نظرية النفجار العظيم

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة)نظرية النفجار العظيم(تم التحويل من

ابحث, تصفحاذهب إلى:

حسب نظرية النفجار العظيم نشأ الكون من حالة كثيفة و حارة جدا ثم بدأ بالتمدد و التوسع دافعاالمجرات بعيدا عن بعضها.

و التيعلم الكون المطروحة في النظريات، نظرية النفجار العظيم أحد علم الكون الفيزيائيفي مليار سنة. نشأت13.7 تقريبا قبل حوالي الكثافة شديدة حارة قد نشأ من وضعية الكونترى بأن

عن بعضها، مما يعني عندماالمجراتنظرية النفجار العظيم نتيجة لملحظات هبل حول تباعد نموذج فريدمان-ليمايتري يتمدد وفق الفضاء المتري أن المبدأ الكونييؤخذ بعين العتبار مع

. هذه الملحظات تشير إلى أن الكون بكل ماFriedmann-Lemaître model للنسبية العامة بالمتفردات الثقالية و حرارة عاليتين شبيهة كثافة انبثق من حالة بدائية ذات طاقة و مادةفيه من

gravitational singularityالتي تتنبأ بها النسبية العامة . ولهذا توصف تلك المرحلة بالحقبة المتفردة.

فإذا كان الكون يتمدد فما من شك أن حجمه في الماضي كان أصغر من حجمه اليوم، و أن حجمه الذيبالزمنفي المستقبل سيكون أكبر منهما. و إذا تمكنا من حساب سرعة التمدد يمكننا التنبؤ

مليار14 حتى وصل إلى الحجم الراهن، و بالتالي يمكننا تقدير عمر الكون وهو الكوناحتاجه سنة تقريباz. تتحدث نظرية النفجار العظيم عن نشوء و أصل الكون إضافة لتركيب المادة الولى

primordial matter الصطناع النووي من خلل عملية nucleosynthesisكما تتنبأ بها .Alpher-Bethe-Gamow theory نظرية ألفر-بيث-غامو

مقدمة تمهيدية

انزياح نحو الحمرالمقال الرئيسي: تأثير دوبلرالمقال الرئيسي:

قد تكون بداية التأكيد العملي لنظرية النفجار العظيم قد بدأت مع رصد الفلكي المريكي هابل للمجرات و محاولة تعيين بعد هذه المجرات عن الرض مستخدما مفهوم لمعان النجوم الذي

يتعلق بسطوع النجوم و بعدها عنا .

الضوء الصادرعن النجم عن طريق موشور ،طيف هو للنجومأمر آخر يمكن تحديده بالنسبة فكل جسم غير شفاف عند تسخينه يصدر ضوءا مميزا يتعلق طيفه فقط بدرجة حرارة هذا

الجسم . إضافة لذلك نلحظ ان بعض اللوان الخاصة قد تختفي من نجم لخر حسب العناصر ، كاندرب التبانةالمكونة لهذا النجم . عند دراسة الطياف الضوئية للنجوم الموجودة في مجرة

هناك فقدانا لللوان المتوقعة في الطيف بما يتوافق مع التركيب المادي لمجرة درب التبانة ، لكنهذه ظهرت منزاحة نحو الطرف الحمر من الطيف . المر الذي يذكرنا بظاهرة دوبلر.

للمواج الصادرة عن منبع موجي ما باختلف شدة و سرعةالتواتر: يختلف ظاهرة دوبلرفي هذا المصدر، فمثل السيارة التي تقترب باتجاهك تكون ذات صوت عالي حاد (تواتر مرتفع) لكن

نفس السيارة تصبح ذات صوت أجش (تواتر منخفض) بعد أن تجتازك و تبدأ بالبتعاد عنك . فتواترات المواج الصوتية تختلف حسب فرق السرع و التجاه بينك و بين المصدر، لنه في حالة

فيرصد تواتر أعلىالمواجاقتراب المصدر منك (الراصد) يصله شيئا فشيئا مقدار أكبر من لللمواج لكن حينما يبتعد المصدر يبدا الراصد يتلقى امواجا أقل فأقل (التواتر ينخفض) .

