[ST0P_IM_T0P]

الانسحاق الشديد


الانسحاق الشديد في علم الكونيات الماديه عكس عملية الانفجار العظيم ،هي أحد السيناريوهات المحتملة لمصير الكون ، والتي تفرض أن التوسع الحاصل للكون بسبب طاقة الانفجار العظيم ستتبدد وتنتهي بعد مدة من الزمان وستبدأ طاقة الجذب المركزية في لملمة أطراف الكون إلى أن يعود كتلة واحدة صغيرة في الحجم عالية الكثافة والكتلة.




التفسير

يتوقع العلماء أن سرعة توسع الكون تتباطئ مع الزمن، إذ تشير الحسابات الرياضية إلى أن التمدد بعد الانفجار العظيم كان بمعدلات أعلى بكثبر مما هي عليه الآن، و مع تباطؤ سرعة التوسع ستتفوق قوة الجاذبية على قوة الدفع إلى الخارج فيؤدي ذلك إلى اندفاع المجرات و المادة و الطاقة نحو مركز مفترض للكون، كذلك يتجمع الزمكان في هذه النقطة فتنحسر الأبعاد و تتجمع في نقطة واحدة متناهية في الصغر يعود الكون إلى الحالة الأولى.








مسافة مسايرة



يطلق مصطلح مسافة مسايرة أو مسافة متماشية (بالإنكليزية: Comoving distance) (مقاربة لعبارة مسافة صحيحة) على عملية قياس بُعد بين جسمين ضمن إطار مرجعي اختياري بحيث يكون المراقب ضمن هذا الإطار. معنى هذا أن الإطار المرجعي يظل دائما ثابتا بالنسبة للمراقب حتى وإن بدى متحركا بالنسبة لمراقب آخر. تعد كل من المسافة المسايرة و المسافة الصحيحة مقاييس ذات أهمية كبرى في علم الكون.




الإحداثيات المسايرة

لما كانت النسبية العامة تسمح للمرء بصياغة القوانين الفيزيائية باستعمال إحداثيات اختيارية، تكون بعض خيارات الإحداثيات خيارات طبيعية يسهل التعامل معها ، و تمثل الإحداثيات المسايرة أحد هذه الأمثلة. تضع هذه الإحداثيات إحداثيات مكانية ثابتة القيم بالنسبة للمراقبين الذين يدركون الكون على أنه متحد الخواص. يطلق على هذا النوع من المراقبين بالمراقبين المسايرين لأنهم يتماشون مع قانون هابل الذي ينص على أن سرعة ابتعاد المجرات تزداد بازدياد بعدها عنا.




المسافة المسايرة

(ملحوظة: في الوصلة الخارجية رقم (1) يوجد رسم متحرك يوضح مفهوم المسافة المسايرة في كون يتمدد.)
المسافة المسايرة هي البعد بين نقطتين مقاساً على طول مسار معرف في الوقت الكوني الحالي. بالنسبة للأجسام السيارة تبعا ل قانون هابل، تم اعتبارها ثابتة بالنسبة للزمن. المسافة المسايرة من مراقب إلى جسم يبعد عنه (مجرة مثلا) يمكن حسابها بالعلاقة الاتية:
حيث

• هو عامل تحجيم ،
• زمن انبعاث الفوتونات التي يرصدها المشاهد أو الراصد ،
• الوقت "الحالي" (زمن وصول الضوء إلى المشاهد).

بالرغم من إجراء التكامل بالنسبة للزمن، فإن هذا يعطي حتماً المسافة التي ستقاس فرضا بواسطة شريط عند زمن ثابت 't.
تعريفات

• تستخدم بعض الكتب الرمز للتعبير عن المسافة المسايرة. ولكننا يجب أن نفرق بين وبين أحداثيات المسافة r للتعبير عن احداثيات مسايرة في مترية FLRW للكون ، حيث تأخذ المترية الشكل :

في هذه الحالة تنتسب في الإحداثيات المسايرة إلى بالمعادلة
إذا كانت k=0 (كون منبسط), وبالمعادلة إذا كانت k=1 (كون منحني موجبا "كرويا"), وبالمعادلة إذا كانت k=-1 (كون منحني سالبا - 'قطع زائد' ).

