الفصل 8: الآثار الكونية

في الفصول السابقة، رأينا كيف أدت النظرية العامة للنسبية الخاصة بألبرت أينشتاين إلى تغيير جذري في تصوراتنا حول الفضاء والزمان والجاذبية. تفسر النظرية الجاذبية ليست كقوة وإنما كظهور لانحناء الزمكان، ويرجع هذا الانحناء إلى وجود الكتلة والطاقة. توفر معادلات حقل أينشتاين وصفًا رياضيًا لكيفية تحديد هندسة الزمكان بناءً على توزيع المادة والطاقة.

بينما تم تأكيد تداعيات النسبية العامة على مقياس نظام الشمس بشكل مذهل، فإن بعض تبعاتها الأكثر عمقًا تظهر عندما ننظر إلى الكون ككل. في هذا الفصل، سنستكشف كيف أن النسبية العامة، عند تطبيقها على علم الكونيات، تؤدي إلى صورة جديدة دراماتيكية لكون دينامي ومتطور. سنرى كيف أن مشاهدات إدوين هابل في بداية القرن العشرين قدمت أول دليل على كون يتمدد، وكيف أن هذه الفكرة، بالاشتراك مع النسبية العامة، تشكل أساس نموذج الانفجار الكبير لعلم الكونيات. سنواجه أيضًا واحدة من أعظم الألغاز في الفيزياء الحديثة - طبيعة الطاقة المظلمة، وهي شكل غامض من الطاقة يبدو أنه يسبب تسارع تمدد الكون.

توسع الكون وقانون هابل

تبدأ قصة علم الكونيات الحديثة في بداية القرن العشرين مع عمل الفلكي الأمريكي إدوين هابل. باستخدام تلسكوب هوكر بقطر 100 بوصة في مرصد ماونت ويلسون في كاليفورنيا، قام هابل بسلسلة من الملاحظات الرائدة التي ستحول فهمنا للكون.

إحدى الملاحظات الرئيسية لهابل كانت تتعلق بطبيعة بقع ضوء ضبابية في السماء الليلية تعرف باسم "السديم". كان العديد من الفلكيين يعتقدون أن هذه السديم نبيطة صغيرة نسبيًا في مجرة درب التبانة الخاصة بنا. ومع ذلك، استطاع هابل حل نجوم فردية داخل بعض هذه السديم و، عن طريق مقارنة سطوعها ظاهريًا مع سطوع النجوم المماثلة في درب التبانة، يمكنه تقدير مسافتها. لدهشته، وجد أن هذه السديم في الواقع بعيدة جدًا، بعيدًا جدًا عن حدود درب التبانة. اكتشف هابل أن الكون أكبر بكثير مما كان يعتقد سابقًا، مليئًا بعدد لا يحصى من "الجزر الكونية" - ما نسميه الآن بالمجرات.

ولكن تحقيق هابل الأكثر عمقًا جاء عندما فحص طيف الضوء الخاص بتلك المجرات البعيدة. وجد أن خطوط الطيف للعناصر المعروفة تحولت تدريجيًا نحو الطرف الأحمر من الطيف، وهذه الظاهرة تعرف بالانصباب الأحمر. زادت الدرجة التي يحدث فيها هذا التحول مع زيادة المسافة إلى المجرة. يتم تفسير هذا الانصباب الأحمر على أنه تحول دوبلر، ناجم عن ابتعاد المجرة عنا. كلما زاد الانصباب الأحمر، زادت سرعة ابتعاد المجرة.

أدت ملاحظات هابل إلى استنتاج ملفت للنظر: الكون يتمدد. ليست المجرات ثابتة، بل تتحرك بعيدًا عن بعضها البعض مثل الزبيب في رغيف خبز يتوضع. وعلاوة على ذلك، فإن سرعة ابتعاد مجرة ما تتناسب مع بعدها عنا. يُعرف هذا العلاقة بقانون هابل:

$$v = H_0 d$$

هنا، $v$ هي سرعة ابتعاد مجرة، $d$ هي مسافتها عنا، و $H_0$ هي ثابت نسبية معروف بثابت هابل. قيمة ثابت هابل هي قياس لمعدل التمدد الحالي للكون.

اكتشاف هابل لتوسع الكون كان اكتشافاً مذهلاً. قلب الاعتقاد المُعتَقَدَ بوجود كون ثابت وغير متغير وأدخل فكرة أن الكون لديه تاريخ - إنه تطور عبر الزمن. هذا الإدراك شكل ولادة علم الكونيات الحديث.

