ما المقصود بتحدي الحالة المستقرة في علم الفلك؟
في إنجلترا في عام 1948 ظهرت نظرية بديلة تسمى عالم الحالة المستقرة، تم اقتراح نسخ مختلفة منه من قبل عالم الرياضيات والفلك الإنجليزي فريد هويل وفريق عالم الرياضيات البريطاني وعالم الكونيات هيرمان بوندي وعالم الفلك البريطاني توماس جولد لكن الفكرة الأساسية كانت أنه على الرغم من أن الكون كان يتوسع، إلا أن خصائصه المتوسطة لم تتغير بمرور الوقت.
مع توسع الكون من المتوقع أن تتضاءل كثافة المادة ولكن تم إنشاء ذرات هيدروجين جديدة شكلت غيوماً من الغاز تكثف في النجوم والمجرات الجديدة، وكان عدد ذرات الهيدروجين الجديدة المطلوبة سنوياً ضئيلاً للغاية بحيث لا يمكن للمرء أن يأمل في مراقبة هذه العملية مباشرة، ومع ذلك كانت هناك عواقب رصدية يمكن التنبؤ بها والتي ينبغي أن تسمح للفرد بالتمييز بين حالة الكون المستقرة أو الكون ذي الانفجار العظيم، (صاغ هويل مصطلح الانفجار العظيم باعتباره توصيفاً مهيناً إلى حد ما للنظرية المنافسة في حديث إذاعي عام 1949).
على سبيل المثال في الكون ذي الانفجار الكبير عندما ينظر المرء إلى المجرات البعيدة يراها أيضاً كما كانت في الماضي البعيد (بسبب وقت انتقال الضوء)، وبالتالي قد يتوقع المرء أن تكون المجرات البعيدة أقل تطوراً أو أنها تحتوي على المزيد من النجوم الفتية، لكن في حالة الكون المستقر يمكن للمرء أن يرى المجرات في جميع المراحل الممكنة من التطور التطوري حتى في أبعد المسافات، ويجب أن تتضاءل كثافة المجرات في الفضاء أيضاً مع مرور الوقت في الكون ذي الانفجار الكبير.
لذلك يجب أن تكون المجرات على مسافات بعيدة أكثر كثافة سوياً من المجرات القريبة، ولكن في حالة الكون المستقر يجب أن يكون متوسط كثافة المجرات متماثلاً تقريباً في كل مكان وفي كل وقت، وفي الخمسينيات من القرن الماضي أظهر عالم الفلك الراديوي في جامعة كامبريدج مارتن رايل أن هناك عدداً أكبر من المجرات الراديوية على مسافات بعيدة أكثر مما كانت موجودة في الجوار؛ مما أظهر أن الكون قد تطور بمرور الوقت وهي نتيجة لا يمكن تفسيرها في نظرية الحالة المستقرة.
كما أن اكتشاف الكوازارات (المصادر الراديوية شبه النجمية) في أوائل الستينيات كان بمثابة تعارض شديد مع نظرية الحالة المستقرة، وتم تحديد الكوازارات لأول مرة كمصادر راديوية قوية يبدو أنها في الضوء المرئي تتعرف على أجسام صغيرة تشبه النجوم، علاوة على ذلك لديهم انزياحات حمراء كبيرة مما يعني أنهم بعيدون جداً.
ومن بعدهم ومن لمعانهم الظاهر استنتج أنهم يصدرون كميات وفيرة من الطاقة؛ لذلك قد يكون الكوازار الواحد أكثر إشراقاً من مجرة كاملة، لم يكن هناك مكان لمثل هذه الأشياء في حالة كون ثابتة حيث يجب أن تكون محتويات أي منطقة من الفضاء (كما هي الآن أو كما كانت منذ زمن طويل) متشابهة تقريباً وكانت الكوازارات علامة واضحة على أن الكون يتطور.