• معظم الكتب تعرف المسافة المسايرة بين مراقبين مسايرين ككمية ثابتة غير متغيرة غير معتمدة على الزمن بينما يسمون الحركية ( تغير المسافة بينهم ) مسافة صحيحة. بالنسبة إلى ذلك الاستخدام تكون المسافة المسايرة والمسافة الصحيحة متساويتان في العمر الحالي للكون ، ولكنهما سيختلفان في الماضي وفي المستقبل ، فإذا كانت المسافة المسايرة إلى أحد المجرات , تكون المسافة الصحيحة

في زمن اختياري ويعطى بالمعادلة حيث عامل تحجيم. (e.g. Davis and Lineweaver, 2003) المسافة الصحيحة بين مجرتين في الوقت t هي المسافة بينهما التي نقوم بقياسها باستخدام مسطرة في وقت واحد.





استخدامات المسافة المسايرة

يتساوي الزمن الكوني مع الزمن الذي نقيسه في الوقت الحالي ، أي بالنسبة لمشاهد يوجد في نقطة مسايرة في الفضاء (بسبب تمدد الكون طبقا لقانون هابل) . وتتساوي المسافة المسايرة مع المسافة الصحيحة عند قياسها لبُعد أحد الأجرام السماوية "المحلية" القريبة منا . ولكي نقوم بقياس البُعد الصحيح بين جرمين كونيين " بعيدين" عنا ، نتصور عدة مشاهدين مسايرون يوجد كل منهم في نقطة على الخط بيننا وبين الجرمين المراد قياس البعد الصحيح بينهما ، بحيث تكون المسافة بين كل اثنين من هؤلاء المشاهدين المسايرين مسافة "قصيرة" . وكل هؤلاء المشاهدون يكونون في نفس الزمن الكوني . ويقوم كل مشاهد بقياس المسافة بينه وبين أقرب المشاهدين إليه . ومجموع تلك المسافات التي قيست كسلسلة تكون هي المسافة الصحيحة.
المسافة المسايرة هي التي تأخذ تمدد الكون في الحسبان . فمثلا أبعد المجرات عنا التي نقوم برصدها "الآن" تبعد 11 مليار سنة ضوئية عنا . وعندما غادرها الضوء الذي يصل إلينا الآن كانت المجرة أقرب لنا وقطع الضوء مسافة متزايدة بسبب تمدد الكون حتى وصلنا . والسؤال الآن : ما هو بعد المجرة الآن عنا ، بمعنى ما هو الزمن الذي نحتاجه لكي نصل إلى تلك المجرة إذا بدأنا الرحلة الآن بافتراض أننا نطير بسرعة الضوء؟ نجد أننا نحتاج إلى زمن قدره 23 مليار سنة للوصول إليها ، ولهذا نهتم بمعرفة "المسافة المسايرة" .




أمثلة حسابية

يمكنك أن تحسب بـُعد جرم سماوي يبلغ الانزياح الأحمر لطيفه 3 .

• باستخدام الوصلة الخارجية (2) ، نضع 3 في خانة الانزياح الأحمر . فيقوم الحاسب بعملية الحساب ، ونجد :

- المسافة المسايرة بيننا وبين الجرم السماوي = 7و20 مليار سنة .
- عمر الكون أنذاك = 1و2 مليةبر سنة .
مثال آخر: انزياح أحمر في مجرة = 9
- المسافة المسايرة بيننا وبين المجرة المشاهدة = 30 مليار سنة ضوئية
- عمر الكون أنذاك = 537و0 مليار سنة ضوئية.