ينطبق نفس هذا المبدأ على المواج الضوئية فإذا كان المنبع الضوئي يبتعد عنا فهذا يعني أن تواترات المواج المستقبل ستكون أقل فأقل أي منزاحة نحو الحمر اما إذا كان المنبع يقترب

فستكون المواج الضوئية المستقبلة منزاحة نحو الزرق(البنفسجي) .

التصور البدئي كان يعتقد أن المجرات تتحرك عشوائيا و بالتالي كان التوقع ان عدد النزياحات نحو الحمر سيساوي النزياحات نحو الزرق و سيكون المحصلة معدومة (ل إنزياح) لكن

انزياحا نحورصد هابل بجدولة أبعاد المجرات و رصد طيوفها مثبتا أن جميع المجرات تسجل (الذيالنزياح نحو الحمر تبتعد عنا، أكثر من ذلك أن مقدار المجرات أي أن جميع الحمر

يعبر هنا عن سرعة المنبع الضوئي أي المجرة) ل يختلف عشوائيا بين المجرات بل يتناسب طردا مع بعد المجرة عن الرض، أي أن سرعة ابتعاد المجرة عن الرض تتناسب مع بعدها

عن الرض .العالم ليس ساكنا إذ إنه يتوسع، كانت مفاجأة أذهلت العديد من العلماء.

الموجودة في الكون كانت كافية لتدلنا أن الكون ل يمكن ان يكون سكونياالتثاقلرغم أن ظاهرة بل يجب أن يتقلص تحت تأثير ثقالته ما لم يكن أساسا متوسعا أو يملك قوة مضادة للجاذبية، فإن نيوتن لم يناقش هذه الحالة و حتى آينشتاين رفض فكرة كون غير سكوني حتى أنه أضاف ثابتا

كونيا يعاكس الثقالة ليحصل على كون سكوني . الوحيد الذي قبل النسبية العامة كما هي و ذهب .ألكسندر فريدمانبها إلى مداها كان

: وضع ألكسندر فريدمان فرضيتين بسيطتين

الكون متماثل في جميع مناحيه . • جميع نقاط الرصد متشابهة و يبدو منها الكون بنفس حالة التماثل (فل أفضلية لموقع•

رصد على آخر) .

نتيجة ذلك حصل فريدمان على ثلثة نماذج تناقش حركية الكون و إمكانيات توسعه و تقلصه .

إشعاع الخلفية الكونية الميكرويإشعاع الخلفية الكونية الميكرويالمقال الرئيسي:

في شركة بل بنيوجرسي كان بنزياس و ويلسون يختبران كاشفا للمواج السنتيمترية (أمواج مكرونية تواترها عشرة مليارات في الثانية)، و كانت المشكلة ان جهازهما كان يستقبل إشعاعات مشوشة أكثر مما ينبغي . الشعاعات المشوشة كانت أشد عندما يكون الجهاز في وضع شاقولي

منها عندما تكون في وضع أفقي . أما فرق الشدة بين الوضع الشاقولي و جميع التجاهات الفقيةفكان ثابتا .

كان هذا يعني أن مصدر هذا الشعاع من خارج الرض، و أنه ل يتأثر يحالت الليل و النهار و ل اختلف الفصول مما يعني أيضا أنه خارج المجموعة الشمسية، و حتى خارج مجرتنا، و إل

فإن حركة الرض تغير جهة الجهاز و من المفروض ان تغير شدة الشعاع المشوش .

كان هذا الشعاع غريبا في تماثله في جميع نقاط العالم المرصود فهو ل يتغير من جهة رصد لخرى و ل من نقطة لخرى . كان ديك و بيبلز من جهة اخرى يدرسان اقتراح غاموف (تلميذ

فريدمان) و الذي يقول أن العالم بما أنه كان عبارة عن جسم ساخن و كثيف جدا و مشع في بداية أمره فإن إشعاعه ل بد أنه باق إلى الن . كما أن توسع الكون ل بد أن ينزاح نحو الحمر

(مفعول دوبلر) و ان يصبح بشكل إشعاع سنتمتري .