نموذج الانفجار الكبير

يوحي اكتشاف تمدد الكون فورًا بسؤال عميق: إذا كانت المجرات تبتعد عن بعضها الآن، هل كانت أقرب إلى بعضها في الماضي؟ باستخدام الاستدارة للوراء في الزمن، يبدو أنه في نقطة ما في الماضي البعيد، كانت جميع المادة في الكون متراكمة في نقطة كثافة لانهائية - نقطة فردية. تشكل هذه الفكرة أساس نموذج الانفجار الكبير لعلم الكونيات.

وفقًا لنموذج الانفجار الكبير، بدأ الكون قبل حوالي 13.8 مليار سنة في حالة ساخنة وكثيفة للغاية. في هذه اللحظة الأولية، كان الكون ذا كثافة لانهائية وسخونة لانهائية. ثم تمدد وبرد بسرعة. مع التمدد والتبريد، خضع الكون لسلسلة من انتقالات المراحل، تشبه إلى حد ما تحول الماء إلى بخار عندما يُسخن أو إلى ثلج عندما يبرد. أدت هذه الانتقالات إلى تشكل الجسيمات والقوى الأساسية كما نعرفها.

في المراحل الأولى من الانفجار الكبير، كان الكون نحوي كوارث الطاقة. مع التمدد والتبريد، بدأت هذه الطاقة تتكثف إلى مادة - أولاً كواركات وإلكترونات، ثم، مع تبريد الكون أكثر فأكثر، اندمجت هذه الكواركات لتشكل بروتونات ونيترونات. بعد حوالي 380،000 سنة من الانفجار الكبير، تبرد الكون لدرجة كافية مما يجعل هذه البروتونات والإلكترونات تتحد لتشكل الذرات، بشكل رئيسي الهيدروجين والهيليوم. شهدت هذه الفترة، المعروفة باسم إعادة التجمع، خللاً في فصل المادة والإشعاع. قبل هذه النقطة، كانت الفوتونات تتفاعل باستمرار مع الجسيمات المشحونة، مما جعل الكون غير شفاف. بعد إعادة التجمع، يمكن للفوتونات أن تسافر بحرية وأصبح الكون شفافًا. تشع الشعاعة الخلفية لهذه الفوتونات الأولية حتى اليوم وهي تعرف اليوم بإشعاع الخلفية الميكروويفية الكونية (CMB). اكتشفت لأول مرة في عام 1965 من قبل أرنو بنزياس وروبرت ويلسون ، CMB هو خلفية تقريبًا متجانسة للإشعاع الميكروويف يملأ السماء. لديها مطياف أسود حراري يتوافق مع درجة حرارة تبلغ حوالي 2.7 كيلفن ، وهو تأكيد رائع لنموذج الانفجار الكبير. العدم الانتظام الطفيف في CMB ، الذي تم تعيينه لأول مرة بالتفصيل من قبل القمر الصناعي COBE في العقد 1990 ، يوفر لقطة فوتوغرافية للكون في وقت التعادل و هم بذور كل المستقبل هياكل الكونية - المجرات والنجوم والكواكب - التي سوف تنمو عن طريق الجاذبية.

أن نموذج الانفجار الكبير ، استنادًا إلى ملاحظة وجود كون باتساع وإشعاع CMB ، يوفر وصفًا ناجحًا لتاريخ الكون. يشرح العملية منشأ عناصر الضوء في الكون المبكر من خلال عملية توليد عناصر الانفجار الكبير ، ويوفر إطارًا لفهم تشكل المستوطنات الكونية.

ومع ذلك ، فإن النموذج ليس بدون مشاكله. يعتمد نموذج الانفجار الكبير القياسي على عدة شروط أولية محددة بدقة - يجب أن يكون الكون المبكر موحدًا للغاية ، مع توزيع المادة بالتساوي إلى درجة عالية من الدقة ، ويجب أن يكون لديه معدل تمدد محدد جدا. التغييرات عن هذه الشروط ستؤدي إلى كون مختلف تماما عن تلك التي نلاحظها. يُعرف هذا المشكلة بمشكلة المسطحية ومشكلة الأفق.

علاوة على ذلك ، يتنبأ النموذج القياسي للانفجار الكبير بوجود جسيمات غريبة معينة ، مثل القطب المغناطيسي ، التي لم تتم مشاهدتها أبدًا. يُعرف هذا بمشكلة القطب المغناطيسي.