إشعاع الخلفية الكونية الميكروي



إشعاع الخلفية الكونية الميكروي أو الخلفية المكروية الكونية أو إشعاع الخلفية الميكروني الكوني أو بإختصار إشعاع خلفية الكون (بالإنكليزية: cosmic microwave background radiation) هي أشعة كهرومغناطيسية توجد في جميع اركان الكون بنفس الشدة والتوزيع وهي تعادل درجة حرارة 2.725 درجة كلفن.
التعبير العام هو "الإشعاعات الخلفية" وتعني تلك الإشعاعات الكهرومغنطيسية التي يمكن التثبت من وجودها في كل مكان من الفضاء، والتي لا يمكن تمييز مصدر معين أو ملموس لها. وتسمى الإشعاعات الخلفية التي تقع في نطاق الموجات الميكروية بـ "الإشعاعات الخلفية الكونية" وذلك بسبب أهميتها العظيمة في علم الكون الفيزيائي. كما تسمى أيضا " إشعاعات 3 كالفن" وذلك بسبب درجة الحرارة الضيئلة أو كثافة الطاقة فيها. وتسمى بالإنكليزية (CMB cosmic microwave background).
عندما نشاهد السماء بالتليسكوب نرى مسافات واسعة بين النجوم والمجرات (الخلفية) يغلبها السواد، وهذا ما نسميه الخلفية الكونية. ولكن عندما نترك التليسكوب الذي نرصد به الضوء المرئي، ونمسك بتلسكوب يستطيع رؤية الموجات الراديوية، يصور لنا ضوءا خافتا يملأ تلك الخلفية، وهذه الأشعة لا تتغير من مكان إلى مكان وإنما منتشرة بالتساوي في جميع أركان الكون. وتوجد قمة هذا الإشعاع في حيز طول موجة 1.9 مليمتر وتعادل 160.2 مليار هرتز (160 GHz). اكتشف تلك الأشعة الباحثان أرنو بنزياس وزميله روبرت ويلسون وكان ذلك في عام 1964. وحصل العالمان على جائزة نوبل للفيزياء عام 1978.





تفسير الظاهرة



طيف أشعة الخلفية، القمة عند طول موجي 1.9 مليمتر (المحور السيني بوحدة : موجة / سنتيمتر) والقمة تعادل درجة حرارة 2.7 كلفن


يفسر نموذج الانفجارالعظيم تلك الأشعة. فعندما كان الكون صغيرا جدا وقبل تكون النجوم والمجرات كان شديد الحرارة جدا وكان يملأه دخان ساخن جدا موزعا توزيعا متساويا في جميع أنحائه. وكانت مكونات هذا الدخان من بلازما الهيدروجين، أي بروتونات وإلكترونات حرة من شدة الحرارة وعظم الطاقة التي تحملها. وبدأ الكون يتمدد ويتسع فبدأت بالتالي درجة حرارة البلازما في الانخفاض، إلى الحد الذي تستطيع فيه البروتونات الاتحاد مع الإلكترونات مكونين ذرات الهيدروجين.وخلال الفترة الزمنية بعد الانفجار العظيم من 100 إلى 300 ثانية ـكونت بنسي قليلة عن الهيدروجين أنوية عناصر تتلوه في الثقل، مثل الديوتيريوم والهيليوم.وبدأ الكون أن يكون شفافا. وكانت الفوتونات الموجودة تنتشر في جميع الأرجاء إلا أن طاقتها بدأت تضعف، حيث يملا نفس عددالفوتونات الحجم المتزايد بسرعة للكون. وهذه الفوتونات هي التي تشكل اليوم إشعاع الخلفية الميكروني الكوني CMBR. وما نجده منها اليوم يغمر السماء فقد انخفضت درجة حرارته عبر نحو 13.7 مليار من السنين إلى 2.725 كلفن.