موقف علماء الكون من نظرية تحدي الحالة المستقرة في علم الفلك؟
لم يكن لنظرية الدولة المستقرة عدد كبير من الأتباع مطلقاً وكان مؤيدوها متمركزين في بريطانيا، ومع ذلك فإن وجود نظرية منافسة أجبر علماء الكون ذوي الانفجار العظيم على تقوية حججهم وجمع البيانات الداعمة تمحور سؤال رئيسي حول وفرة وأصل العناصر الكيميائية، وفي نظرية الحالة المستقرة كان من الضروري أن يتم تصنيع جميع العناصر في النجوم.
على النقيض من ذلك في ورقة (aßγ) حاول (Alpher and Gamow) إظهار أنه يمكن صنع جميع العناصر في الانفجار الأعظم، وبالطبع من وجهة نظر أكثر منطقية كان على منظري الانفجار العظيم أن يقبلوا أن بعض تشكيل العناصر يحدث بالفعل في النجوم، لكنهم كانوا حريصين على إظهار أن النجوم لا يمكنها تفسير كل ذلك، على وجه الخصوص ولا يمكن أن تكون النجوم مصدر معظم عناصر الضوء، فعلى سبيل المثال كان من المستحيل رؤية كيف يمكن للنجوم خلال عمر المجرة أن تبني محتوى الهيليوم بنسبة 30٪.
كانت إحدى عقبات نظرية الانفجار الأعظم هي عدم وجود أي نظائر مستقرة في الكتلة الذرية 5 أو 8، وفي عام 1952 اقترح عالم الفيزياء الفلكية الأمريكي النمساوي المولد إدوين سالبيتر أن ثلاث جسيمات ألفا (نوى الهيليوم) يمكن أن تتجمع معاً لإنتاج الكربون 12، وأن هذا يحدث غالباً ما يكفي لحل مشكلة الفجوة الكتلة في الأجزاء الداخلية للنجوم.
ومع ذلك لم تكن الظروف في الكون المبكر مناسبة لسد فجوة الكتلة بهذه الطريقة لذلك كان يُنظر إلى مشكلة فجوة الكتلة على أنها تفضل نظرية الحالة المستقرة، اعتمد (Hoyle) اقتراح (Salpeter) في عام 1953، وفي عام 1957 قدم (Hoyle) مع علماء الفلك الأمريكيين (William Fowler وMargaret Burbidge وGeoffrey Burbidge) (أو B2FH كما سميت ورقتهم لاحقاً) وصفاً مثيراً للإعجاب ومفصلاً لوفرة معظم العناصر من حيث الظروف المناسبة للتصميمات الداخلية النجمية.
على الرغم من أن ورقة (B2FH) لم تكن صراحة نظرية الحالة المستقرة فقد كان يُنظر إليها غالباً على أنها تفضل هذا النموذج؛ لأنها لم تستخدم ظروف درجة الحرارة والضغط المناسبة للانفجار العظيم، لكن في أوراق عام 1964 (مع عالم الفيزياء الفلكية الإنجليزي روجر تايلر) وعام 1967 (مع فاولر والفيزيائي الأمريكي روبرت واجنر)، خلص هويل إلى أن العناصر الأخف يمكن أن تتشكل بشكل مرضٍ فقط في ظروف مثل ظروف الانفجار العظيم.
استمر هويل نفسه في تفضيل الأجسام فائقة الكتلة باعتبارها أصل العناصر على الانفجار العظيم لكن معظم علماء الفلك رأوا هذا العمل على أنه إثبات لنظرية الانفجار الأعظم، وفي دفاعه عن نظرية كونية فاشلة قام هويل بكمية هائلة من العمل الجيد ذي القيمة الدائمة في التركيب النووي.
عندما توفرت تقديرات جيدة للوفرة الكونية للديوتيريوم وعناصر الضوء الأخرى أثبتت نظرية الانفجار الأعظم أنها قادرة على تفسير الوفرة الكونية لجميع العناصر الخفيفة، وفي السيناريوهات الحالية تم إنتاج الهيدروجين (H) ونظيره الأثقل الديوتيريوم (2H) ومعظم نظيري الهيليوم (3He و 4He) والليثيوم (7Li) بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم.
