[ST0P_IM_T0P]

انزياح أحمر





تحرك مصدر ضوئي بالنسبة للمشاهد.


الإنزياح نحو الأحمر هي ظاهرة زيادة طول الموجة الكهرومغناطيسية القادمة إلينا من أحد الأجرام السماوية نتيجة سرعة ابتعاده عنا، وهي تشبه ظاهرة دوبلر، وتعتبر ظاهرة هامة في علم الفلك، ومثال على ذلك : لو أن نجماً يتزايد إبتعاده عن الأرض بسبب تحركه بعيداً عنا، ويكون الضوء الصادر من هذا النجم ضوءاً أصفر مثلا ً، فإن هذا الضوء نتيجة تزايد حركة إبتعاد النجم فتنزاح في اتجاه اللون الأحمر للطيف، هذه الظاهرة تحدث بسبب أن طول موجة الشعاع القادم إلينا يزداد طولها نسبيا ً بسبب حركة النجم في الإبتعاد عنا، وهذه الزيادة في طول موجة الشعاع التي تصل إلينا تجعله يظهر بلون آخر في إتجاه الطرف الأحمر من الطيف، وطبقا ل ظاهرة دوبلر فإن العكس يحدث إذا كان النجم يتحرك في إتجاه الأرض، فبسبب حركته ينضغط طول موجة شعاع الضوء القادم إلينا فتصبح قصيرة نسبيا ً مما يجعل الطيف الذي نسجله لهذا النجم منزاحاً في إتجاه اللون البنفسجي من الطيف.

• وبصفة عامة فهناك ثلاثة مسببات للإنزياح الأحمر للضوء القادم إلينا من أعماق الكون :
• 1. انزياح أحمر بسبب ظاهرة دوبلر
• 2. انزياح أحمر ينشأ عن اختلاف الجاذبية علي الأرض عن الجاذبية في النجم وهذا يتبع النظرية النسبية لأينشتاين.
• 3. انزياح أحمر بسبب تمدد الكون واستمراره في الإتساع، فجميع النجوم والمجرات تبتعد عنا.

انزياح خطوط الطيف تحت تأثير سرعة المصدر


ونظرا لبعد المسافات الفلكية، والتي تـُقاس بالسنوات الضوئية، ونحن نعرف أن الضوء يأخذ مئات السنوات حتى يقطع مئات السنوات الضوئية حتى يصل إلينا، وخلال هذه السنوات التي يتحركها الضوء إلينا يكون النجم الذي أصدر هذا الضوء قد تحرك من مكانه وأصبح في مكان آخر، أو ربما قد إنفجر النجم وتلاشي ضوؤه ولم يصل إلى الأرض بعد.

• أصبح الإنزياح الأحمر مقياسا ً لتحديد أبعاد النجوم والمجرات عنا، وأول من إستخدمه كان عالم الفلك الشهير إدوين هابل في العشرينيات، حيث كان يراقب المجرات المحيطة بنا وآخرى في أعماق الكون، ولاحظ أن المجرات القريبة منا لها إنزياح أحمر طفيف في حين أن أطياف المجرات التي تبعد عنا تـُظهر أطيافا ً تتزايد إزاحتها نحو الأحمر بتزايد بعدها عن الأرض، وكان ذلك غريباً له، لأن كان الإعتقاد السائد أن المجرات ثابتة في الكون، وكانت نتيجة بحثه مدهشة فنحن الآن نعرف منذ نشر هابل نتيجة أبحاثه عام 1929 أن المجرات تبتعد عنا وتتزايد سرعاتها بتزايد بعدها عنا، وذلك في جميع الإتجاهات التي ننظر إليها في الفضاء الكوني، وهذا يعني بما لايدع مجالاً للشك أن الكون كله في حالة إتساع مستمر.

وعن طريق الإنزياح الأحمر يستطيع علماء الفلك معرفة إتجاه دوران المجرات التي نراها من جانبها. تظهر تلك المجرات لنا مثل القرص الذي يدور حول محور عمودي علي مركزه، وننظر إليه من الجانب. فجزء المجرة الذي يدور في اتجاه الأرض يظهر لونه أزرق، وأما الطرف الآخر للمجرة الذي يدور في إتجاه يبتعد عن الأرض، نراه بلون أحمر.

• وكما عرفنا أن الإنزياح الأحمر للضوء، يشبه ظاهرة دوبلر التي تحدث للموجات الصوتية، ونلاحظ تلك الظاهرة أحياناً في حياتنا اليومية، فعندما تقترب بإتجاهك سيارة مطافئ أو إسعاف، فتسمع صفارتها بتردد أعلي عن تردد الصوت الذي تسمعه بعد أن تمر من أمامك وتبتعد عنك، وتفسير ذلك أن الموجات الصوتية القادمة اليك من السيارة المتجهه نحوك ينضغط طول موجتها وبالتالي يزداد ترددها، في حين أن طول موجات الصوتية الصادرة من السيارة المبتعدة عنك يزداد طولها الموجي، وهذا يعني أن ترددها يقل.

العلاقة بين طول الموجة والتردد

تحكم العلاقة الآتية العلاقة بين طول الموجة وتردد الموجة.
1) بالنسبة للصوت :
سرعة الصوت (في الهواء) = طول الموجة x التردد فإذا كان طول الموجة الصوتية 2 متر وسرعة الصوت في الهواء 340 متر/ثانية، كان تردد الصوت 170 هرتز.
2) بالنسبة للضوء:
سرعة الضوء = طول الموجة x التردد وتقدر سرعة الضوء في الفراغ بنحو 300.000 كيلومتر في الثانية تقريباً




شكل الكون



شكل الكون (بالإنجليزية:shape of the universe ) هو أحد موضوعات "علم الكون الفيزيائي" ويختص بدراسة عما إذا كانت مترية الكون منبسطة أو منحنية . تحاول المناقشة العلمية التوصل من كون ذو ثلاثة أبعاد (يمكن وصفه باحداثيات مسايرة ) إلى كون زمكان.
من الوجهة العملية فقد قام مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية WMAP بتسجيل الأشعة الراديوية المتبقية من الانفجار العظيم ووجدها متساوية في جميع أنحاء السماء (الفروق في شدتها لا تزيد عن 0.004 ) . تلك النتيجة جعلت ناسا تفصح بالآتي: "تحققنا الآن أن الكون منبسطا في حدود خطأ لا يزيد عن 0.4%. في نفس الوقت يتفق هذا مع شكل الكون طبقا للنظرية السائدة والتي تمثلها مترية فريدمان-لامتر-روبرتسون-ووكر بأنه منبسطا ، أي أن قياسات الخلفية الكونية الراديوية تؤيد النظرية القائلة بأن الكون منبسطا وليس منحنيا (هذا يعتمد على كمية المادة فيه).