خواص

تعتبر الخلفية الميكرونية الكونية موحدة الخواص حتى جزء في كل 100000 حيث أن التغيرات في جذر متوسط المربع هي بحدود 18 ميكرو كلفن فقط.[nb 1] لقد قام جهاز قياس الضوء الطيفي المطلق للأشعة تحت الحمراء البعيدة (FIRAS) والموجود على مستكشف الخلفية الكونية التابع لناسا (COBE) بقياس الخلفية الميكرونية الكونية بعناية بالغة. قارن أعضاء مشروع فيراس إشعاع الخلفية الميكروني بمصدر جسم أسود محلي ولوحظ أن هذا الطيف توافق ضمن حدود خطأ التجربة المسموح، فخلصوا من ذلك إلى أن أي انحرافات من الجسم الأسود عن تلك التي ربما لا زالت غير محسوسة ضمن طيف الخلفية الميكروني الكوني في مجال الطول الموجي 0.5 إلى 5 ملم يتوجب أن تكون لها قيمة وزنية ج.م.م على الأغلب بحدود 50 جزء في المليون (أي 0.005%) من ذروة سطوع الخلفية الميكروني الكوني. لقد جعل هذا من طيف الخلفية الميكروني الكوني أعظم طيف جسم أسود تم قياسه بدقة بالغة في الطبيعة.
قد تكون الخلفية الميكرونية الكونية هي التنبؤ الرئيسي لنموذج الانفجار العظيم. بالإضافة، يتنبأ التضخم الكوني بأنه وبعد حوالى 10−37 ثانية مرت ولادة الكون بمرحلة نمو أسي بحيث آلت تقريبا إلى نعومة جميع اللامتجانسات.تلى ذلك فصل تماثلي; نوع من التحول الطوري الذي أوجد قوى أساسية وجسيمات أولية بشكلها الحالي. بعد حوالى 10−6 ثانية، نشأ الكون الأولي من فوتونات، بلازما، إلكترونات، وباريونات ساخنة كانت الفوتونات تتفاعل مع البلازما بشكل ثابت عبر ما يسمى تشتت تومسون. عندما توسع الكون, أدى التبريد الأديباتي إلى انخفاض درجة حرارة البلازما حتى أصبحت الإلكترونات تفضل الاندماج مع البروتونات لتشكل ذرات الهيدروجين. حدث هذا التوليف عند 3000 كلفن تقريباً أي عندما كان عمر الكون حوالى 379,000 سنة.[nb 3] عند هذه النقطة تبعثرت الفوتونات من هذه الذرات المتعادلة كهربائياً الآن وبدأت بالسفر بحرية في الفضاء، متسببة بانفصال المادة والإشعاع.
استمرت درجة الحرارة اللونية للفوتونات بالتضاؤل من ذلك الوقت حتى آلت اليوم إلى 2.725 كلفن، استمرت حرارتها بالتناقص مع توسع الكون. ،وفقاً لنموذج الانفجار العظيم فإن الإشعاع الذي نقيسه اليوم من السماء قد قدم من سطح كروي أطلق عليه سطح التشتت الأخير - the surface of last scattering. وهذا يفسر تجمع البقع في الفضاء حيث يتوقع أن حدث الانفصال كان قد وقع، بعد الانفجار العظيم بأقل من 400,000 سنة. وعند نقطة زمنية وصلت منها الفوتونات إلى المراقبين. العمر المتوقع للكون هو 13.75 مليار سنة. مع ذلك، ولأن الكون استمر بالتوسع منذ ذاك، المسافة المصاحبة للحركة من الأرض إلى حافة الكون المشاهد لاتقل اليوم عن 46.5 مليار سنة ضوئية.
تقترح نظرية الانفجار العظيم أن الخلفية الميكرونية الكونية تملأ كل الفضاء المرئي، وأن غالبية طاقة الأشعاع في الكون هي الخلفية الميكرونية الكونية، والتي تصنع جزءً من 6×10−5 من الكثافة الكلية للكون.[nb 4]
من أعظم نجاحات نظرية الانفجار العظيم هما تنبؤها بطيف جسمها الأسود المثالي، وتفاصيل توقعاتها بتوجهية الخواص في الخلفية الميكرونية الكونية. لقد قاس مجس ويلكينسون مايكروويف انيسوتروبي الحديث هذه اللاتوحدية في الخواص بدقة على السماء كلي نزولاً إلى مقاييس زاوية تقدر بـ0.2 من الدرجات. يمكن استخدام هذه القياسات لتقدير المتغيرات في نموذج لامبدا-سي دي إم للانفجار العظيم. بعض المعلومات مثل شكل الكون, يمكن استخلاصها مباشرة من الخلفية الميكرونية الكونية، بينما الأخرى مثل ثابت هوبل، ليست مقيدة وينبغي تخمينها من قياسات أخرى. تعطينا الأخيرة انزياح نحو الأحمر للمجرات(تفسر على أنها سرعة انسحابية) نسبة لمسافاتها.