عندئذ أدرك بنزياس و ويلسون ان ما رصداه ما هو إل بقايا إشعاع الكون البدئي الذي أطلق عليه: (إشعاع الخلفية الكونية الميكروي ) . لحقا اسم

نماذج فريدمان

استنتج فريدمان من فرضيتيه نموذجا واحدا يتحدث عن كون يتوسع كالبالون بحيث أن جميع البقع على سطح البالون تبتعد عن بعضها البعض . ل يوجد في هذا النموذج أي مركز للكون فل

يوجد أي شيء داخل النفاخة و الكون ل يمثل أكثر من هذا السطح المتوسع . يتحدث نموذج فريدمان أيضا عن كون يتوسع بمعدل بطيء بحيث يصل إلى مرحلة توازن ثم يبدأ التثاقل

بتقليص الكون ليعود إلى حالته البدئية المضغوطة (في البداية تتزايد المسافات بين المجرات حتى حد أعلى ثم تبدأ بالتناقص لتعود المجرات إلى التلصق من جديد . ). يتنبأ هذا النموذج أيضا

بانزياح طيف المجرات نحو الحمر بشكل متناسب مع بعد المجرات عنا (و هذا يتلئم مع نتائجرصد هابل) .

أوجد المريكي روبرتسون و البريطاني وولكر نموذجان إضافيان انطلقا من1935عام : يبدأ الكون بالتوسع من حالة كثيفة جدا بمعدل فرضيتي فريدمان نفسهما ، في هذين النموذجين

توسع عال جدا لدرجة أن التثاقل ل يمكنه إيقاف هذا التوسع فيستمر التوسع إلى ما ل نهاية (استمرار زيادة المسافات بين المجرات) ، في الحالة الخرى يبدأ الكون بالتوسع بمعدل متوسط إلى ان يصل لمرحلة يتوازن بها التوسع مع التقلص الثقالي فيصبح في حالة ثابته ل تتوسع و ل

تتقلص (تصل المسافات بين المجرات إلى قيمة ثابتة ل تتغير بعدها ).

تاريخ النفجار العظيم

تطورت نظرية النفجار العظيم من ملحظات و اعتبارات نظرية. الملحظات الولى كانت تبتعد عن الرض، لكن من سجلspiral nebulaeواضحة منذ زمن و هي ان السدم اللولبية

جورج البلجيكي الكاهن قام 1927هذه الملحظات لم يذهب بعيدا في تحليل هذه النتائج . في عام معادلت فريدمان-ليمايتري-روبرتسون-ووكر باشتقاق Georges Lemaître ليمايتري

Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker equations نظرية آينشتاين إنطلقا من أن الكون قد بدأ من إنفجارspiral nebulae الحلزونية السدم و استنتج بناء على تقهقر العامة

إدوين ، أثبت 1929 . في عام Big Bang بالنفجار العظيم بدئية" ، و هذا ما دعي لحقا ذرة" نظرية ليمتري بإعطاء دليل رصدي للنظرية . اكتشف هابل أنEdwin Hubble هابل

المجرات تبتعد و تتراجع نسبة إلى الرض في جميع التجاهات و بسرع تتناسب طردا مع بعدها cosmological المبدأ الكوني . حسب قانون هابلعن الرض ، هذا ما عرف لحقا باسم

principleفإن الكون ل يملك إتجاها مفضل و ل مكانا مفضل لذلك كان استنتاج هابل ان الكون تماما .static universe كون ساكنيتوسع بشكل معاكس تماما لتصور آينشتاين عن

مراحل تطور النفجار

وType Ia supernova أIمستعر أعظم نمط بناءا على قياسات النفجار الكوني باستخدام ،cosmic microwave background radiation إشعاع الخلفية الميكروية الكونيةقياسات

مليار عام .0.2 ± 13.7 على أنه عمر الكون للمجرات ، يمكن حساب دوال الرتباطو قياسات -Lambda نموذج لمبدا-سي دي امتوافق هذه القياسات الثلثة يعتبر دليل قويا على ما يدعى