مقدمــــة



شكل الكون يعتمد على احداثية الكثافة ، فإذا كانت احداثية كثافة المادة فيه Ω أكبر أو أقل أو مساوية 1 .
من اعلى إلى أسفل: كون كروي ، حيث Ω > 1,أو كون في شكل القطع الزائد ، إذا كانت Ω < 1, أو كون منبسط إذا كانت Ω = 1. مع ملاحظة أن التمثيل هنا ذو بعدين للتوضيح ويسهل تخيله في ثلاثة أبعاد .

• 
  

يمكن تقسيم مناقشة شكل الكون إلى جزئين:

1. الاحداثيات المحلية , ويقصد بها انحناء الكون في حيز الكون المرئي ،
2. الإحداثيات الشمولية ، وهي تنتسب إلى طبيعة الكون الشمولية ، الشيئ الذي ربما يا يكون في متناول القياسات والرصد .

فإذا كان الكون المرئي يشمل جميع الكون فيمكننا إذا من تعيين بنية الكون الشمولية بواسطة المشاهدة . إما إذا كان الكون المرئي أصغر من الكون الكلي ، فإن المشاهدة تكون محصورة في الجزء الذي نعيش فيه (المرئي) فقط ولا تنطبق عليه ككل .
يتعامل الفلكيون عادة مع جزء من الزمكان في هيئة "مكانية" تسمى احداثيات مسايرة. و جزء الزمكان الذي يمكن رؤيته فهو الذي نراه في المخروط الضوئي عن الماضي (جميع النقاط التي يمكن رؤياها في أفق الضوء الكوني الذي يصل خلال زمن معين إلى المشاهد) ، بينما ما يؤول إلى "حجم هابل " فيمكن وصفه إما بالمخروط الضوئي السابق أو الفضاء المساير حتى سطح الانعكاس الأخير. ومن أجل الكلام عن " شكل الكون (في نقطة زمنية معينة) فهو ناقص من وجهة نظر النظرية النسبية الخاصة حيث أن التزامن نسبي ولا نستطيع اعتبار نقاط مختلفة في الكون بأنها "في نفس النقطة الزمنية" ، وبالتالي لا يصح الكلام عن "شكل الكون في نقطة معينة من الزمن".




الشكل المحلي

تشير المشاهدات الفلكية الناتجة عن مشاهدة المستعرات العظمى و إشعاع الخلفية الميكرويفي الكوني إلى أن الكون المرئي متماثل في جميع أرجائه متساوي التوزيع ، ويبدو أنه في حالة تسارع.




نموذج FLRW للكون

يطبق نموذج فريدمان-لومتر-روبرتسون-وولر (إحداثيات روبرتسون-ووكر) النظرية النسبية. ويمكن التعبير عن هذا النموذج بمعادلات فريدمان ، وهي تطرح انحناءا للكون مبنيا على ديناميكا السوائل ، بمعنى أنها تعامل المادة في الكون معاملة سائل مثالي. ومع أن النجوم و بنيات الكتلة يمكن أدخالها في نموذج إف إل آر دبليو ، إلا أن نموذج إف إل آر دبليو الخالص يستخدم فقط لتمثيل الانحناء المحلي للكون المرئي.
وبافتراض آخر ، إذا أهملنا كل أشكال الطاقة المظلمة فيمكننا تعيين انحناء الكون عن طريق قياس متوسط كثافة المادة فيه ، مع افتراض أن كل المادة متوزعة بالتساوي فيه. ويؤيد هذا الافتراض المشاهدات التي تشير إلى أن الكون بصفة عامة متساوي التوزيع (على الرغم من كون توزيع المادة ليست متساوية بنسبة 100% نظرا لوجود مجرات وتجمعات مجرات فيه ، بمعنى وجود بؤر تزداد فيها المادة ) .
يعطي تساوي توزيع المادة في الكون انحناءا ثابتا . وينتج عن النظرية النسبية ونموذج FLRW أن احداثية الكثافة ( Omega (Ω تنتسب إلى انحناء الفضاء . وتمثل Ω متوسط كثافة الكون مقسومة على كثافة الطاقة الحرجة ، بمعنى الطاقة اللازمة يكون الكون ذو انحناء مقداره صفر.
إن انحناء الفضاء هو وصف رياضي عما إذا كانت هندسة فيثاغورس تنطبق على الكون في "الإحداثيات المكانية" أم لا. فإذا كانت لا تنطبق عليها فهي تقدم معادلات بديلة للتعبير عن العلاقات المحلية بين المسافات :

• إذا كان الانحناء مساويا للصفر ، تكون Ω = 1, وبالتالي تنطبق هندسة فيثاغورس على الكون ،
• وإذا كانت Ω > 1, يكون انحناء الكون سالبا ،
• وإذا كانت Ω < 1 ، يكون احناؤه موجبا .

وفي الحالتين الأخيرتين لا تنطبق هندسة فيثاغورس (ولكن الاختلافات ستشاهد فقط في مثلثات يبلغ طول ضلعها أبعادا فلكية ( مثل E+26 متر )).
إذا قمت بقياس محيط دوائر متزايدة الأقطار ، وتقوم بقسمة محيط الدائرة السابقة على محيط الدائرة الأخيرة فإن الثلاثة النماذج تعطي نفس القيمة π للمقاييس الصغيرة ، ولكن النسبة π ستختلف في حالة الدوائر الكبيرة ذات مقاييس فلكية ، ما عدا إذا كانت Ω = 1 .