طاقة مظلمة



في علم الكون، الطاقة المظلمة أحد الأشكال الافتراضية للطاقة التي تملأ الفضاء والتي تملك ضغطاً سالبا. وفق النسبية العامة، تأثير مثل هذا الضغط السالب يكون مشابها كيفيا لقوة معاكسة للجاذبية في المقاييس الكبيرة. افتراض مثل هذا التأثير هو الأكثر شعبية حاليا لتفسير تمدد الكون بمعدل متسارع، كما يشكل تفسيرا معقولا لجزء كبير من المادة المفقودة missing mass في الفضاء الكوني.



الأساس النظري

تعتبر النظرية النسبية العامة هي أساس تطور الكون وتشكيله. وبالنسبة إلى تمدد الكون أو انكماشه فإن المادة تعمل على خفض سرعة تمدد الكون من خلال خاصية جاذبيتها. وبالنسبة للثابت الكوني (لأينشتاين) فإنه في صورته الموجبة يعمل على تسريع سرعة تمدد الكون.
وما نشاهده من تسارع في تمدد الكون فيمكن تفسيره بالثابت الكوني. وطبقا لنموذج نشأة الكون المقبولة حاليا بين العلماء فيفترض وجود ثابت كوني ذو قيمة تختلف عن الصفر، ويعادل الثابت الكوني طاقة تسمى طاقة الفراغ وهي تلك الطاقة التي تعمل مضادة لقوى التجاذب بين المادة في الكون. وبعد أن اكتشفنا أن مكونات الكون من مجرات ونجوم ليست ثابته في مواقعها، وإنما تبتعد عن بعضها البعض تحت تأثير تمدد الكون، فقد عدّل أينشتاين معادلته في النظرية النسبية العامة وافترض أن الثابت الكوني مساويا للصفر. وعلى الرغم من ذلك فإن بعض الأبحاث قامت بدراسة نماذج للكون ليتخذ فيها الثابت الكوني قيم تختلف عن الصفر، ومنها على سبيل المثال كون لاميتر Lemaître-Universum.





المشاهدات

بعدما تاكد الفلكيون من مشاهدة تمدد الكون بواسطة قياس الانزياح الأحمر لأطياف المجرات، قاموا وما زالوا يقومون بإجراء قياسات تفصيلية لغرض تعيين سرعة تمدد الكون ومدى تغيرها عبر الزمن منذ نشاة الكون.


وتختص القياسات بصفة خاصة بقياس بعد المستعرات العظمى البعيدة عنا من نوع 1a. وقد اظهرت تلك القياسات حتى الآن عكس ما توقعه الفلكيون من انخفاض سرعة تمدد الكون مع الزمن، بل تدل القياسات على زيادة سرعة التمدد. ومنذ هذا الاكتشاف يرجع العلماء زيادة سرعة تمدد الكون إلى وجود طاقة مظلمة غير معروفة، وتسمى بالطاقة المظلمة لأنها ليست من اشكال الطاقة المعهودة لنا.
وطبقا لنموذج الكون الذي يناقشه العلماء على أساس المشاهات أن الكون يتكون ينسبة 72% من الطاقة المظلمة ونحو 23 % من مادة مظلمة ونحو 5 % فقط من المادة المرئية الباريونية.
كما يمكن للطاقة المظلمة تفسير ظاهرة انبساط الكون. فمما هو مسلم به أن المادة العادية الموجودة في الكون لا تكفي لأن تجعل الكون في صورته المنبسطة (بمعنى ان يمكن وصفه بالهندسة الإقليدية) فالمادة العادية تشكل بين 2 % إلى 5 % من كمية المادة الآزمة لإيقاف تمدد الكون أو عكسه بفعل الجاذبية لكي ينكمش وينهار على نفسه.
ومن خلال مشاهدة التجاذب بين المجرات الناتج عن الجاذبية وتساعد عليها المادة المظلمة، يتبين أن كمية المادة المظلمة الموجودة لا تتعدى 30 % من المادة اللازمة لإيقاف تمدد الكون.
ويبلغ مقدار الطاقة المظلمة طبقا لمعادلة أينشتاين عن تكافؤ المادة والطاقة :E = mc2، عند افتراض تحولها إلى مادة، تبلغ ذلك الجزء الباقي لتكملة كمية المادة الآزمة لإيقاف تمدد الكون.
وتعتبر الطاقة المظلمة في نفس الوقت أحد الإحداثيات الهامة لنموذج التكوين البنائي.







