، سيحدث في النهاية أكثر الأحداث غير المحتملة. لقد 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 ، والتي يكون فيها 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]


الأكوان المقيدة وغير المقيدة وكثافة الإغلاق

تسمح سلوكيات الفصل المختلفة للمجرات في نطاقات زمنية كبيرة في نماذج فريدمان المغلقة والمفتوحة ونموذج أينشتاين دي سيتر بمخطط تصنيف مختلف عن مخطط يعتمد على الهيكل العالمي للزمكان. إن الطريقة البديلة للنظر إلى الأشياء هي من منظور الأنظمة المرتبطة بالجاذبية وغير المنضمة: النماذج المغلقة حيث تنفصل المجرات في البداية ثم تعود معًا مرة أخرى تمثل أكوانًا منضمة ، حيث تستمر المجرات في الفصل إلى الأبد ، تمثل أكوانًا غير منضمة في نموذج أينشتاين دي سيتر المجرات منفصلة إلى الأبد ولكن بطيئة إلى التوقف في وقت غير محدود يمثل الحالة الحرجة.

ميزة هذا الرأي البديل هو أنه يركز الانتباه على الكميات المحلية حيث يمكن التفكير في المصطلحات الأبسط للفيزياء النيوتونية - القوى الجذابة ، على سبيل المثال. في هذه الصورة ، من الواضح بشكل بديهي أن الميزة التي يجب أن تميز ما إذا كانت الجاذبية قادرة على إيقاف معدل تمدد معين تعتمد على مقدار الكتلة (لكل وحدة حجم) الموجودة. هذا هو الحال بالفعل ، حيث تعطي الشكليات النيوتونية والنسبية نفس المعيار للكثافة الحرجة ، أو الكثافة النهائية (في الكتلة المكافئة للمادة والإشعاع) التي تفصل الأكوان المغلقة أو المقيدة عن الأكوان المفتوحة أو غير المقيدة. إذا كان ثابت هابل في العصر الحالي يُرمز إليه بـ ح0، ثم كثافة الإغلاق (المقابلة لنموذج أينشتاين-دي سيتر) تساوي 3ح0 2 / 8πجي، أين جي هو ثابت الجاذبية الكوني في نظريتي الجاذبية لنيوتن وأينشتاين. القيمة العددية لثابت هابل ح0 تساوي 22 كيلومترًا في الثانية لكل مليون سنة ضوئية ، فإن كثافة الإغلاق تساوي 10 gram29 جرامًا لكل سنتيمتر مكعب ، أي ما يعادل حوالي ست ذرات هيدروجين في المتوسط ​​لكل متر مكعب من الفضاء الكوني. إذا كان المتوسط ​​الكوني الفعلي أكبر من هذه القيمة ، يكون الكون مقيدًا (مغلقًا) ، وعلى الرغم من أنه يتمدد حاليًا ، فإنه سينتهي بسحق نسبة لا يمكن تصورها. إذا كان أقل ، فإن الكون غير مقيد (مفتوح) وسوف يتمدد إلى الأبد. والنتيجة معقولة بشكل بديهي حيث أنه كلما كانت كثافة الكتلة أصغر ، كلما قل دور الجاذبية ، لذلك كلما اقترب الكون من التوسع الحر (بافتراض أن الثابت الكوني هو صفر).

تُقدر الكتلة في المجرات التي يتم رصدها بشكل مباشر ، عند حساب متوسطها على مسافات كونية ، بنسبة قليلة فقط من الكمية المطلوبة لإغلاق الكون. الكمية الموجودة في مجال الإشعاع (والتي يوجد معظمها في الخلفية الكونية الميكروية) تساهم بشكل مهم في المجموع في الوقت الحاضر. إذا كان هذا كل شيء ، فسيكون الكون مفتوحًا وغير مقيد. ومع ذلك ، فإن المادة المظلمة التي تم استنتاجها من الحجج الديناميكية المختلفة تمثل حوالي 23 بالمائة من الكون ، وتوفر الطاقة المظلمة الكمية المتبقية ، مما يجعل متوسط ​​كثافة الكتلة الإجمالية يصل إلى 100 بالمائة من كثافة الإغلاق.


جورج ليميتر ، والد الانفجار العظيم

جزء من مجموعة مناهج آفاق كونية.

ظهرت هذه الفكرة المذهلة لأول مرة في شكل علمي في عام 1931 ، في ورقة كتبها جورج لوميتر ، عالم الكونيات البلجيكي والكاهن الكاثوليكي. كانت النظرية ، التي قبلها جميع علماء الفلك تقريبًا اليوم ، خروجًا جذريًا عن العقيدة العلمية في ثلاثينيات القرن العشرين. كان العديد من علماء الفلك في ذلك الوقت لا يزالون غير مرتاحين لفكرة أن الكون يتوسع. بدا أن الكون المجرات المرئي بأكمله بدأ بانفجار أمر غير معقول.

ولد Lemaître في عام 1894 في شارلروا ، بلجيكا. عندما كان شابًا ، انجذب إلى كل من العلم واللاهوت ، لكن الحرب العالمية الأولى أوقفت دراسته (خدم كضابط مدفعية وشهد أول هجوم بالغاز السام في التاريخ). بعد الحرب ، درس لميتر الفيزياء النظرية ، وفي عام 1923 رُسم كرئيس للدير. في العام التالي ، تابع دراسته العلمية مع عالم الفلك الإنجليزي المتميز آرثر إدينجتون ، الذي اعتبره "طالبًا لامعًا للغاية ، سريع الرؤية وواضح الرؤية ، ويتمتع بقدرات رياضية كبيرة." ثم ذهب ليميتر إلى أمريكا ، حيث زار معظم المراكز الرئيسية للأبحاث الفلكية. في وقت لاحق ، حصل على درجة الدكتوراه. في الفيزياء من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا.