• في حالة Ω > 1 (حالة كروية ،أنظر الشكل) ستكون π التي تحصل عليها أقل من π التي نعرفها ، وفي الواقع أن محيط الدوائر الكبيرة على كرة ستكون ضعف قطرها فقط،
• وفي حالة Ω < 1 ستكون النسبة أكبر من π .

تشير الأرصاد الفلكية لكثافة كلا من المادة والطاقة في الكون وفي فترات الزمكان الناتجة عن بمشاهدة أحداث المستعرات العظمى إلى أن الانحناء الفضائي قريب جدا من الصفر ، هذا مع أنهما لا يفصلان في أمر هل هو انحناء موجب أم سالب. هذا يعني أنه على الرغم من الانحناء المكاني للزمكان الذي تنادي به النظرية النسبية يعتمد على "فترات زمكان " ، فيمكن تقريب "الثلاثة أبعاد" الفضائية بواسطة الهندسة الإفليدية المعروفة.






انحناءات محلية ممكنة

توجد ثلاثة تصنيفات للانحناءات الفضاء الممكنة ذات انحناء ثابت ، ويعتمد على إشارة الانحناء . فإذا كان الانحناء مساويا للصفر تكون الهندسة المحلية مستوية ، وإذا كان موجبة الإشارة فتكون الهندسة المحلية كريوية ، وإذا كانت سالبة الإشارة فستكون الهندسة المحلية في شكل القطع الزائد.
وتمثل هندسة الكون (انحناء الكون) ينظام أحداثيات مسايرة يمكن معها إهمال تمدد الكون . فالإحداثيات المسايرة تشكل إطارا واحدا مرجعيا بحيث تكون هندسة الكون ثابتة لا يتغير في ثلاثة أبعاد مكانية.
وبافتراض أن الكون متجانس والمادة فيه موزعة توزيعا متساويا فيمكن وصف انحناء الكون المرئي - أو الهندسة المحلية - بواسطة هندسة واحدة من بين ثلاثة هندسات "بدائية ".
وتسمى هذه في الرياضيات بنماذج هندسية :

• 3-أبعاد مستوية مطابقة للهندسة الإقليدية ، ويرمزلها بالرمز E3
• 3-أبعاد هندسة كروية ذات انحناء صغير ، ويرمز لها بالرمز S3
• 3-أبعاد هنسية القطع الزائد ذات انحناء صغير.

وحتى لو كان الكون ليس مستويا تماما يكون الانحناء المحلي قريبا جدا من الصفر ، بحيث يكون نصف قطره مساويا تقريبا لأفق الرؤية في الكون المرئي أو يتعداه قليلا.






الرصــد

تعتمد احتمال قياس انحناء الفضاء عن طريق القياس المباشر على مقدار الانحناء : الانحناء الصغير للكون المرئي بحيث يكون نصف قطر الانحناء أكبر من الأفق المرئي يجعل قياسه صعبا أو مستحيلا إذا كان الانحناء في شكل القطع الزائد. وبالنسبة إلى هندسة كروية ذات انحناء صغير (بمعنى أن يكون نصف قطر الانحناء كبير) ، فهذه حالة من الممكن قياسها .
تحليل البيانات التي سجلها مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية يبين - على مستوي التشتت الأخير للموجات - أن إحداثية كثافة الكون لا تتعدى خطأ أكبر من 0.5% من القيمة التي تجعل الكون منبسطا ، بحيث تنطبق الهندسة الإقليدية عليه.






خط زمني لعلم الكون



يتفقد الخط الزمني لعلم الكون (بالإنجليزية: timeline of cosmology أو timeline of cosmological theories) تطور النظريات والمشاهدات التي أنجزها الإنسان بغرض فهمه للكون الذي نعيش فيه وبصفة خاصة منذ ألفي عام أو بعض الوقت قبل ذلك التاريخ. وقد اتبع التطور الحديث في علم الفلك المسلك العلمي في دراسة الكون الفيزيائي




التطور قبل عام 1900

• في القرن 16 قبل الميلاد بدأ تفكير البامليار في أصل الكون، حيث اعتقد أن الأرض والسماء يكونان وحدة كونية فضائية مستديرة تدور حول مكان إلاهي.

وكانوا يعتقدون في تعدد الأرض والسماء.

• وفي القرن 6 قبل الميلاد تبين خريطة بابل للعالم أن بابل على نهر الفرات وتحيطها دوائر من البلاد تبين أشور وأرمينيا وبعض مدن أخرى ويحيطها جميعا مياه مالحة بها سبعة جزر منظومة على شكل نجمة سباعية. وكان يعتقد ان الأرض تغطيها قبة مرصعة بالنجوم.

• في القرن 4 قبل الميلاد نادى أرسطو بكون تتوسطه الأرض حيث اعتبر أن الأرض ثابتة وأن الكون محدود ولكنه اعتبر أن الزمن لا حدود له.

• في القرن 3 قبل الميلاد اقترح أرستارخوس ساموس كونا تتوسطه الشمس.

• في القرن 2 قبل الميلاد اقترح بطليموس السكندري كونا تتوسطه الأرض، واعتبر أن الشمس والكواكب تدور حول الأرض.

• بين القرن 5 والقرن 11 بعد الميلاد نادى بعض الفلكيون مثل أريابهاتا وجهفر بن محمد أبو معشر البلخي وكذلك السيجي كونا تتوسطه الشمس.

• في القرن السادس بعد الميلاد نادى جون فيلوبونوس بكون نهائي في الزمن واعترض على الفكرة الإعريقية القديمة التي كانت تنادي بكون لانهائي زمنيا.

