منذ آلاف السنين، واجه علماء الفلك أسئلة أساسية حول حجم الكون وعمره. هل سيستمر الكون إلى الأبد، أم أنه سينهار في لحظة ما؟ هل كان موجودًا دائمًا، أم أنه ظهر في الماضي؟ في عام 1929، قام عالم الفلك في Caltech، إدوين هابل، باكتشاف نقدي سرعان ما أدى إلى إجابات علمية لهذه الأسئلة: اكتشف أن الكون يتوسع.
أدرك الإغريق القدماء أنه كان من الصعب تخيل ما قد يبدو عليه الكون اللامتناهي. لكنهم تساءلوا أيضًا أنه إذا كان الكون محدودًا، وتمسك بيدك على الحافة، فأين ستذهب يدك؟ شكلت هاته التساؤلات مفارقات عجيبة آنذاك و لا تزال كذلك إلى حدود اللحظة.

بعد ظهور علم الفلك الحديث، بدأت مفارقة أخرى في لغز الفلكيين. في أوائل القرن التاسع عشر، أتى عالم الفلك الألماني هاينريش أولبرز بموضع جدال جديد يقر فيه بأن الكون يجب أن يكون محدودًا، ويضيف: إذا كان الكون لا حصر له واحتوى على نجوم طوال الوقت، إذا نظرت في أي اتجاه معين، فسوف يقع خط رؤيتك في نهاية المطاف على سطح نجم. على الرغم من أن الحجم الواضح للنجم في السماء يصبح أصغر كلما زادت المسافة إلى النجم، فإن سطوع هذا السطح الأصغر يبقى ثابتًا. لذلك، إذا كان الكون لا نهائيًا، فيجب أن يكون سطح سماء الليل بأكمله مشرقًا مثل النجم. من الواضح أن هناك مناطق مظلمة في السماء، لذلك يجب أن يكون الكون محدودًا. ولكن، عندما اكتشف إسحاق نيوتن قانون الجاذبية، أدرك أن الجاذبية دائمًا ما تكون جذابة. كل كائن في الكون يجذب كل شيء آخر. إذا كان الكون محدودًا حقًا، فإن القوى الجذابة لجميع الكائنات في الكون يجب أن تتسبب في انهيار الكون بأكمله على نفسه (The Big Crunch). من الواضح أن هذا لم يحدث، وبالتالي فقد عرض على الفلكيين مفارقة جديدة. عندما طور أينشتاين نظريته عن الجاذبية في نظرية النسبية العامة، اعتقد أنه واجه نفس المشكلة التي واجهها نيوتن: قالت معادلاته أن الكون يجب أن يكون إما متمددًا أو منهارًا على نفسه، لكنه افترض أن الكون ثابت. احتوى حله الأصلي على مقدار ثابت، أسماه الثابت الكوني، والذي ألغى آثار الجاذبية على المقاييس الكبيرة جدًا، وأدى إلى كون ثابت. بعد أن اكتشف هابل أن الكون يتوسع، أطلق آينشتاين على الثابت الكوني «أعظم خطأ».

الوقت نفسه تقريبًا، تم بناء تيليسكوبات أكبر قادرة على قياس أطياف أو أطوال موجات الأجسام الباهتة. باستخدام هذه البيانات الجديدة، حاول علماء الفلك فهم عدد كبير من الأشياء الغامضة والضبابية التي كانوا يراقبونها. بين عامي 1912 و1922، اكتشف الفلكي Vesto Slipher في مرصد Lowell في أريزونا أن أطياف الضوء المنبعث من هذه الأجسام تحولت بشكل منهجي إلى أطوال موجية أطول، أو تحولت إلى الأحمر (Redshift). بعد وقت قصير، أظهر علماء فلك آخرون أن هذه الأجسام الغامضة كانت مجرات بعيدة.

إدوين هابل في عام 1929، قام بقياس التحولات الحمراء لعدد من المجرات البعيدة. كما قام بقياس مسافاتهم النسبية من خلال قياس السطوع الظاهري لفئة من النجوم المتغيرة تسمى السيفيدات (Cepheids) في كل مجرة. عندما رسم الانزياح للأحمر بدلالة المسافة النسبية، وجد أن الانزياح للأحمر للمجرات البعيدة يزداد كدالة خطية مع المسافة. التفسير الوحيد لهذه الملاحظة هو أن الكون كان يتوسع.
بمجرد أن فهم العلماء أن الكون يتوسع، أدركوا على الفور أنه كان سيكون أصغر في الماضي. في وقت ما في الماضي، كان الكون بأكمله سيكون نقطة واحدة. هذه النقطة، التي سميت لاحقًا بالانفجار الكبير (The Big Bang)، كانت بداية الكون كما نفهمها اليوم.

