ما هو علم الكونيات؟
علم الكونيات هو الدراسة العلمية للكون ككل موحد من لحظاته الأولى حتى تطوره إلى مصيره النهائي، والنموذج الكوني المقبول حالياً هو الانفجار العظيم، كما بدأ توسع الكون بانفجار شديد قبل 13.8 مليار سنة، في كرة النار البدائية تجاوزت درجة الحرارة تريليون كلفن وكان معظم الطاقة في شكل إشعاع.
مع استمرار التوسع (مصحوباً بالتبريد) تضاءل دور الإشعاع وهيمنت العمليات الفيزيائية الأخرى بدورها، وهكذا بعد حوالي ثلاث دقائق انخفضت درجة الحرارة إلى نطاق مليار كلفن، مما جعل من الممكن حدوث تفاعلات نووية للبروتونات وإنتاج نوى من الديوتيريوم والهيليوم، (في درجات الحرارة المرتفعة التي كانت سائدة في وقت سابق كانت هذه النوى تتعطل على الفور بفعل الفوتونات عالية الطاقة).
ومع مزيد من التوسع زاد الوقت بين الاصطدامات النووية واستقرت نسبة نواة الديوتيريوم والهيليوم، بعد بضع مئات الآلاف من السنين يجب أن تكون درجة الحرارة قد انخفضت بدرجة كافية حتى تظل الإلكترونات متصلة بالنوى لتكوين الذرات، يُعتقد أن المجرات قد بدأت في التشكل بعد بضعة ملايين من السنين لكن هذه المرحلة غير مفهومة جيداً، وربما بدأ تكوين النجوم بعد ذلك بكثير بعد ما لا يقل عن مليار سنة وتستمر العملية اليوم.
يأتي دعم الرصد لهذا النموذج العام من عدة اتجاهات مستقلة، وتم توثيق التوسع من خلال الانزياح الأحمر الذي لوحظ في أطياف المجرات، علاوة على ذلك فإن الإشعاع المتبقي من كرة النار الأصلية قد يبرد مع التمدد، وجاء تأكيد هذه الطاقة المتبقية في عام 1965 مع أحد الاكتشافات الكونية الأكثر لفتاً للانتباه في القرن العشرين؛ لذلك تمت الملاحظة على موجات الراديو القصيرة لإشعاع كوني واسع الانتشار يقابل درجة حرارة 3 كلفن تقريباً (حوالي -270 درجة مئوية أي – 454 درجة فهرنهايت).
يتناسب شكل الطيف المرصود بشكل ممتاز مع طيف الجسم الأسود النظري بلانك، (أفضل قيمة حالية لدرجة الحرارة هذه هي 2.735 كلفن لكنها لا تزال تُسمى إشعاعاً من ثلاث درجات أو الخلفية الكونية الميكروية)، يصل طيف ضوضاء الراديو الكوني هذا إلى ذروته عند طول موجي يبلغ ملي متر واحد تقريباً وهو موجود في الأشعة تحت الحمراء البعيدة.
وهي منطقة يصعب مراقبتها من الأرض، ومع ذلك فقد تم تعيين الطيف جيداً بواسطة مستكشف الخلفية الكونية (COBE) ومسبار ويلكينسون لتباين الموجات الدقيقة وأقمار بلانك، يأتي الدعم الإضافي لنظرية الانفجار الأعظم من الوفرة الكونية المرصودة للديوتيريوم والهيليوم، لا يمكن للتخليق النووي النجمي العادي أن ينتج الكميات المقاسة، والتي تتناسب بشكل جيد مع حسابات الإنتاج خلال المراحل الأولى من الانفجار العظيم.
أشارت المسوحات المبكرة لإشعاع الخلفية الكونية إلى أنه متماثل للغاية في جميع الاتجاهات (الخواص)، أظهرت الحسابات أنه من الصعب تحقيق هذه الدرجة من الخواص ما لم تكن هناك فترة تضخم مبكرة وسريعة للغاية قبل استقرار التوسع في وضعه الحالي، ومع ذلك فقد طرح الخواص مشاكل لنماذج تشكيل المجرات.
تنشأ المجرات من ظروف مضطربة تنتج تقلبات محلية في الكثافة والتي تنجذب إليها الجاذبية، كان من الصعب التوفيق بين هذه الاختلافات في الكثافة مع الخواص التي تتطلبها ملاحظات إشعاع (3 K)، وقد تم حل هذه المشكلة عندما تمكن القمر الصناعي (COBE) من الكشف عن التقلبات الدقيقة في الخلفية الكونية التي تشكلت منها المجرات.
لم يتم فهم المراحل الأولى للانفجار العظيم جيداً، وتتطلب ظروف درجة الحرارة والضغط التي سادت قبل الميكروثانية الأولى إدخال الأفكار النظرية لفيزياء الجسيمات دون الذرية، عادة ما تتم دراسة الجسيمات دون الذرية في المختبرات ذات المسرعات العملاقة لكن منطقة طاقات الجسيمات ذات الأهمية المحتملة للمسألة المطروحة تقع خارج نطاق المعجلات المتاحة حالياً.
لحسن الحظ يمكن استخلاص بعض الاستنتاجات المهمة من وفرة الهيليوم الكوني المرصودة والتي تعتمد على الظروف في الانفجار العظيم المبكر، وتضع وفرة الهيليوم المرصودة جدًا لعدد عائلات أنواع معينة من الجسيمات دون الذرية التي يمكن أن توجد.