تم التعامل مع هذه المشكلات في الثمانينات من القرن الماضي بواسطة نظرية التضخم الكوني. وفقا لنظرية التضخم ، في الكون المبكر جدا ، كان هناك فترة تمدد سريعة جدا بفضل انتشار مفهومي يسمى الانفعال. هذا التمدد السريع استوائي لأي عدم اتساق بدءي ، يدفع الكون إلى حالة مسطحة ومتجانسة. كما أنه ضعف أي جسيمات غريبة إلى مستويات غير قابلة للملاحظة. يوفر التضخم حلاً أنيقًا لمشاكل النموذج القياسي للانفجار الكبير وأصبح جزءًا لا يتجزأ من علم الكون الحديث ، على الرغم من أن الطبيعة الفيزيائية لحقل الانفعال لا تزال غامضة.

الطاقة الداكنة وتسارع الكون

في أواخر التسعينات من القرن الماضي ، أدى دراسة النجوم المفجرة البعيدة إلى اكتشاف مفاجئ يؤدي مرة أخرى إلى ثورة في فهمنا للكواكب. النجوم المفجرة ، وهي وفيات متفجرة للنجوم الضخمة ، هي ساطعة للغاية ويمكن رؤيتها في مسافات كونية شاسعة. نوع معين من النجوم المفجرة المعروفة باسم النوع Ia ، مفيدة بشكل خاص لعلم الكواكب. تحدث هذه النجوم المفجرة عندما ياخذ نجم الافضل الأبيض في نظام ثنائي يستقبل مادة من نجمه القرين مما يؤدي في نهاية المطاف إلى انفجار حراري. نظرًا لأن الظروف المطلوبة لحدوث هذا الانفجار متشابهة دائمًا ، فإن للنجوم المفجرة من النوع Ia سطوعًا جوهريًا منتظمًا جدا. من خلال مقارنة هذا السطوع الجوهري مع سطوعهم الظاهر ، يمكن لعلماء الفلك تحديد مسافتهم. فهي تعمل كـ "شموع قياسية" لقياس نطاق الكون.

في عام 1998 ، استخدمت فريقا مستقلان من الفلكيين ، مشروع علم الكواكب الفجائية وفريق البحث عن الكواكب الفجائية العالية النشاط ، نجوم مفجرة من النوع Ia لقياس تاريخ تمدد الكون. كانوا يتوقعون أن يجدوا أن توسع الكون يتباطأ بسبب الجاذبية وجود المادة. بدلاً من ذلك ، وجدوا العكس: تسارع توسع الكون.

كانت هذه النتيجة صادمة وغير متوقعة. في النماذج الكونية القياسية ، يمكن للكون أن يتوسع إلى الأبد بمعدل ينخفض ، أو يمكن أن ينهار في نفسه في عملية الاصطدام الكبيرة ، ولكن تسارع التوسع كان غير متوقع. الطريقة الوحيدة لشرح هذا التسارع ضمن إطار نظرية النسبية العامة كانت بإدخال مكون جديد للكون: الطاقة الداكنة.

الطاقة الداكنة هي شكل محتمل للطاقة تملأ كل الفضاء ولها ضغط سلبي. ووفقًا لمعادلات النسبية العامة ، يساهم ضغط المادة والطاقة في التأثير الجاذبي. المادة العادية لها ضغط إيجابي ، مما يجعلها تتجمع معًا جاذبيًا. الطاقة الداكنة ، مع ضغوطها السلبية ، لديها تأثير معاكس: يسبب توسع الكون بسرعة.

النموذج الأبسط للطاقة الداكنة هو الثابت الكوني ، الممثل بالحرف اليوناني $ \ Lambda $. تم تقديم الثابت الكوني في الأصل بواسطة أينشتاين كتعديل لمعادلاته للسماح بوجود كون ثابت. وقد تم التخلي عنه فيما بعد بعد اكتشاف هابل عن وجود كون في توسع مستمر ، حيث سمي عندها اكتشافه "أكبر غلطة له". ومع ذلك ، في سياق الطاقة الداكنة ، عاد الثابت الكوني بثبات. يمكن تفسيره ككثافة طاقة جوهرية للفراغ.