وبالنظر إلى كل ما يفترضه المرء بشأن كثافة المادة في الوقت الحاضر في الكون يمكن للمرء حساب نوع الوفرة الكونية التي كان ينبغي أن تنتج عن الانفجار الأعظم، كما أنه يعتبر انتصاراً لنموذج الانفجار العظيم أن الوفرة الحالية لهذه العناصر يمكن تفسيرها جميعاً من مجموعة واحدة من الشروط الأولية، وفقاً للتفكير الحالي تم بناء معظم العناصر الأثقل في النجوم واندماجات النجوم النيوترونية وانفجارات السوبرنوفا.
ما هي الخلفية الكونية الميكروية النظرية؟
في عام 1965 كان الفلكيان الأمريكيان أرنو بينزياس وروبرت ويلسون يعملان في مختبرات بيل على هوائي بوق طوله 6 أمتار (20 قدماً)، وكان الغرض الأصلي من الهوائي هو اكتشاف الإشارات المنعكسة من بالونات عالية الارتفاع بهدف تطبيق التكنولوجيا على أقمار الاتصالات لكن بينزياس وويلسون قاما بتكييفها للقيام بعلم الفلك الراديوي.
اكتشفوا إشارة ثابتة ومستمرة تقابل درجة حرارة زائدة قدرها 3.3 كلفن (−269.9 درجة مئوية أي 453.7 درجة فهرنهايت)، وبعد القضاء على كل مصدر لضوضاء الدائرة التي يمكن أن يفكروا فيها وحتى إطلاق صافرات على زوج من الحمام كان يجثم (تاركاً وراءه مادة عازلة بيضاء) في القرن وجدوا أن الإشارة بقيت، وأنها كانت ثابتة لا المسألة في أي اتجاه تم توجيه التلسكوب.
في جامعة برينستون المجاورة تشاوروا مع الفيزيائي الأمريكي روبرت ديك الذي كان يدرس النماذج التذبذبية للكون مع الأطوار الساخنة، وبالتالي لم يتفاجأ بما وجدوه، وفي نفس الوقت تقريباً نشر عالم الفيزياء الفلكية جيمس بيبلز طالب ديك السابق أيضاً ورقة تنبأ بوجود إشعاع خلفي عالمي عند درجة حرارة 10 كلفن (-263 درجة مئوية أي -441 درجة فهرنهايت)، وعلى ما يبدو غير مدرك تماماً لألفر و توقع هيرمان السابق، وفجأة سقطت القطع معاً.
تم قبول الخلفية الكونية الميكروية (CMB) كثالث دليل رئيسي يدعم نظرية الانفجار العظيم، وفي المراحل الأولى من التوسع عندما كانت الذرات لا تزال مؤينة بالكامل كان الكون معتماً للإشعاع الكهرومغناطيسي، ولكن عندما برد الكون بما يكفي للسماح بتكوين ذرات متعادلة أصبح فجأة شفافاً للإشعاع الكهرومغناطيسي (تماماً كما يمكن للضوء أن ينتقل عبر الهواء)، وفي الوقت الحالي كان الإشعاع الكهرومغناطيسي ذا طاقة عالية جداً وأطوال موجية قصيرة جداً.
ومع استمرار توسع الفضاء تم تمديد الأطوال الموجية حتى وصلت إلى أطوال الموجات الميكروية الحالية (من حوالي ملي متر إلى عشرات السنتيمترات في الطول الموجي)، وهكذا فإن كل جزء من الفضاء الفارغ يعمل كمصدر للموجات الراديوية وهي ظاهرة تنبأت بها نظرية الانفجار العظيم (مرتين) ولكن نظرية الحالة المستقرة ليس لديها تفسير جاهز لها.
أما بالنسبة لمعظم الكوسمولوجيين يمثل هذا نهاية نظرية الحالة المستقرة، على الرغم من أن هويل ومعاونيه استمروا في تعديل النظرية وتعديلها لمحاولة مواجهة الاعتراضات، وبحلول منتصف الستينيات أصبحت نظرية الانفجار الأعظم هي علم الكونيات المعياري مدعوماً بالتمدد المرصود والوفرة المقاسة لعناصر الضوء ووجود الخلفية الكونية الميكروية.