في عام 1925 ، في سن 31 عامًا ، قبل لميتر أستاذًا في الجامعة الكاثوليكية في لوفان ، بالقرب من بروكسل ، وهو المنصب الذي احتفظ به خلال الحرب العالمية الثانية (عندما أصيب في قصف عرضي لمنزله من قبل القوات الأمريكية). كان مدرسًا مخلصًا يتمتع بصحبة الطلاب ، لكنه فضل العمل بمفرده. ظلت اهتمامات لميتر الدينية مهمة بالنسبة له مثل العلم طوال حياته ، وشغل منصب رئيس الأكاديمية البابوية للعلوم من عام 1960 حتى وفاته في عام 1966.

في عام 1927 ، نشر Lemaître في بلجيكا ورقة بحثية غير ملحوظة تقريبًا قدمت حلاً مقنعًا لمعادلات النسبية العامة في حالة الكون المتوسع. كان حله ، في الواقع ، قد اشتق بالفعل دون علمه من قبل الروسي ألكسندر فريدمان في عام 1922. لكن فريدمان كان مهتمًا بشكل أساسي برياضيات مجموعة من الحلول المثالية (بما في ذلك الأكوان المتوسعة والتقلصية) ولم يتابع احتمالية أن منهم قد يصف في الواقع الكون المادي. في المقابل ، هاجم Lemaître مشكلة علم الكونيات من وجهة نظر فيزيائية شاملة ، وأدرك أن حله تنبأ بتوسع الكون الحقيقي للمجرات الذي كانت الملاحظات قد بدأت حينها فقط في اقتراحه.

بحلول عام 1930 ، استنتج علماء الكون الآخرون ، بما في ذلك إدينجتون وويليم دي سيتر وآينشتاين ، أن النماذج الثابتة (غير المتطورة) للكون التي عملوا عليها لسنوات عديدة كانت غير مرضية. علاوة على ذلك ، استخدم Edwin Hubble أكبر تلسكوب في العالم في Mt. أظهر ويلسون في كاليفورنيا أن المجرات البعيدة بدت وكأنها تنحسر عنا بسرعات تتناسب مع مسافاتها. في هذه المرحلة ، لفت لوميت انتباه إدينجتون إلى عمله السابق ، والذي اشتق فيه وشرح العلاقة بين المسافة وسرعة ركود المجرات. لفت إدينجتون انتباه علماء الكونيات الآخرين على الفور إلى ورقة Lemaître لعام 1927 ورتب لنشر ترجمة باللغة الإنجليزية. جنبًا إلى جنب مع ملاحظات هابل ، أقنعت ورقة Lematre غالبية علماء الفلك أن الكون يتوسع بالفعل ، وهذا أحدث ثورة في دراسة علم الكونيات.

بعد مرور عام ، استكشف Lematre العواقب المنطقية لكون تمدد واقترح بجرأة أنه يجب أن يكون قد نشأ في نقطة زمنية محدودة. قال إنه إذا كان الكون يتوسع ، فإنه كان أصغر في الماضي ، والاستقراء في الماضي يجب أن يؤدي إلى حقبة كانت فيها كل المادة في الكون متجمعة معًا في حالة كثيفة للغاية. مناشدًا للنظرية الكمومية الجديدة للمادة ، جادل لوميتر بأن الكون المادي كان في البداية جسيمًا واحدًا - "الذرة البدائية" كما أسماها - والذي تفكك في انفجار ، مما أدى إلى نشوء المكان والزمان وتوسع الكون الذي يستمر حتى يومنا هذا. كانت هذه الفكرة بمثابة ولادة لما نعرفه الآن باسم علم الكونيات Big Bang.

من المغري الاعتقاد بأن معتقدات لميتر الدينية الراسخة ربما قادته إلى فكرة بداية الزمن. بعد كل شيء ، كان التقليد اليهودي المسيحي قد روج لفكرة مماثلة لآلاف السنين. ومع ذلك ، أصر لميتر بوضوح على أنه لا علاقة ولا تضارب بين دينه وعلمه. بدلاً من ذلك ، أبقهم منفصلين تمامًا ، وعاملهم على أنهم تفسيرات مختلفة ومتوازية للعالم ، وكلاهما كان يؤمن به عن قناعة شخصية. في الواقع ، عندما أشار البابا بيوس الثاني عشر إلى النظرية الجديدة لأصل الكون باعتبارها إثباتًا علميًا للإيمان الكاثوليكي ، كان لوميتري قلقًا إلى حد ما. بلطف ، فكان هذا طريقه ، حاول أن يفصل بين الاثنين:

"بقدر ما أستطيع أن أرى ، مثل هذه النظرية تبقى تماما خارج أي سؤال ميتافيزيقي أو ديني. إنه يترك المادي حرًا في إنكار أي كائن متسامي ... بالنسبة للمؤمن ، فإنه يزيل أي محاولة للتآلف مع الله ... ويتوافق مع حديث إشعياء عن الإله المخفي ، المخفي حتى في بداية الكون ".

في الجزء الأخير من حياته ، حوّل لوميت انتباهه إلى مجالات أخرى من البحث الفلكي ، بما في ذلك العمل الرائد في الحوسبة الإلكترونية لمشاكل الفيزياء الفلكية. تم تطوير فكرته بأن الكون كان له ولادة متفجرة أكثر بكثير من قبل علماء الكونيات الآخرين ، بما في ذلك جورج جامو ، لتصبح نظرية الانفجار العظيم الحديثة. في حين أن وجهات النظر المعاصرة للكون المبكر تختلف في كثير من النواحي عن "الذرة البدائية" لـ Lemaître ، إلا أن عمله فتح الطريق مع ذلك. قبل وفاته بفترة وجيزة ، علم ليميتري أن أرنو بينزياس وروبرت ويلسون قد اكتشفوا إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف ، وهو أول وأهم دليل رصدي يدعم الانفجار العظيم.

هذا مقتطف من الأفق الكوني: ASTRONOMY AT THE CUTTING EDGE ، حرره ستيفن سوتر ونيل دي جراس تايسون ، منشور للصحافة الجديدة. © 2000 المتحف الأمريكي للتاريخ الطبيعي.