• في القرن 8 بعد الميلاد نشأت الفكرة الهندوسية في الفلك التي تصف أن الكون يمر بدورات متعددة في التطور يتخللها الفناء وعودة الميلاد. وكانت تلك الفكرة تظن أن كل دورة تستغرق نحو 3 و4 مليار سنة.

• بين القرن 9 والقرن 12 بعد الميلاد عضد كل من علماء المسلمين مثل الكندي ,و سعد بن يوسف، الغزالي فكرة نشأة الكون في الماضي، وعززوا نظريتهم بتفكير المنطقي يناهض فكرة الكون اللانهائي زمنيا، تلك الفكرة التي اتبعها عمانويل كانت

• عام 964 قام العالم المسلم عبد الرحمن بن عمر الصوفي الإيراني الأصل باجراء أول مشاهدة لمجرة المرأة المسلسلة (مجرة) ومجرة ماجلان الكبرى، وهما أول مجرات تعرف إلى جانب مجرة درب التبانة التي توجد فيها الشمس، وسجل تلك المشاهدات في كتابصور الكواكب الثمانية والأربعين.

• في القرن 12 بعد الميلاد ناقش العالم المسلم فخر الدين الرازي موضوع الكون ورفض رأي أرسطو القائل بأن الأرض تتوسط الكون وبرجوعه إلى ما جاء في القرآن الكريم في سورة الأعراف مثلا، أية 54 : "تبارك الله رب العالمين" صدق الله العظيم وغيرها، وأخذ بالتصور بأن الكون مكون من آلاف الآلاف من العوالم خارج هذا العالم.

ونادى بأن توجد فضاء خارجي لا نهائي خارج عالمنا وأنه قد توجد عوالم أخرى لا حصر لها.

• في القرن 13 قدم نصير الدين الطوسي أول دليل عملي لدوران الأرض حول محورها،
• وفي القرن 15 قدم على بن محمد سمرقندي دليل عملى على دوران الأرض حول محورها ورفض آراء أرسطو وبطليموس بأن الأرض ثابتة.

• وبين القرن 15 - والقرن 16 بعد الميلاد اقترح نيلاكانثا وتيخو براها كونا تتوسط فيه الشمس مدارات الكواكب ,ان الشمس تدور حول الأرض، وهذا النموذج يسمى "نظام تيخو".
• وفي عام 1543 قام نيقلاوس كوبرنيكوس بنشر بحثه عن توسط الشمس لجميع الكواكب وكان عنوانه De revolutionibus orbium coelestium.

• في عام 1576 قام توماس ديجيس بتعديل نظام كوبرنيكوس عن طريق إزالته للحافة الخارجية وملأها بفضاء يحوي نجوم متناثرة.

• في عام 1584 اقترح جوردانو برونو كونا لا تسوده المجموعة الشمسية أي أنها لا تتوسط الكون ونادى بأن المجموعة الشمسية ما هي إلا عبارة عن نظام من نظم النجوم.

• عام 1610 ناقش يوهانز كبلر على أساس الليالي المظلمة مفسرا عدم إمكان أن يكون الكون لانهائيا

• وفي عام 1687 قام سير إسحاق نيوتن بوصف حركة الكواكب.

• في عام 1720 وضع إدموند هالي صيغة أوليه "لتناقض أولبرز " (أنظر الصورة وانظر اسفله)

Olbers' paradox

• في عام 1744 أيد جين فيليب شيسو التصور الأولي أيضا لتناقض أولبرز.

• عام 1791 دون إراسموس داروين قصيدته الشعرية The Botanic Garden عن كون يتمدد وينكمش دوريا

• عام 1826 صاغ هاينريش فلهلم أولبرز التناقض المسمى باسمه "تناقض أولبرز". وتناقض أولبرز يسمى أيضا تناقض ظلام الليل :وهو يقول أنه لو كان الكون لانهائيا وممتلئ بالنجوم لأصبح الليل مضيئا، إذ في غياب الشمس وإذا كانت السماء ممتلئة بالنجوم لاستطعنا رؤية نجم في كل نقطة من السماء فتكون السماء مضيئة ولا مكان لليل.

• عام 1848 قدم إدجار ألان بوي أول حل سليم لتناقض أولبرز في قصيدة شعرية Eureka: A Prose Poem، وهي قصيدة تعبر عن كون يتمدد وينكمش.

1900–1949

• 1905
• 
  
• قام ألبرت أينشتاين بنشر النظرية النسبية الخاصة وهي تشير إلى الارتباط بين المكان والزمان، وأن كل منهما ليس مطلقا وإنما متحدان في الزمكان

• 1915 صاغ ألبرت أينشتاين النظرية النسبية العامة التي تبين أن توجد كثافة للطاقة تحتضن الزمكان

• 1917 يتوصل فيليم دي سيتر إلى معادلات تصف كونا ثابتا له ثابت كوني، كما تصف كونا يتمدد له ثابت كوني، ويسمى "كون دي سيتر"

• 1922 فيستو سليفر يكتشف انزياح أحمر يتواجد في أطياف السدم الإهليجية

• 1922 ألكسندر فريدمان يجد حلا لمعادلات المجال لأينشتاين تبين تمدد الكون

• 1927 جورج لامتر يناقش عملية الخلق على أساس كون يتمدد تنطبق عليه معادلات المجال لأينشتاين. وعن طريق حلوله لمعادلات أينشتاين يتوصل لعلاقة بين الانزياح نحو الأحمر وبُعد السدم الإهليجية.

• 1928 يبين هوارد روبرتسون أن الانزياح الأحمر الذي قام بقياسه فيستو سليبر بالإضافة إلى قياسات قدر سطوع المجرات تعطي علاقة بين بُعد السدم عنا ومقدار الانزياح الأحمر.

• 1929 يبين إدوين هابل عن طريق قياساته العلاقة الخطية بين الانزياح الأحمر وبعد المجرات ويثبت تمدد واتساع الكون،
• 1933 إدوارد ميلني يصيغ المبدأ الكوني

• 1934 يفسر جورج لومتري الثابت الكوني بأنه يعود إلى طاقة الفراغ لها علاقة تشبه معادلة السائل المثالي.