إشعاع الخلفية الميكروني الكوني



تقدير توزيع نسب المادة المرئية والمادة المظلمة والطاقة المظلمة في الكون.


يعتبر افتراض وجود الطاقة المظلمة مهم بالنسبة إلى تفسير قياسات الكوين الهندسي للكون وكمية ما يحتويه من مادة بصرف النظر عن حقيقة طبيعة لطاقة المظلمة. وتبين قياسات إشعاع الخلفية الميكروني الكوني وتوزيعها التي قام بقياسها مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية WMAP أن الكون قريب من أن يكون مسطحا، ومن أجل أن يكون شكل الكون مسطحا يلزم ان تكون كثافة المادة وبالتالي الطاقة مساوية لكثافة حرجة. وتشكل كمية المادة طبقا لقياسات المسبار والمكونة من المادة المرئية والمادة المظلمة (التي لا تشع أو تمتص ضوءا) نحو 30 % من تلك الكثافة الحرجة. وهذا يعني وجوب وجود شكل إضافي للطاقة غير معروف يكون النسبة الباقية المقدرة ب 70 %.
وتشير القياسات الحالية التي أجراها المسبار WMAP لأشعة الخلفية الميكرونية الكونية إلى أن الكون يتكون بنسبة 74% من طاقة مظلمة، ونحو 22% مادة مظلمة، ونحو 4% مادة عادية مرئية.



ماهيتها Quintessence

بالنسبة إلى ماهية الطاقة المظلمة فيحيطها الغموض، إلا أنه يعتقد أن ترايد سرعة تمدد الكون المشاهدة يعود على طاقة وضع لمجال غير متجه ويسمى هذا المجال غير المتجه مجال كوينتيسينس.
ويختلف مجال الكوينتيسيسنس عن الثابت الكوني لأينشتاين في أنه قابل لتغيير في الزمان والمكان. ولكي لا يتراكم ولا يتخذ أشكالا بنائية مثلما تفعل المادة، فيجب أن يتصف هذا المجال بالخفة وطول موجة كومبتون طويلة.
ولم يكتشف مجال الكوينتيسينس بعد ولكن يميل ببعض العلماء إلى الاعتقاد بوجوده. وافتراض وجود مجال الكوينتيسينس يسمح بمعدل أقل لتمدد الكون عن تأثير الثابت الكوني. وتفترض أحد النظريات renormalization theory أن المجالات غير المتجهة لا بد وأن يقترن بها كتل كبيرة.
ويتساءل بعض العلماء لماذا حدث تسارع في سرعة تمدد الكون في وقت حدوثها، فإنه إذا افترض وحدث تسارع تمدد الكون في زمن قبل ذلك لما استطاعت المجرات أن تتكون، إذ لم يكن لها وقت كاف لكي تتكون ولا يمكن بالتالي وجود الحياة في الكون، أو لا يمكن للحياة التكون في صورتها الحالية على الأقل كون.
وفي عام 2004 عندما حاول بعض العلماء الربط بين تطور الطاقة المظلمة والقياسات الكونية فتبين لهم أنه من الممكن ان تكون معادل الحالة للكون قد عبرت نطاق الثابت الكوني (w=-1) من قيمة موجبة إلى قيمة سالبة.
ويعتقد بعض العلماء بأن الطاقة المظلمة تطورت مع الزمن بحيث زادت كثافتها.









يتبع