ساعد الإنسانية

& quot؛ يجب أن تكون أنت التغيير الذي تتمنى أن تراه في العالم. & quot
(المهندس غاندي)

& quot عند إجبارهم على تلخيص النظرية العامة للنسبية في جملة واحدة: الزمان والمكان والجاذبية ليس لهما وجود منفصل عن المادة. . الأجسام المادية ليست في الفضاء ، ولكن هذه الكائنات ممتدة مكانيًا. بهذه الطريقة يفقد مفهوم "الفضاء الفارغ" معناه. . يمكن أن يظهر الجسيم فقط كمنطقة محدودة في الفضاء تكون فيها شدة المجال أو كثافة الطاقة عالية بشكل خاص. .
ال التبادل الحر للأفكار والاستنتاجات العلمية ضروري للتطور السليم للعلم ، كما هو الحال في جميع مجالات الحياة الثقافية. . يجب ألا نخفي عن أنفسنا أنه لا يمكن تحسين الوضع الكئيب الحالي دون نضال شديد من أجل حفنة من المصممين حقًا على القيام بشيء ما هو دقيق مقارنة بجمهور الفاتر والمضلل. .
ستحتاج الإنسانية إلى طريقة جديدة تمامًا للتفكير إذا كان لها أن تبقى على قيد الحياة!& مثل (البرت اينشتاين)

عالمنا في ورطة كبيرة بسبب السلوك البشري القائم على الأساطير والعادات التي تسبب تدمير الطبيعة وتغير المناخ. يمكننا الآن استنتاج أبسط نظرية علمية للواقع - التركيب الموجي للمادة في الفضاء. من خلال فهم كيفية ترابطنا نحن وكل شيء من حولنا في الفضاء ، يمكننا بعد ذلك استنتاج حلول للمشاكل الأساسية للمعرفة البشرية في الفيزياء والفلسفة والميتافيزيقا واللاهوت والتعليم والصحة والتطور والبيئة والسياسة والمجتمع.

هذه هي الطريقة العميقة الجديدة في التفكير التي أدركها أينشتاين ، أننا نوجد كهياكل ممتدة مكانيًا للكون - الجسم المنفصل والمنفصل هو وهم. هذا يؤكد ببساطة حدس الفلاسفة والصوفيين القدماء.

نظرًا للرقابة الحالية في مجلات الفيزياء / فلسفة العلوم (استنادًا إلى النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات / علم الكون ذي الانفجار الكبير) ، فإن الإنترنت هو أفضل أمل للحصول على معرفة جديدة معروفة للعالم. لكن هذا يعتمد عليك ، أيها الأشخاص الذين يهتمون بالعلم والمجتمع ، لإدراك أهمية الحقيقة والواقع.


هل أيد أينشتاين النموذج الكوني لنظرية الانفجار العظيم؟ - الفلك

9 تعليقات:

هناك العديد من المشاكل في هذا الجدال. بادئ ذي بدء ، يمكن تلخيصها على النحو التالي & quot ؛ نحن لا نعرف سبب الانفجار العظيم ، لذلك فعل الله ذلك! & quot. ثانيًا ، يعتمد على عدة افتراضات كبيرة ، مثل الافتراض بأن الكون يجب أن يكون له بداية. في الواقع ، الانفجار الأعظم هو بداية عملية التوسع الحالية ولكن ليس بالضرورة بداية كل شيء - على الرغم من أن هذا هو الرأي الذي يتبناه بعض الفيزيائيين. في هذه المرحلة ، الجواب الصحيح الوحيد هو & quot ؛ لا نعرف & quot ، ومن الأعمال المحفوفة بالمخاطر استخدام الله لملء كل فجوة في معرفتنا - & quot؛ إله الفجوات & quot ؛ لأن الفجوات تميل إلى أن يتم سدها. كثير من الناس كان يعتقد أن الله يستخدم البرق لمعاقبة الناس من وراء الغيوم. ثم تعلمنا الطيران ، ووصلنا إلى تلك السحب واكتشفنا أسباب البرق ، وتم التخلي عن فكرة أن الله هو سببهم. لقد بدأنا الآن في النظر إلى ما وراء غيوم الانفجار العظيم. حتى الآن ، لم تكن هناك علامات على وجود أي آلهة في أي مكان.

السؤال الأول: ولكن لماذا يجب أن نطلق على هذا السبب & quot؛ God & quot؟ ربما هناك شيء غير معروف يؤسس لكون التغيير الذي نعيش فيه.

الرد: صحيح. وهذا & quotonnown & quot؛ هو الله. ما نعرفه نحن البشر بشكل مباشر هو هذا العالم المتغير المعقول. نحن نعلم أيضًا أنه يجب أن يكون هناك كل ما يتطلبه الأمر لوجود شيء ما. لذلك ، نحن نعلم أنه لا هذا الكون المتغير ككل ولا أي جزء منه يمكن أن يكون هو نفسه ما يتطلبه وجود الكون. لكن لدينا الآن مثل هذه المعرفة المباشرة لسبب تغيير الأشياء. نحن نعلم أنه لا بد من وجود سبب نعلم أن هذا السبب لا يمكن أن يكون محدودًا أو ماديًا & # 8212 يجب أن يتجاوز هذه القيود. لكن ما هو هذا السبب النهائي في حد ذاته يظل لغزا حتى الآن.

هناك الكثير مما يمكن قوله عن طريق العقل وهناك الكثير الذي أعلنه الله عن نفسه من خلال الوحي. لكن البراهين أعطتنا بعض المعرفة الحقيقية أيضًا: معرفة أن الكون مخلوق معرفة أنه في الوقت الحالي يتم الاحتفاظ به من خلال سبب لا يحده أي حد مادي ، والذي يتجاوز نوع الكينونة التي نعرفها نحن البشر مباشرة. وهذه بالتأكيد معرفة تستحق الحصول عليها. قد نكتشف أن وفاة شخص ما كانت جريمة قتل وليس حادثًا ، دون معرفة من فعلها بالضبط ولماذا ، وهذا قد يتركنا محبطين وغير راضين. لكن على الأقل سنعرف ما هو طريق الاستجواب الذي يجب اتباعه على الأقل سنعرف أن شخصًا ما فعل ذلك.