• 1938 باول ديراك بفترض فرض ديراك للأعداد الكبيرة، والتي تقول بأن ثابت الجاذبية قد يكون صغيرا ربما بسبب انخفاضها البطئي مع الزمن.

• 1948 رالف ألفر وهانز بيته وجورج جاموف يفحصون كل على حده تخليق العناصر في كون يتمدد ويبرد سريعا. ويقترحون أن تكوّن العناصر جاء عن طريق امتصاص النيوترونات

• 1948 هيرمان بوندي وتوماس جولد وفريد هويل يقترحون كون ثابت على أساس المبأ الكوني المثالي،
• 1948 جورج جاموف يتنبأ بوجود إشعاع الخلفية الميكروني الكوني عن طريق دراسته لخواص إشعاع كون يتمدد ناشئ.

مصير كون يتمدد



مصير كون يتمدد في علم الفلك (بالإنجليزية: Future of an expanding universe) تبين المشاهدة أن الكون يتمدد باستمرار، وعلى هذا فسوف تقل درجة حرارته بسبب زيادة اتساعه، وقد يصل إلى مرحلة يصبح فيها باردا لدرجة لا تسمح باستمرار الحياة فيه. لذلك يسمى بعض الفيزيائيون ذلك النموذج بنموذج "التجمد العظيم" Big Freeze.


WMAP صورة بالقمر الصناعي لأشعة الخلفية للكون وهي أشعة تعادل حرارتها 7و2 درجة مطلقة هي بقايا الحالة الشديدة الحرارة بعد الانفجار العظيم وقبل تكون النجوم والمجرات. المناطق الصفراء والحمراء هي مناطق ظهرت فيها تجمعات النجوم والمجرات فيما بعد.


إذا عمل الثابت الفلكي cosmological constant على تسريع تمدد الكون فسوف تتسع المسافات بين المجرات وكذلك تتسع بين تجمعات المجرات بمعدل أسرع. وسيعمل الانزياح الأحمر على استطالة موجات الفوتونات وحتى استطالة أطوال موجات أشعة جاما السالفة حتى تصل إلى موجات طويلة ذات وتضعف طاقتها. ومن المتوقع أن تنشأ نجوما جديدة لمدة 1×1012 إلى 1×1014 من السنين، ذلك لأن الغاز الأولي الذي تتكون منه النجوم سيكون قد استهلك. وعندما ينطفئ الجيل الأخير من النجوم بسبب استهلاك وقودها فسوف تكف عن اصدار ضوء.
وبحسب نظريات تفترض تحلل البروتون فسوف تحتفي بقايا النجوم أيضا، تاركة الثقوب السوداء وحدها ن ولكن تلك الأخيرة سوف تتبخر هي الأخرى عن طريق اصدارها إشعاع هوكينج., §IV. وأخيرا حينما يصل الكون إلى درجة حرارة متساوية في كل مكان، فلن يوجد شغل حركي مؤديا إلى فناء حراري للكون., §VID.











عن علم الفلك

ولا يحدد التمدد الانهائي انحناء الكون، فقد يكون كونا مفتوحا (ذو معامل انحناء سالب) أو يكون مسطحا أو مغلقا (ذو معامل انحناء موجب)، مع استمرار تواجد طاقة مظلمة فيه في حالة تواجده في حالة مغلقة وهي ستعمل على مقاومة قوى الجاذبية للمادة وأي قوى أخرى تكون من خصائصها العمل على انكماش الكون.وفي حالتي الكون المنبسط والمفتوح فإن الكون في تلك الحالتين سيستمر التمدد والاتساع حتى في حالة غياب الطاقة المظلمة.
وتستنبط مشاهدات إشعاع الخلفية الكونية التي تجريها تجربة ويلكنسون الميكرونية أن الكون منبسط ,انه توجد فيه قدرا كبيرا من الطاقة المظلمة
وفي هذه لحالة فسوف يستمر تمدد الكون مع زيادة معدل تسريعه. وتؤيد مشاهدات المستعرات العظمى البعيدة زيادة سرعة تمدد الكون. فإذا كان طبقا نموذج لامدا سي دي إم Lambda-CDM model لعلم الكون الفيزيائي أن الطاقة المظلمة هي نوع من الثابت الكوني، فقد يزداد تمدد الكون بمعدل دالة أسية طبيعية بحيث يتضاعف حجم الكون بمعدل ثابت.






تأريخ المستقبل

حتى عام 1970 انحصرت دراسة مستقبل الكون في أبحاث عالم الفلك جمال نصر الإسلام والفيزيائي فريدمان ديسون. وفي وقتنا الحاضر قام العالمان فريد أدم وجريجوري لولين بتقسيم الماضي والمستقبل للكون إلى خمسة مراحل. المرحلة الأولى منهم وتسمى العصر البدائي وهي المرحلة التي عقبت الانفجار العظيم في وقت لم تكن فيه النجوم والمجرات التي نراها قد نشأت. وفي تلك المرحلة، تكون النجوم من سحب غازية تتقلص. وبعدها تأتي مرحلة التحلل حيث تكون النجوم قد استهلكت كل ما لديه من وقود، وتصبح أجراما شديدة الكثافة مثل الأقزام البيضاء وونجوم نيوترونية ووثقب سوداء.
وفي مرحلة الثقب السوداء والأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية وأجرام أخرى أصغر منها قتختفي بسبب تحلل البروتون مخلفة وراءها ثقوبا سوداء. ثم أخيرا تأتي المرحلة المظلمة، تكون فيها الثقوب السوداء قد اختفت هي الأخرى تاركة بعدها غاز متبعثر من الفوتونات والليبتونات.
ويفترض تأريخ المستقبل والخط الزمني الموصوف أسفله استمرار تمدد الكون. فإذا بدأ الكون وقتا ما في الانكماش فقد لا تحدث بعض أحداث الخط الزمني حيث يتجه تطور الكون نحو الانهيار العظيم Big Crunch، وهو إعادة تكون الكون في مرحلة عظيمة السخونة وعظيمة الكثافة مماثلة لحالة الكون بعد الانفجار العظيم مباشرة.