النموذج القياسي الحالي لعلم الكواكب ، المعروف باسم نموذج $ \ Lambda $ CDM (المادة الباردة الداكنة بثابت كوني) ، يشمل كل من الطاقة الداكنة في شكل $ \ Lambda $ والمادة الداكنة ، وهي شكل غير مرئي من المادة التفاعل فقط عن طريق الجاذبية ، لشرح الهيكل المرئي وتطور الكون الملاحظ. في هذا النموذج ، تمثل الطاقة الداكنة حوالي 68٪ من كثافة الطاقة الكلية للكون ، في حين تمثل المادة الداكنة حوالي 27٪. المادة العادية ، كل ما يمكننا رؤيته ولمسه ، تشكل أقل من 5٪ من الكون. في حين أن نموذج $\Lambda$CDM قد حقق نجاحًا ملحوظًا في تفسير مجموعة واسعة من الملاحظات الكونية، إلا أن الطبيعة الفيزيائية للطاقة المظلمة لا تزال أحد أعمق ألغاز الفيزياء. قيمة الثابت الكوني المراقبة أصغر بكثير من القيمة المتوقعة بواسطة نظرية الحقل الكمي، وهو اختلاف يعرف بمشكلة الثابت الكوني. تمت طرح نماذج بديلة للطاقة المظلمة، مثل الأساس المطروح، الذي يقترح حقل طاقة مظلمة ديناميكي يتطور، ولكن تمييز بين هذه النماذج من خلال الملاحظات يعتبر تحديًا.

اكتشاف الطاقة المظلمة له آثار عميقة على المصير النهائي للكون. في كون مهيمن بالمادة، سوف تتباطأ التمدد في النهاية وتعاكس الاتجاه، مما يؤدي إلى الانهيار الكبير. ومع ذلك، في كون به ثابت كوني، سوف يستمر التمدد في التسارع، مما يؤدي إلى "التجمد الكبير". في هذscenario سوف تتباعد الكراجات عن بعضها البعض بسرعة للغاية حتى لا يصل نور واحد منها إلى الأخر. سوف يصبح الكون باردًا ومظلمًا وفارغًا.

الخلاصة

قد أدى تطبيق النسبية العامة على علم الكونولوجيا إلى تحول عميق في فهمنا للكون. تم استبدال الكون الساكن والأزلي لنيوتن بكون يتطور ويبدأ في هبوط كبير ساخن ويستمر في التمدد والتبريد منذ ذلك الحين. لقد رسم اكتشاف التمدد الكوني، وخلفية الأشعة الميكروية الكونية، والطاقة المظلمة صورة لكون غريبة وأكثر روعة مما كنا نتوقع.

ولكن، هذه الصورة بعيدة عن الاكتمال. الطبيعة للمادة المظلمة والطاقة المظلمة، التي تشكل معًا 95٪ من الكون، لا تزال مجهولة. لا يزال فهم فيزياء الكون المبكرة، حيث تصبح الآثار الكمية مهمة، ضعيفًا بعد. ومصير النهائي للكون، سواء سيستمر في التمدد إلى الأبد أم أنه سينهار في وقت لاحق في نفسه، لا يزال سؤالًا مفتوحًا.

سيتطلب الإجابة على هذه الأسئلة ملاحظات جديدة وإلمامًا جديدًا بالنظريات. ستقوم استطلاعات الكونولوجية القادمة، مثل تلسكوب المسح الشبكي الكبير وقمر يوروكليد، برسم هيكل الكون بدقة فائقة، وتوفير اختبارات جديدة للنسبية العامة وقيود جديدة على طبيعة الطاقة المظلمة. ستفتح مراقبو الموجات الثقالية، مثل ليجو وفيرجو، نافذة جديدة على الكون المبكر وفيزياء الثقوب السوداء. وقد توفر التطورات النظرية، مثل نظرية الأوتار والثقالة الكمية الحلقية، إطارًا لتوحيد النسبية العامة مع الميكانيكا الكمية، خطوة رئيسية نحو نظرية كاملة للثقالة الكمية.

بعد قرن من النظرية الثورية لأينشتاين، ما زالت دراسة الكون تعد واحدة من أكثر المجالات العلمية مثيرة وديناميكية في جميع مجالات العلوم. وبما أننا نستمر في استكشاف آثار النسبية العامة على علم الكون، يمكننا أن نتوقع المزيد من المفاجآت والاكتشافات في السنوات القادمة. ما زالت قصة الكون، من الانفجار الكبير إلى المستقبل البعيد، قيد الكتابة.