هكذا الحال مع البراهين. لقد أخبرونا أنه في كل لحظة يكون وجود الكون هو العمل الإبداعي لمانح & # 8212A مانح يتجاوز كل القيود المادية والروحية. علاوة على ذلك ، فهم لا يخبروننا كثيرًا عن ماهية هذا المانح أو من هو & # 8212 ، لكنهم يشيرون إلى اتجاه محدد للغاية. نحن نعلم أن هذا الواقع المطلق & # 8212_عطي الوجود & # 8212 لا يمكن أن يكون ماديًا. ونحن نعلم أن الهبة التي تُمنح تشمل الوجود الشخصي: الذكاء والإرادة والروح. لا يمكن أن يكون السبب المتسامي اللامتناهي لهذه الأشياء أقل مما هي عليه ، ولكن يجب أن يكون أكثر بلا حدود. كيف وبأي طريقة لا نعرف. إلى حد ما ، يجب أن يظل هذا المانح دائمًا غير معروف للعقل البشري. لا ينبغي أن نتوقع خلاف ذلك. ولكن يمكن أن يخبرنا العقل على الأقل أن & quotsomeone فعل ذلك. & quot ؛ وهذا له قيمة كبيرة.

أنا موافق. طليق اللسان! لو استخدمنا الله لسد ثغرات كل ما لا نعرفه حاليًا ، لما اكتشفنا أبدًا استخدامات الكهرباء أو الطاقة الحرارية أو الطب الحديث. يبدو أنه كلما ذهب العلم أبعد ، يجب أن يصل الدين إلى أبعد من ذلك. بالطبع سيكون ضد العلم أن نقول إن وجود كيان مثل الله مستحيل. نظرية الخلق دائمًا احتمال ، ومع نمو معرفتنا بالكون تزداد أسئلتنا. الطقس الذي نؤمن به في نظرية الخلق أو العلم هو مسألة إدراكية.

إن أساقفتنا أكثر اهتمامًا بمواكبة العلم. ومع ذلك ، فشل العلم في مواكبة نظرياته. لا يوجد أحد في العالم العلمي متفق مع النظريات الحالية حول الثقوب السوداء ونظرية الأوتار ونظرية الانفجار الكبير والتحول الأحمر (لقياس المسافات النجمية) من السهل جدًا شرح الكون للحصول على الكتاب المسمى الكتاب المقدس وقراءة حساب الخلق الذي كتبه موسى: في البداية خلق الله السموات والأرض & # 8230 سيضع أساقفتنا اهتمامًا أكبر لحساب سفر التكوين أكثر من العلم. بالإضافة إلى ذلك ، بما أنني لست نسبيًا ، فلن أكتب & # 8220 هذا رأيي ، & # 8221 هو رأي 90٪ من آباء الكنيسة. بارك الله

حسنًا ، لا أحد يعرف حقًا ، إنها جميعًا نظريات ذات تفسيرات سيئة. إيه لول :)

لا. هناك تفسير واحد فقط - تفسير عقلاني ، كل الأشياء التي تبدأ في الوجود تحتاج إلى سبب سابق. لأنه من لا شيء ، لا يأتي شيء. نحن هنا ، من الواضح أننا لسنا من & # 39 لا شيء & # 39 ^ _ ^


الإشعاع الكوني

Michael F. L & # x27Anunziata ، في النشاط الإشعاعي ، 2007

6.6 إشعاع الخلفية الكونية

تتنبأ نظرية التركيب النووي "الانفجار الكبير" لأصل الكون بوجود إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB) الذي خلفه الانفجار العظيم. أول من وصف بداية الكون الساخنة والمتفجرة على أساس علمي كان جورج لوميتر ، عالم رياضيات بلجيكي وكاهن كاثوليكي. حصل جورج هنري لوميتري على درجة الدكتوراه في الرياضيات من جامعة لوران عام 1920 ورسم كاهنًا كاثوليكيًا في عام 1923. وفي نفس العام درس في جامعة كامبريدج تحت إشراف عالم الفلك آرثر إدينجتون وواصل الدراسة في العام التالي في مرصد كلية هارفارد في كامبريدج ، ماساتشوستس وسجلت أيضًا في ذلك العام في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا (MIT) للحصول على درجة الدكتوراه في العلوم. بحلول عام 1927 حصل على درجة الدكتوراه. درجة في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا وعاد إلى بلجيكا كأستاذ في جامعة لوفين. في نفس العام الذي حصل فيه على الدكتوراه ، نشر Lemaître (1927) استنتاجاته بأن الكون يتوسع بناءً على نظرية أينشتاين العامة للنسبية والتحول الأحمر المحيط بالأجسام خارج المجرة. في حساب السيرة الذاتية Midbon (2000) ، الذي يشير إلى أنه بعد ملاحظات Edwin Hubble & # x27s المنهجية التي تؤكد التحول الأحمر ، أرسل Lemaître نسخة من ورقته البحثية عام 1927 إلى عالم الفلك البريطاني آرثر إدينجتون ، الذي أدرك بعد ذلك أن Lemaître قد سد الفجوة بين الملاحظة والنظرية. لذلك طلب إدينجتون نشر ترجمة إنجليزية لورقة Lemaitre & # x27s في الإخطارات الشهرية الصادرة عن الجمعية الفلكية الملكية في مارس 1931 (Lema (tre ، 1931a). ذهب جورج لوميتر إلى أبعد من ذلك ليقترح في رسالة نُشرت في مجلة Nature (Lemaître ، 1931b) تفسيراته التي من شأنها أن تؤدي إلى نظرية الانفجار العظيم. في كتاب Mather and Boslough (1996) لخص نظرية Lemaître & # x27s على النحو التالي:

كانت الرسالة التي كتبها Lematre إلى مجلة Nature في عام 1931 بمثابة ميثاق لما سيصبح نظرية الانفجار العظيم. لقد افترض أن هذا الانفجار البدائي ، الذي حدث في "يوم بدون البارحة" ، قد انطلق من نقطة كثيفة للغاية من المكان والزمان. بدأ يطلق على هذا "الذرة البدائية". أصبح لميتر الآن من المشاهير في حد ذاته لأفكاره الثورية. في تجمع هائل للجمعية البريطانية لتقدم العلوم في لندن في العام نفسه ، تكهن أمام جمهور من عدة آلاف من العلماء أن الأشعة الكونية ربما تكون قد نشأت في الانفجار البدائي. في النهاية ، اعتقد أنها قد تكون دليلًا ماديًا على البداية الطبيعية للكون.

في يناير من عام 1933 ، سافر جورج لوميتر مع ألبرت أينشتاين لعقد سلسلة من الندوات في كاليفورنيا بما في ذلك محاضرة في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا في باسادينا. في إحدى هذه الحلقات الدراسية بعد أن شرح لميتر نظريته حول البداية المتفجرة للكون ، وقف أينشتاين وصفق وأشاد ، "هذا هو أجمل تفسير مرضي للخلق استمعت إليه على الإطلاق". (ميدبون ، 2000). كان هناك ، بالطبع ، بعض المعارضة لنظرية Lemaretre & # x27s بشأن خلق الكون كما أوضحها ميدبون (2000) ، ولا سيما في جامعة كامبريدج ، وأن فريد هويل ، عالم الفلك في كامبريدج ، هو من صاغ مصطلح " Big Bang ”في سخرية لنظرية Lemaître & # x27s. ومع ذلك ، قبل وفاة Lemaître & # x27s ، كان قادرًا على الشعور بالرضا من اكتشاف الحائزين على جائزة نوبل أرنو بينزياس وروبرت ويلسون في عام 1965 للإشعاع الكوني الميكروي ، الإشعاع البدائي ، والذي سيكون دليلاً رئيسياً على نظرية الانفجار العظيم. هذه النتائج تمت مناقشتها لاحقا

تنبأ جورج جامو لأول مرة بإشعاع بقايا بدائي من بداية حارة مبكرة للكون في عام 1948 وتلاميذه رالف ألفر وروبرت هيرمان في عام 1949 (انظر ألفير وهيرمان ، 1988). قام Gamow (1948) بإجراء حسابات للظروف في المرحلة المبكرة من الكون وأدرك أن الكون يجب أن يكون له بداية ساخنة جدًا لمنع اندماج جميع نوى الهيدروجين في عناصر أثقل. في قصة رواها هوكينج (1988) ، أقنع جامو ، المضحك في كثير من الأحيان ، هانز بيث بالمشاركة في تأليف ورقة في عام 1948 مع طالب جامو & # x27s رالف ألفير حيث سيتم الاستشهاد بالمؤلفين كـ Alpher و Bethe و Gamow بحيث تكون الأحرف الأولى لكل مؤلف تتطابق مع الأسماء المألوفة لإشعاعات "ألفا وبيتا وجاما" ، والتي ستكون أكثر ملاءمة لورقة بحثية عن بدايات الكون. في نظريتهم ، توقعوا بداية حارة وكثيفة جدًا للكون ، والتي اليوم مع الكون المتسع سوف تظهر إشعاع فوتون متبقي يتوافق مع درجة حرارة من شأنها أن تنخفض إلى بضع درجات فقط فوق الصفر المطلق لدرجة الحرارة الديناميكية الحرارية كلفن (أي. ، بضع درجات & gt0K). تابع ألفر وهيرمان (1949) تطور درجات الحرارة في البداية المبكرة للكون وتنبأوا بانخفاض درجة الحرارة إلى 5 كلفن. ألفر وآخرون. (1953) ذهب أبعد من ذلك لتنفيذ ما اعتبره روبرت دبليو ويلسون الحائز على جائزة نوبل (1978) أول تحليل شامل للتاريخ المبكر للكون ، لكنه فشل في حساب أو حتى ذكر تنبؤاتهم السابقة لعام 1949 بأن الكون قد يبرد إلى حوالي 5 كلفن.

لم يكن حتى عام 1965 اكتشف أرنو بينزياس وروبرت ويلسون في مختبرات هاتف بيل في نيوجيرسي عن طريق الخطأ إشعاع CMB.كانوا يصنعون ويختبرون مستقبل راديو حساس جديد ، عندما لاحظوا ضوضاء زائدة كانت ذات شدة متساوية بغض النظر عن الاتجاه الذي يشير إليه الكاشف أو الهوائي في الغلاف الجوي. وخلصوا إلى أن إشعاع الميكروويف نشأ من الفضاء السحيق حتى خارج نظامنا الشمسي وحتى مجرتنا ، لأنه عندما تدور الأرض حول الشمس وتدور حول محورها ، فإن الهوائي يشير إلى اتجاه مختلف في الفضاء. في الوقت نفسه ، كان فريق من الفيزيائيين بقيادة روبرت ديك في جامعة برينستون يدرسون الموجات الدقيقة لابتكار نظام يُظهر إشعاع الخلفية الكونية الميكروي الذي تنبأ به جامو وألفر. عندما علم Penzias و Wilson عن هذا العمل البحثي في ​​البحث عن CMB ، أدركوا أنهم اكتشفوه. أبلغ Penzias and Wilson (1965) عن اكتشافهما في مجلة Astrophysics Journal وأفاد ديك وزملاؤه (1965) في برينستون بتفسير الاكتشاف في نفس المجلة كأوراق متتالية في نفس العدد. تقاسم بينزياس وويلسون جائزة نوبل في الفيزياء لعام 1978 عن هذا الاكتشاف.