تأريخ زمني

بالنسبة إلى الماضي وما يضمه من مرحلة قبل نشاة النجوم اقرأ خط زمني للانفجار العظيم :
مرحلة النجوم



مراحل تطور الانفجار الكوني، هنا الثلاثة عشر مليار سنة الأولى، مسار الزمن من اليسار إلى اليمين (انقر الصورة). ويظهر إلى اليسار بالأزرق وقت إشعاع الخلفية الميكروني الكوني وبعده بنحو 500 مليون سنة تبدأ النجوم في الظهور وتضيئ الكون.


بين مليون سنة و 100 ترليون (1014) سنة بعد الانفجار العظيم:

يقدر عمر الكون في وقتنا الحالي بنحو 7و13 مليار سنة. وتسمي تلك المرحلة مرحلة نشاة تكون النجوم Stelliferous Era. فقد تكون أول نجم نحو 155 مليون سنة بعد الانفجار العظيم. ومن ذلك الحين تنشأ النجوم عن طريق انكماش بؤرات زادت فيها كثافة غاز بارد من الهيدروجين والهيليوم. وأنتج ذلك التقلص الناتج عن قوة الجاذبية نجوما أولية ساطعة ساخنة. وبعد تقلص النجم الابتدائي بقدر مناسب تصبح درجة حرارة قلبه عالية وكافية لابتداء اندماج نووي للهيدروجين وعندئذ يبدأ عمر النجم بمعناه المعهود. , pp. 35–39.
وتستهلك النجوم الصغيرة كل ما فيها من الهيدروجين وتحوله إلى هيليوم حتى تصبح أقزاما بيضاء وهذا هو مصير نجوم النسق الأساسي.

قد تطرد نجوم ذات كتلة صغيرة أو متوسطة بعضا من مادتها فتكوّن سدما كوكبية وقد يتطور بعضها إلى قزم أبيض، في حين أن تنفجر النجوم ذات كتلة كبيرة في صورة مستعر أعظم مكونة نجما نيوترونيا أو ثقبا أسودا.
بذلك يتجمع الغاز الكوني رويدا رويدا ويتركز في نجوم تمر بمرحلة الاندماج النووي النشطة ثم تنتهي في هيئة أقزام بيضاء أو نجوم نيوترونية أو ثقوب سوداء.






تلاقي المجرة مع مجرة المرأة المسلسلة

(بعد نحو 3 مليارات من السنين من الآن وبعد 17 مليار سنة من الانفجار العظيم :)
تبعد مجرة المرأة المسلسلة (مجرة) حاليا نحو 5و2 مليون سنة ضوئية عن مجرتنا درب التبانة وتتحر المجرتات في اتجاه بعضهما بسرعة 120 كيلومتر في الثانية. وقد تتصادم تلك المجرتين وتتداخلا بعد 3 مليار سنة من الآن مكونتان مجرة جبارة تحوي التضم الإثنتين. ونظرا لأن الاتجاه التي تتحرك فيه مجرة المرأة المسلسلة غير معروف تماما فقد لا يحدث ذلك التصادم المنتظر.






تلاقي المجموعة المحلية

من 1011 (100 مليار) إلى 1012 (1 تريليون) سنةترتبط مجموعة المجرات المحلية والت من ضمنها مجرة درب التبانة ومجرة المرأة المسلسلة (مجرة) أقوى الجاذبية. ومن المتوقع أن بين 1011 (100 مليار) و 1012 (1 تريليون) سنة من الآن أن أفلاكها سوف تتضاءل وأن تجتمع المجموعة المحلية بأكملها في مجرة عظمى واحدة., §IIIA.
اختفاء المجرات خارج تجمع المجرات المحلية الكبير

بعد 2×1012 (2 تريليون) سنةباعتبار ان الطاقة المظلمة سوف تستمر في التمدد المعجل لإغنه من المنتظر أنه بعد 2×1012 (2 تريليون) سنة سيكون الانزياح نحو الأحمر قد وصل إلى حد تصل فيه طول موجة أشعة جاما الصادرة من مجرات بعيدة قد وصلت إلى أطوال طويلة لا يمكن مشاهدتها، وبالتالي فلا يمكن عندئذ رؤية تلك المجرات .








مرحلة التحلل

من 1014 (100 تريليون) إلى 1040 سنةبعد 1014 (100 تريليون) سنة من الآن سينتهي تكوّن النجوم وتتبقى الأجرام السماوية في هيئة نجوم خامدة. وتعرف تلك المرحلة بمرحلة التحلل حيث تتحلل خلالها بقايا النجوم نهائيا., § III–IV.






تكوّن النجوم يتوقف

بعد 1014 (100 تريليون) سنةيعتقد أنه بعد نحو 1014 (100 تريليون) سنة من الآن سوف يتوقف تكون نجوم جديدة. وتستهلك النجوم الصغيرة الكتلة ما لديها من وقود خلال عمر نجمي طويل. وطبقا لذلك فإن النجوم المعمرة ستكون نجوما صغيرة، تبلغ كتلتها نحو 08و0 من كتلة الشمس والتي يبلغ عمرها نحو 1013 (10 تريليون) سنة. وهذا هو العمر الذي تبلغه النجوم تقريبا. فمبجرد أن ينتهي تكون نجوم جديدة وأن يستهلك نجم من نجوم الأقزام الحمر ما بقي فيه من وقود فيتوقف الاندماج النووي ويبرد النجم ويتحول إلى قزم أبيض. وتتبقى أجرام تبلغ كتلتها كتلة الكواكب الكبيرة وتصبح أقزاما بنية، تبلغ كتلتها أقل من 08و0 من كتلة الشمس، وأجراما خاملة وأقزاما بيضاء، ناتجة عن نجوم كانت كتلتها الابتدائية بين 08و0 و 8 أضعاف كتلة الشمس، وونجوم نيوترونية وثقوب سوداء نتجت من نجوم كان أصل كتلتها أكثر من 8 أضعاف كتلة الشمس.
ومن المتوقع ان تكون 90% من تلك القايا من نوع الأقزام البيضاء. ومع اختفاء مصادر الطاقة فسوف تبرد جميع تلك الأجرام ويضعف ضوؤها.
ويصبح الكون مظلما بعد نهاية الاندماج النووي. ولكن قد يصدر بعض الضوء في الكون مثلا عندما يجتمع قزم أبيض من الكربون مع قزم أبيض من الأكسجين حينما تتعدى كتلهما المجتمعة 4و1 من كتلة الشمس. فسوف يجري الجرم المتكون منهما تفاعلات الاندماج النووي وينتج عنه مستعر أعظم من نوع Ia supernova ويضيئ المرحلة المظلمة لمدة عدة أسابيع.§IIIC;[13]