CDM model. الذي يصف تفصيل طبيعة محتويات الكون

عالية و درجات حرارة و ضغط عاليين .طاقيةالكون البدئي كان مملوءا بشكل متجانس بكثافة phase transition انتقال طوريقوم الكون بالتوسع و التبرد (كنتيجة لتوسعه) ليمر بمرحلة

.للجسيمات الوليةمماثلة لتكاثف البخار أو تجمد الماء عند تبرده ، لكنها هنا انتقال طور

لنمو أسي يؤدي النتقال الطوري إلى خضوع الكون فترة بلنك ثانية من 35-10تقريبا بعد exponential growth التوسع الكوني خلل مرحلة تدعى cosmic inflationبعد توقف .

quark-gluon plasma بلسما كوارك-غلوونالتوسع ، تكون المكونات المادية للكون بشكل و في حين يستمر الكون بالتوسع تستمر درجة الحرارة بالنخفاض . عند درجة حرارة معينة ،

، حيث يتم اندماجbaryogenesis اصطناع باريونييحدث انتقال غير معروف لحد الن يدعى ، منتجا أحياناالنترونات و البروتونات مثل باريوناتالكوراكات و الباريونات معا لنتاج

. درجات حرارة أكثر انخفاضا بعد ذلك تؤديالمادة المضادة و المادة الملحظ بين اللتناظر الجسيمات و القوى الحالية في الفيزياء التي تنتج الكاسرة للتناظرللمزيد من انتقالت الطوار

كما هي حاليا .الولية

جدول زمني للنفجار العظيم

فترة بلنك 1027 إلى 1032 بعد حدوث النفجار العظيم ، تنخفض درجة الحرارة خلل هذه الفترة من ثانية 35-10 إلى 43-10فترة بلنك تغطي الفترة الزمنية من

كلفن .

ثانية10-43

بلنك . في هذه اللحظة تنفصل قوة الثقالة (الجاذبية ) عن القوى الثلثة الخرى التي تعرف مجتمعة بالقوة اللكترونووية . منmتعرف فترة بزمن المفترض أن تقوم النظرية الكاملة للثقالة الكمومية مثل نظرية الوتار الفائقة بفهم جميع هذه الحداث المبكرة جدا لكن التفسيرات التي تقدمها نظرية

و هو ما يعرف بطول بلنك .م 35-10الوتار ما زالت محدودة . يقدر قطر الكون في هذه اللحظة من عمر الكون ب

ثانية10-36

القوى النووية و القوة اللكترومغناطيسية: لتصبح هذه الخيرة مؤلفة من نوعين من القوى فقطالقوة اللكترونووية عن القوى القويةانفصال . تعتتبر عادة الجسيمات المرافقة و المشاركة للقوى القوية أثقل من جسيمات المرافقة للقوتين الخريين لذا يعتقد بأنها تتشكل و تتكاثف فيالضعيفة

مرحلة أبكر .

فترة التوحيد الكبير كلفن1015 كلفن إلى 1027 ثانية بعد النفجار العظيم . يقدر انخفاض درجة الحرارة في هذه الفترة من 12-10 إلى 35-10تغطي هذه الفترة زمنا يمتد من

م. هذه الفترة على22-10 م إلى 32-10: من المعتقد أن يتمدد الفضاء الكوني إلى حجم يقدر ب33-10 ثانية و 35-10في هذه الفترة من الزمن الممتدة من غاية من الهمية بالنسبة لتشكل المادة حيث يكون سلوك القوى الكهرومغناطيسية و القوى الضعيفة متماثل بالنسبة للمادة و المادة المضادة بما أن هاتين

القوتين مندمجتين و تسلكان سلوك قوة وحيدة . و تقترح نظريات التوحيد الكبرى أن هذه الحالة الندماجية لهاتين القوتين تسمحان بتفاعلت جسيمية تؤدي إلى تشكل المادة أكثر من المادة المضادة . في المراحل اللحقة حين يحدث النفصال ، يكون من المتعذر تأمين تشكل للمادة بشكل أكبر من

مادتها المضادة ، لذلك تشكل هذه المرحلة فترة ذهبية للتشكل المادي .