في خطاب تقديم نوبل ، أكد البروفيسور لامك هولثين من الأكاديمية الملكية للعلوم في 8 ديسمبر 1978 ، في ستوكهولم ، السويد ، على أهمية العمل واكتشاف بينزياس وويلسون. مقتطف من خطابه ما يلي:

في أوائل عام 1960 & # x27 ، تم إنشاء محطة في هولمدل [مختبرات بيل ، هولمدل ، نيو جيرسي] للتواصل مع الأقمار الصناعية إيكو وتيلستار. جعلت المعدات ، بما في ذلك هوائي البوق القابل للتوجيه ، جهاز استقبال حساسًا جدًا لأجهزة الميكروويف ، أي موجات الراديو التي يبلغ طولها بضعة سنتيمترات. حصل علماء الفلك الراديوي في وقت لاحق أرنو بينزياس وروبرت ويلسون على فرصة لتكييف الأداة لرصد ضوضاء الراديو ، على سبيل المثال. من مجرة ​​درب التبانة ... تبين أن مهمة القضاء على مصادر مختلفة من الأخطاء والضوضاء كانت صعبة للغاية وتستغرق وقتًا طويلاً ، ولكن بات من الواضح أنهم وجدوا إشعاعًا في الخلفية ، بنفس القوة في جميع الاتجاهات ، بغض النظر عن الوقت من اليوم والسنة ، لذلك لا يمكن أن يأتي من الشمس أو مجرتنا ... أكدت التحقيقات المستمرة أن إشعاع الخلفية هذا يختلف باختلاف الطول الموجي بالطريقة التي تحددها القوانين المعروفة للفضاء ، ويتم الاحتفاظ بها في درجة حرارة [من] 3 K. يطلق عليه زملاؤنا الإيطاليون اسم "la luce fredda" - الضوء البارد ... ولكن من أين يأتي الضوء البارد؟ تم تقديم تفسير محتمل من قبل علماء الفيزياء في جامعة برينستون ، ديك وبيبلز ورول وويلكنسون (1965) وتم نشره مع تقرير بينزياس وويلسون (1965). إنه يعتمد على نظرية علم الكونيات ، التي طورها الفيزيائي الروسي المولد جورج جامو ومساعدوه ألفر وهيرمان منذ حوالي 30 عامًا. بدءًا من حقيقة أن الكون يتوسع الآن بشكل موحد ، خلصوا إلى أنه يجب أن يكون مضغوطًا جدًا منذ حوالي 15 مليار سنة وغامروا بافتراض أن الكون ولد في انفجار ضخم ، "الانفجار العظيم". لا بد أن درجة الحرارة كانت رائعة بعد ذلك: 10 مليارات درجة [ك] ، وربما أكثر. في مثل هذه درجات الحرارة ، يمكن تشكيل عناصر كيميائية أخف من الجسيمات الأولية الموجودة ، ويتم إطلاق كمية هائلة من الإشعاع من جميع الأطوال الموجية. في التوسع اللاحق للكون ، تنخفض درجة حرارة الإشعاع بسرعة. قدر ألفر وهيرمان أن درجة حرارة هذا الإشعاع ستبقى حوالي 5 كلفن ... هل اكتشف بينزياس وويلسون "الضوء البارد من ولادة الكون"؟ من الممكن - وهذا مؤكد تمامًا أن مثابرتهم ومهارتهم الاستثنائية في التجارب قادتهم إلى اكتشاف ، وبعد ذلك أصبح علم الكونيات علمًا مفتوحًا للتحقق من خلال التجربة والملاحظة.

تم الاحتفال بأهمية اكتشاف إشعاع CMB المقابل لدرجة حرارة تقارب 3 كلفن بواسطة أرنو بينزياس وروبرت ويلسون في طابع بريدي صادر في السويد. يُظهر الختم الموضح في الصفحة التالية درجة حرارة 3 كلفن. وقد تم تحديد رقم أكثر دقة ليكون خلفية إشعاع كونية تقابل طيف إشعاع الجسم الأسود 2.73 كلفن. تمت مناقشة هذا بمزيد من التفصيل لاحقًا.

تم تحديد الطيف الدقيق لـ CMB على مدى ثلاثة عقود من التردد عبر العديد من قياسات الأقمار الصناعية والصواريخ والبالون والأرض ، والبيانات المتراكمة لشدة التدفق الإشعاعي كدالة لتردد الإشعاع موضحة في الشكل 6.6 يتناسب طيف CMB تمامًا مع الطيف الذي تنبأ به طيف إشعاع الجسم الأسود 2.73 K حيث يكون السطوع (Bv) أو الشدة (IV) لكل وحدة من تردد الإشعاع أو الطول الموجي دالة لدرجة الحرارة المطلقة للجسم الأسود. يُستخدم مصطلح "السطوع" عند قياس التدفق الإشعاعي من منطقة مُسقطة من سطح الجسم الأسود ، بينما يُستخدم مصطلح "الكثافة" عند قياس استقبال التدفق الإشعاعي (Woan ، 2000). يتم إعطاء وظائف بلانك للسطوع أو الشدة من خلال المعادلات التالية:

الشكل 6.6. قياس دقيق لطيف إشعاع CMB. يمثل الخط جسمًا أسودًا بحجم 2.73 كلفن ، والذي يصف الطيف بشكل جيد للغاية ، خاصة حول ذروة الشدة. الطيف أقل تقييدًا عند 10 سم وأطوال موجية أطول. FIRAS و DMR و UBC و LBL-Italy و Princeton و Cyanogen هي مصادر لنقاط البيانات التجريبية. تم الاستشهاد بهذه المصادر في المراجع.

(من Smoot and Scott (2002) ، أعيد طبعه بإذن من الجمعية الفيزيائية الأمريكية.)