وإذا لم تزيد الكتلة الكلية عن كتلة شاندراسيخار ولكنها أكبر من الكتلة الصغرى لتفاعلا الاندماج الكربوني (نحو 9و0 من كتلة الشمس) فقد يتكون نجم كربوني قد يبلغ عمره 1 مليون سنة., p. 91 كذلك إذا اصتدم قزمان أبيضان من الهيليوم وتبلغ كتلتهما معا 3و0 من كتلة الشمس فقد يتكون نجم من الهيليوم وهذا يعمر عدة ملايين من السنين. , p. 91
وأخيرا إذا اصتدمت أقزام بنية مع بعضها البعض وتكون منها قزم أحمر فقد يعمر القزم الأحمر 10 تريليون سنة. §IIIC.[12]






تقارب النجوم وسقوط الكواكب

بعد 1015 سنةمع مرور الزمن تتحلل أفلاك الكواكب بسبب موجات جاذبية وتتطاير كواكب أخرى من أفلاكها بسبب اختلال في الجاذبية ناتج عن تقابل بقايا نجومية. , §IIIF, Table I.
بقايا النجوم تفلت من المجرات أو تسقط في أحد الثقوب السوداء

بين 1019 إاى 1020 سنةومع الزمن ستتبادل البقايا الموجودة في المجرات طاقة حركتها في عملية تسمى التراخي الحركي dynamical relaxation تكتسب خلالها تلك البقايا توريعا مشابه ل توزيع ماكسويل-بولتزمان. وقد يكون التراخي الحركي بسبب اقتراب شديد لنجمين من بعضهما أو عن بسبب مجرد اقتراب من بعيد متعدد. وفي حالة الاقتراب شديد بين قزمين بنيين أو أجرام بقايا فإن البقايا قليلة الكتلة تكتسب تسريع بينما تبطأ حركة الأجرام الكبيرة.[7], pp. 85–87
وبسبب التراخي الحركي فسوف تكتسب بعض البقايا طاقة حركة تكفي لكي تغادر تلك البقايا المجرة التي تتبعها تاركة ورائها مجرة أقل كثافة بالأجرام. ويشتد تقابل بقايا النجوم كلما كانت مجرة من المجرات مليئة بالنجوم. والنتيجة النهائية لذلك أن تفلت معظم البقايا من مجراتها بينما ينهار جزءا صغيرا منها (ربما 1% إلى 15%) على الثقب الأسود البالغ الكبر الموجود في مركز مجرة. , §IIIAD;[7], pp. 85–87


عندما تتحلل البروتونات فمن المفترض أن تتبقى الثقوب السوداء العظيمة الكتلة، ولكنها هي الأخرى من المفترض أن تتبخر إلى فوتونات.






النوكليونات تتحلل

بعد>1034 سنةيعتمد تطور الكون بعد ذلك على الوجود الفعلي لتحلل البروتون ومعدله. وتبين التجارب أنه لو افترض وأن البروتون يتحلل فإن عمر النصف لتحلله يبلغ 1034 سنة على الأقل. وإذا كانت نظرية التوحيد الكبرى صحيحة فتوجد مؤشرات لأن يكون نصف العمر للبروتون أقل من 1041 سنة. , §IVA. ومن المتوقع أن النيوترونات المربوطة في أنوية الذرات سوف تتحلل هي الأخرى بنصف عمر مقارب لعمر النصف للبروتون. , §IVA
وفي حالة عدم تحلل البروتون فإن مادة النجوم سوف تختفي رغم ذلك ولكن أكثر بطءا. (أقرأ مستقبل بدون تحلل البروتون أسفله).
والحقبة الأخيرة من الخط الزمني الموصوف هنا تفترض أن نصف العمر لتحلل البروتون يبلغ 1037 سنة. ويعمل عمر نصف أقصر أو أطول على تسريع أو إبطاء عملية التحلل. أي أنه بعد 1037 من السنين ستكون نصف الكتلة الباريونية قد تحولت بالتحلل إلى أشعة جاما وفوتونات وليبتونات .








كل النوكليونات تتحلل

بعد 10 40 سنةوعلى أساس نصف العمر المفترض للبروتون والنوكليونات (البروتونات والنيوترونات المرتبطة في أنوية الذرات) فإنها ستـُجرى 1000 تحلل على مدى 1040 من السنين. ولتخيل ذلك فيوجد في الكون نحو 1080 من البروتونات، وهذا يعني أن عدد النوكليونات سوف ينخفض إلى النصف في كل تحلل وبعد 1040 سنة من عمر الكون يكون قد أعترى البروتونات 1000 تحلل، وبناءا على ذلك فمن المفترض أن يتبقى نحو ½1,000 (بالتقريب 10−301) من النوكليونات بالمقارنة بعددها حاليا. أي أنه لن يبقى من البروتونات شيئا بعد مرحلة التحلل. فمن المفترض أن مصير كل الكتلة الباريونية هو التحول إلى فوتونات و ليبتونات.