الكون المتوسع منتشر في الزمكان. السبب في أن الكون لم ينهر بعد، كما قالت معادلات نيوتن وآينشتاين، هو أنه كان يتوسع منذ لحظة نشأته. الكون في حالة تغير مستمرة. الكون المتوسع، فكرة جديدة تستند إلى الفيزياء الحديثة، وضعت لهدم المفارقات التي أزعجت الفلكيين من العصور القديمة حتى أوائل القرن العشرين.

يمكن تحديد المصير الذي سيصيب الكون في نهاية المطاف من خلال قياس مدى سرعة الكون في التمدد بالنسبة لكمية المادة التي يحتوي عليها.
الأنواع الثلاثة المحتملة من الأكوان المتوسعة تسمى الأكوان المفتوحة والمسطحة والمغلقة. إذا كان الكون مفتوحًا، فسيتمدد إلى الأبد. إذا كان الكون مسطحًا، فسيتمدد أيضًا إلى الأبد، ولكن معدل التمدد سيتباطأ إلى الصفر بعد فترة لا نهائية من الوقت. أما إذا كان مغلقًا، فإنه سيتوقف في النهاية عن التمدد والانتكاس على نفسه، مما قد يؤدي إلى انفجار كبير آخر. في جميع الحالات الثلاث، يتباطأ التوسع، والقوة التي تسبب التباطؤ هي الجاذبية.

طوال الثمانين عامًا الماضية، كان الفلكيون يجرون قياسات دقيقة بشكل متزايد لمعلمتين كونيتين مهمتين: Ho  معدل تمدد الكون و w  متوسط ​​كثافة المادة في الكون. ستمكن معرفة كل من هاتين المعلمتين أي من النماذج الثلاثة يصف الكون الذي نعيش فيه، وبالتالي المصير النهائي لكوننا. مسح سلاون Sloan الرقمي للسماء، بقياسه المنهجي لكثافة المجرة في الكون، يجب أن يمكّن الفلكيين من قياس معلمة الكثافة w بدقة.

مع تصاعد أبحاث الفيزياء النووية في ثلاثينيات وأربعينيات القرن العشرين، بدأ العلماء في محاولة تفسير وفرة العناصر الثقيلة بافتراض أنه تم تصنيعها من الهيدروجين البدئي في الكون المبكر. في أواخر الأربعينيات من القرن الماضي، أدرك الفيزيائيون الأمريكيون جورج جامو وروبرت هيرمان ورالف ألفير أنه منذ زمن بعيد، كان الكون أكثر حرارة وكثافة. لقد قاموا بحسابات لإظهار ما إذا كان يمكن للتفاعلات النووية التي حدثت عند درجات الحرارة المرتفعة أن تكون قد خلقت العناصر الثقيلة.
لسوء الحظ، باستثناء الهيليوم، وجدوا أنه من المستحيل تكوين عناصر أثقل بأي كمية ملحوظة. اليوم، نحن نفهم أن العناصر الثقيلة تم تصنيعها إما في نوى النجوم أو أثناء السوبرنوفا، عندما ينفجر نجم كبير يحتضر.

في عام 1990، قام قمر صناعي يسمى مستكشف الخلفية الميكرو-موجية الكونية (COBE) بقياس درجات حرارة إشعاع الخلفية فوق السماء بأكملها. وجد COBE اختلافات بلغت حوالي 5 أجزاء فقط في 100000، لكنها كشفت عن تقلبات الكثافة في الكون المبكر.
ستكون الاختلافات في الكثافة الأولية هي بذور البنية التي ستنمو بمرور الوقت لتصبح المجرات وعناقيد المجرات والمجموعات الفائقة للمجرات التي لاحظها اليوم مسح سلاون الرقمي للسماء. مع بيانات سلاون Sloan، جنبًا إلى جنب مع بيانات  COBE، سيتمكن الفلكيون من إعادة بناء تطور البنية في الكون على مدى 10 إلى 15 مليار سنة. بهذه المعلومات، سيكون لدينا فهم عميق لتاريخ الكون، والذي سيكون إنجازًا علميًا وفكريًا لا يصدق تقريبًا.

هذا المقال يعبر عن رأي كاتبه ولا يعبر بالضرورة عن ساسة بوست

المصادر

عرض التعليقات
تحميل المزيد