أين أناالخامس و بالخامس هي شدة إشعاع الجسم الأسود أو سطوعه ، على التوالي ، لكل وحدة تردد (W / m 2 Hz sr) و Iλ وبλ هي كثافة وسطوع إشعاع الجسم الأسود لكل وحدة طول موجي (W / m 2 m sr) ، h هو ثابت Planck & # x27s (6.626 × 10 −34 J ثانية) ، ج هي سرعة الضوء (2.99 × 10 8 م / ث) ، ك هل ثابت بولتزمان (1.38 × 10 23 J / K) ، و T هي درجة الحرارة في كلفن (Woan ، 2000).

تم رسم أطياف إشعاع الجسم الأسود وفقًا لـ eq. (6.30) على مدى واسع من ترددات الإشعاع لثلاثة مستويات لدرجة الحرارة ، وهي 5.46 و 2.73 و 1.36 ك ، موضحة في الشكل 6.7. قارن الطيف المقاس لـ CMB بالشكل 6.6 لشدة الإشعاع لكل وحدة تردد مع الطيف المحسوب لجسم أسود 2.73 K في الشكل 6.7 (منحنى ب). يتطابق طيف الإشعاع CMB المقاس في الشكل 6.6 مع طيف الإشعاع المحسوب لجسم أسود 2.73 كلفن. درجة الحرارة الدقيقة الحالية المحسوبة المقابلة لخلفية الإشعاع الكوني المقاسة هي 2.73 كلفن (Smoot and Scott ، 2002).

الشكل 6.7. المخططات اللوغاريتمية لأطياف إشعاع الجسم الأسود التي تصور شدة (I.الخامس) من إشعاع CMB كدالة لتردد الإشعاع (Hz) عندما كان الكون المتوسع (أ) أكثر سخونة عند 5.46 كلفن ونصف حجمه الحالي ، (ب) درجة حرارته الحالية البالغة 2.73 كلفن بحجمه الحالي ، و ( ج) توقع نصف درجة الحرارة الحالية عندما يتمدد الكون إلى ضعف حجمه ويبرد إلى 1.36 كلفن في حوالي 10 مليارات سنة.

يمكن إجراء حساب سريع لدرجة الحرارة التي تتوافق مع طيف CMB مباشرة من الشكل 6.6 وقانون الإزاحة Wien & # x27s الذي يصف التناسب العكسي بين الطول الموجي لأقصى شدة للانبعاث ، Aالأعلى، ودرجة حرارة الجسم الأسود ، أي مع انخفاض درجة حرارة الجسم الأسود ، يزداد الطول الموجي لأقصى سطوع (شدة الانبعاث). تم تعريف هذا التناسب العكسي من قبل الألماني الحائز على جائزة نوبل فيلهلم فين في عام 1893 كـ

مكافئ. يمكن تطبيق (6.32) أو (6.33) لحساب درجة الحرارة كدالة لطول موجة أقصى كثافة أو سطوع عندما يتم التعبير عن السطوع كدالة لتردد الإشعاع ، بالخامس، أو الطول الموجي بλ، على التوالي (Woan ، 2000). على سبيل المثال ، إذا أخذنا قيمة 0.185 سم من المحور العلوي للشكل 6.6 على أنها الطول الموجي لأقصى كثافة أو سطوع (أناالخامس = بالخامس) يمكننا حساب درجة الحرارة المقابلة لإشعاع خلفية الميكروويف وفقًا لـ eq. (6.32) كما

درجة الحرارة المحسوبة في مكافئ. (6.34) قريبة جدًا من درجة الحرارة المحددة بدقة أكبر والتي تبلغ 2.73 كلفن (Smoot and Scott ، 2002). درجة الحرارة المتبقية لبضع درجات فقط (2.73 كلفن) ، طيف إشعاع CMB الذي يتوافق بدقة مع طيف إشعاع الجسم الأسود لـ 2.73 كلفن (الشكل 6.6) ، والتناحي (التوحيد في جميع الاتجاهات) للإشعاع من بين البيانات الأخرى (انظر Smoot and Scott، 2002) دليلاً دامغًا على فرضية الانفجار العظيم الساخن حول أصل الكون أو نشأته.

حصل فيلهلم وين (1864-1928) على جائزة نوبل في الفيزياء عام 1911 لاكتشافاته المتعلقة بقوانين الإشعاع الحراري ، وعلى وجه الخصوص ، لقانون الإزاحة الموصوف أعلاه. تم التأكيد على أهمية أعمال Wien & # x27s ، التي انعكست في أحدث الاكتشافات حول الإشعاع الكوني ، من قبل EW Dahlgren ، رئيس الأكاديمية الملكية السويدية للعلوم ، في 10 ديسمبر 1911 ، في المقتطف التالي من خطاب عرضه الخاص بجائزة نوبل جائزة Wilhelm Wien:

تمتد أهمية قانون Wien & # x27s للإزاحة في اتجاهات مختلفة ... فهو يوفر أحد الشروط المطلوبة لتحديد العلاقات بين إشعاع الطاقة وطول الموجة ودرجة الحرارة للأجسام السوداء ، وبالتالي يمثل أحد أهم القوانين في نظرية الإشعاع الحراري ... وهكذا أصبح من الممكن تحديد درجة حرارة الأجسام ، ضمن حدود ضيقة إلى حد ما ، ببساطة عن طريق البحث عن الطول الموجي الذي يكون فيه الإشعاع أعظم. تم تطبيق الطريقة بنجاح لتحديد درجة حرارة مصادر الضوء والشمس وبعض النجوم الثابتة.

ما لم يكن من الممكن توقعه في وقت فيلهلم وين هو أن قانونه سيكون مفيدًا أيضًا في تحديد درجة حرارة الكون من الطول الموجي لإشعاع CMB.