مرحلة الثقوب السوداء

بين 10 40 سنة إلى 10100 سنةبعد 1040 سنة سيغلب وجود الثقوب السوداء في الكون. وسوف تتبخر تلك الأخرى عن طريق إشعاع هوكينج. §IVG.
وسيوف يختفي مثلا ثقب أسود بكتلة معادلة لكتلة الشمس خلال 2×1066 سنة. ولكن من المحتمل أن تندمج كثير منها في ثقوب سوداء كبيرة تكون موجودة في أواسط مجراتها. وبما أن عمر الثقب الأسود يتناسب مع مكعب كتلته فإن الثقوب السوداء الكبيرة سوف تعمر أطول حتى ينتهي تحللها. ومن المفترض أن يتبخر ثقب أسود له كتلة تعادل 100 مليار كتلة شمسية خلال 2×1099 من السنين.
ويتميز إشعاع هوكينج بأن له طيف حراري، وتكون درجة الحرارة خلال معظم عمر الثقب الأسود منخفضة ويكون التبخر غالبا في صورة جسيمات ليست ذات كتلة مثل الفوتون والجرافيتون. ومع انخفاض كتلة الثقب الأسود ترتفع درجة حرارته ويقترب من حالة الشمس عندما تكون كتلة الثقب الأسود قد انخفضت غلى نحو 1019 كيلوجرام. فيشع الثقب الأسود ضوءا خلال مرحلة سيادة الثقوب السوداء.
وخلال المراحل الأخيرة من عملية التبخر فسوف يُصدر الثقب الأسود جسيمات ذات كتلة مثل البروتونات ونقيض البروتونات والإلكترونات والبوزيترونات إلى جانب الجسيمات التي ليست لها كتلة (فوتونات وجرافيتونات). , pp. 148–150.






حالة عدم تحلل البروتون

في حالة عدم تحلل البروتون كما وصفناه أعلاه فسوف تستمر مرحلة التحلل مدة أطول وتلحق بمرحلة سيادة الثقوب السوداء. وخلال زمن يقد بنحو 1065 سنة فمن المفترض أن المواد المتصلبة والصخور ستعيد تنظيم الذارات والجزيئات فيها عن طريق الأنفاق الكمومية بطريقة مشابهة للسوائل ولكن بمعدل منخفض. ولكن من المفترض أن يتحلل البروتون مثلا عن طريق تفاعل يشابه الثقب الأسود التخيلي وذلك ب عمر النصف أقل من 10200 سنة. §IVF




المرحلة المظلمة

بعد 10100 سنة وأكثر


البقايا الوحيدة هي الفوتونات ومن المفترض أنها ستخلف تبخر الثقوب السوداء عظيمة الكتلة.


بعد تبخر جميع الثقوب السوداء (وبعد تحلل جميع المادة المكونة من البروتونات في حالة عدم استقرار البروتونات) فسيكون الكون فارغا. وستطاير فوتونات ونيورينوات وإلكترونات وبوزيترومات من مكان لآخر من دون أن تصتدم ببعضها البعض.
وعند تلك المرحلة والتي تتميز بتلك البقايا المادية المتخلخلة فيكون كل نشاط للكون قد خمد بالمقارنة بالمراحل السابقة، وتكون الطاقة فيه قليلة جدا والزمن طويل جدا. فقد تتقابل إلكترونات وبوزيترونات وقد ينشأ منها ذرات بوزيترونيوم. ولكن تلك الهياكل ليست مستقرة، ولا بد أن مكوناتها من إلكترون وبوزيترون أن تفني بعضها الآخر. , §VF3. كما من الممكن أن تحدث عمليات إفناء أخرى ولكن بمعدل أقل.
ويصبح الكون في حالة قليلة الطاقة وما يجري بعد ذلك فهو من فرض الخيال، فقد يحدث النهيار العظيم في زمن تالي في المستقبل. أو قد يمر الكون بمرحلة انتفاخ ثانية أو بافتراض أن حالة الفراغ الحالي هي فراغ زائف فقد يتحلل الفراغ أيضا إلى حالة طاقة أقل., §VE. وأخيرا فقد يستقر الكون على تلك الحالة إلى مالانهاية، ويقترب من الموت الحراري والذي يعني فناء الحرارة., §VID.







مستقبل بلا تحلل البروتون

إذا لم يتتحلل البروتون فمن المفترض أن تبقى كتلة النجوم في ثقوب سوداء ولكن بسرعة أقل. ويفترض الخط الزمني اللاحق عدم تحلل البروتونات.







تتحلل المادة إلى الحديد

بعد 10 1500 سنة من الآنبعد 101500 سنة من المفترض أن يحدث اندماج بارد عن طريق الأنفاق الكمومية التي تؤدي إلى اندماج أنوية الذرات الخفيفة في أنوية الحديد-56 (أنظر نطائر الحديد). وسوف يؤدي انشطار العناصر الثقيلة وإصدار جسيمات ألفا أيضا إلى تكون الحديد، حتى تصبح كتلة النجم كلها من الحديد البارد وتسمى نجوم حديدية.








انهيار النجوم الحديدية إلى ثقوب سوداء

بعد إلى سنة من الآنستحول الأنفاق الكمومية أيضا الأجرام الكبيرة إلى ثقوب سوداء. وبأخذ الافتراضات المفروضة في الاعتبار يمكن حساب زمن حدوث ذلك بين سنة إلى سنة. (لحساب تلك الأعداد أقرأ tetration.)
وقد تؤدي الأنفاق الكمومية أيضا إلى انهيار النجوم الحديدية لتكوين نجوم نيوترونية بعد نحو سنة.









رسم بياني للخط الزمني

روعي في الرسم البياني تسلسل الأحداث الافتراضية من اليسار (الانفجار العظيم) إلى اليمين بمرور الزمن حتي الموت الحراري Heat death (فناء الحرارة). كما يراعى أن المحور الأفقي الذي يعطي الزمن أنه مقسما تقسيما لوغاريتميا لاعتبار أزمنة طويلة جدا جدا.(ترتيب الأحداث على الرسم البياني هو نفس الترتيب المتبع في المقالة، حيث صعب وضع الأحدات باللغة العربية على الرسم).







يتبع