تصف فرضية الانفجار الأعظم الساخن الكون بأنه يحتوي على سخونة شديدة (

10 10 كلفن في الثانية بعد الانفجار العظيم) وبداية صغيرة كثيفة مع توسع الكون وبرودة منذ الانفجار العظيم. يوفر إشعاع CMB المقاس الموضح في الشكل 6.6 دليلًا على التنبؤ بظهور الانفجار الأعظم والتوسع المستمر في الكون وتبريده. عندما يتمدد الكون إلى ضعف حجمه ، تنخفض درجة حرارته بمقدار النصف (Hawking ، 1988). وبالتالي ، عندما كان الكون نصف حجمه الحالي ، كانت درجة حرارته ستكون ضعف الحرارة (5.4 كلفن) وكان لإشعاع CMB ذروة سطوع عند تردد أعلى للفوتون كما هو موضح في الشكل 6.7. وبالمثل ، إذا عدنا إلى الوراء في الوقت الذي كان فيه الكون 1/100 من حجمه الحالي ، فسيكون الكون أسخن بمئة ضعف مما هو عليه الآن أو 273 كلفن تعادل 0 درجة مئوية. إلى ترددات أعلى وأطوال موجية أقصر.

عندما نذهب إلى الوراء أكثر فأكثر في الزمن إلى الانفجار العظيم ، كان الكون أكثر سخونة وأصغر كثافة وأكثر كثافة نسبيًا. يوضح الطابع البريدي وصحيفة الهدايا التذكارية الصادرة في ماكاو ، الصين والمُصورة في الصفحة التالية التغيرات في درجة حرارة الكون من حوالي 10 32 كلفن حوالي 10 -42 ثانية بعد الانفجار العظيم إلى درجة الحرارة الحالية حوالي 3 كلفن حوالي 15 بعد مليار سنة من الانفجار العظيم. تقدر درجة الحرارة في حوالي ثانية بعد الانفجار العظيم بحوالي 10 مليار درجة كلفن أو 10 10 ك، وبعد حوالي مليون سنة ، كان الكون يتألف من هيدروجين متعادل وكميات أصغر من العناصر الضوئية قد يتمدد ويبرد إلى حوالي بضعة آلاف من درجات كلفن أو 10 3-10 4 كلفن (هوكينج ، 1988). نظرًا لأن فوتونات الخلفية الميكروية تتفاعل بشكل ضعيف جدًا مع الهيدروجين المحايد ، يمكن اعتبار تكوين الكون في ذلك الوقت "سطح التشتت الأخير" ، أي عندما كان إشعاع CMB مبعثرًا واستمر في التحرك في جميع الاتجاهات عبر توسيع الكون مع مرور الوقت. ينتقل إشعاع CMB إلى أطوال موجية أطول بينما يتمدد الكون ويبرد. يتوسع الكون حاليًا بنسبة 5-10٪ كل 10 9 سنوات وفقًا لتأثير دوبلر لسرعة انتقال المجرات بعيدًا عن الأرض (هوكينج ، 1988). لذلك يمكننا استقراء أن الكون سوف يتمدد إلى ضعف حجمه الحالي ويبرد إلى نصف درجة حرارته الحالية إلى 1.36 كلفن في حوالي 10 سنوات. من المتوقع أن يكون إشعاع CMB في ذلك الوقت في المستقبل هو نفس طيف إشعاع الجسم الأسود عند حوالي 1.36 كلفن كما هو موضح في الشكل 6.7 ج.

يمكن تأكيد درجات الحرارة التي تصورها أطياف إشعاع الجسم الأسود في الشكل 6.7 باستخدام قانون Wien & # x27s الوارد أعلاه في المعادلة. (6.34). يتم حساب درجات الحرارة للأطياف الثلاثة (أ) و (ب) و (ج) من الشكل 6.7 من الطول الموجي لأقصى سطوع (λالأعلى) كما يلي:

أطياف (أ): من الأطياف (أ) ، التردد ، الخامس، عند الحد الأقصى من كثافة الإشعاع ، تم العثور على حوالي 320 جيجاهرتز ، والتي يتم تحويلها إلى الطول الموجي بالأمتار

ويتم حساب درجة الحرارة وفقًا لقانون Wien & # x27s على أنها

أطياف (ب): تم العثور على التردد ، n ، عند الحد الأقصى من الشدة حوالي 160 جيجاهرتز ، ويتم حساب درجة الحرارة على النحو التالي

أطياف (ج): تم العثور على التردد ، n ، عند الحد الأقصى من الشدة بحوالي 80 جيجا هرتز ، وتم حساب درجة الحرارة

يمكن التعرف بسهولة على الفروق بين كثافة إشعاع الخلفية الميكروية الحالية للكون مقارنة بتلك المتوقعة للكون عندما يتمدد إلى ضعف حجمه الحالي عند رسم أطياف إشعاع الجسم الأسود عند درجة الحرارة الحالية T = 2.73 K ودرجة الحرارة المتوقعة 1.36 كلفن على المقاييس الخطية كما هو موضح في الشكل 6.8.

الشكل 6.8. المخططات الخطية لأطياف إشعاع الجسم الأسود التي تصور شدة إشعاع الخلفية الكونية كدالة لتردد الإشعاع عند (أ) درجة الحرارة الحالية (تي = 2.7 K) وحجم الكون و (ب) درجة الحرارة المتوقعة (تي = 1.3 K) عندما يتمدد الكون إلى ضعف حجمه الحالي. الملصق في الزاوية اليمنى العليا من الرسم البياني عبارة عن صورة لطابع بريدي صدر في ماكاو ، الصين في عام 2004 لإحياء ذكرى اكتشاف أطياف إشعاع CMB الحالية المطابقة للأطياف الخطية لإشعاع الجسم الأسود في تي = 2.7 ك.

نحن نستخدم ملفات تعريف الارتباط للمساعدة في تقديم وتحسين خدماتنا وتخصيص المحتوى والإعلانات. من خلال الاستمرار فإنك توافق على استخدام ملفات تعريف الارتباط .


شاهد الفيديو: Shenny Sheldon and Penny Scenes, 11x13 Solo Oscillation (شهر اكتوبر 2021).