كيف يمكن حساب عمر الكون؟
يمكن حساب عمر الكون بعدة طرق، قمن خلال افتراض صحة نموذج الانفجار الأعظم يحاول المرء الإجابة على السؤال، والسؤال هو: كم من الوقت تمدد الكون حتى يصل إلى حجمه الحالي؟ الأرقام المتعلقة بحساب الإجابة هي ثابت هابل (أي معدل التمدد الحالي) وكثافة المادة في الكون والثابت الكوني الذي يسمح بالتغير في معدل التمدد.
في عام 2003 نتج عن عملية حسابية تستند إلى تحديد جديد لثابت هابل عمر 13.7 مليار ± 200 مليون سنة، على الرغم من أن القيمة الدقيقة تعتمد على بعض التفاصيل المفترضة للنموذج المستخدم، أسفرت التقديرات المستقلة للأعمار النجمية عن قيم أقل من هذا كما هو متوقع، لكن التقديرات الأخرى بناءً على قياسات مسافة المستعر الأعظم وصلت إلى قيم تبلغ حوالي 15 مليار سنة لا تزال ثابتة ضمن الأخطاء.
وفي نموذج الانفجار الأعظم يتناسب العمر مع مقلوب ثابت هابل ومن هنا تأتي أهمية تحديد (H) بأكبر قدر ممكن من الموثوقية، على سبيل المثال قد تؤدي قيمة (H 100 km / sec / Mpc) إلى عمر أقل من العديد من النجوم، وهي نتيجة غير مقبولة مادياً، وطورت أقلية صغيرة من علماء الفلك نظريات كونية بديلة يتم متابعتها بجدية، ومع ذلك يستمر الرأي المحترف في دعم نموذج الانفجار الكبير.
يُطلق على الانهيار النهائي لمثل هذا الكون المتقلص أحياناً اسم الانكماش الكبير، يبدو أن كثافة الكون في الكثافة الحرجة؛ أي أن الكون ليس مفتوحاً ولا مغلقاً ولكنه مسطح، يبدو أن ما يسمى بالطاقة المظلمة وهي نوع من القوة البغيضة التي يُعتقد الآن أنها مكون رئيسي للكون هي العامل الحاسم في التنبؤات بمصير الكون على المدى الطويل.
إذا كانت هذه الطاقة ثابتة كونية (كما اقترح في عام 1917 من قبل ألبرت أينشتاين لتصحيح بعض المشاكل في نموذجه للكون)، فإن النتيجة ستكون مفاجأة كبيرة، في هذا السيناريو سيستمر الكون في التوسع لكن كثافته ستنخفض، وبينما تحترق النجوم القديمة لم تعد النجوم الجديدة تتشكل، وسيصبح الكون بارداً ومظلماً لا تعتبر المادة المظلمة (غير المضيئة) في الكون، والتي يظل تركيبها غير معروف كافية لإغلاق الكون والتسبب في انهياره؛ لذلك يبدو الآن أنه يساهم فقط بربع الكثافة اللازمة للإغلاق.
قد يكون عامل إضافي في تقرير مصير الكون هو كتلة النيوترينوات، ولعقود من الزمان افترض أن النيوترينو يمتلك كتلة صفرية على الرغم من عدم وجود سبب نظري مقنع لذلك، ومن خلال ملاحظة النيوترينوات المتولدة في الشمس والمصادر السماوية الأخرى مثل المستعرات الأعظمية في تفاعلات الأشعة الكونية مع الغلاف الجوي للأرض وفي مسرعات الجسيمات، خلص الباحثون إلى أن النيوترينوات تمتلك بعض الكتلة على الرغم من أن جزءاً صغيراً للغاية من كتلة إلكترون.
وعلى الرغم من وجود أعداد هائلة من النيوترينوات في الكون يبدو أن مجموع كتل النيوترينو الصغيرة هذه غير كافٍ لإغلاق الكون.
ما هي تقنيات علم الفلك؟
تتضمن الملاحظات الفلكية سلسلة من المراحل قد يفرض كل منها قيوداً على نوع المعلومات التي يمكن تحقيقها، يوتم جمع الطاقة المشعة بواسطة التلسكوبات، ويتم التركيز عليها في الكاشف الذي يتم معايرته بحيث تُعرف حساسيته واستجابته الطيفية.
مطلوب تحديد دقيق وتوقيت للسماح بربط الملاحظات التي يتم إجراؤها مع أنظمة الأدوات المختلفة التي تعمل في فترات مختلفة من الطول الموجي وتقع في أماكن متباعدة، كما يجب تحليل الإشعاع طيفياً حتى يمكن تحديد العمليات المسؤولة عن انبعاث الإشعاع.
ملاحظات تلسكوبية:
قبل استخدام جاليليو جاليلي للتلسكوبات في علم الفلك عام 1609 تم إجراء جميع الملاحظات بالعين المجردة، مع وجود حدود مقابلة للضعف ودرجة التفاصيل التي يمكن رؤيتها، منذ ذلك الوقت أصبحت التلسكوبات مركزية في علم الفلك.
بفتحات أكبر بكثير من حدقة عين الإنسان تسمح التلسكوبات بدراسة الأجسام البعيدة والباهتة، بالإضافة إلى ذلك يمكن جمع طاقة مشعة كافية في فترات زمنية قصيرة للسماح باكتشاف التقلبات السريعة في الشدة، علاوة على ذلك مع جمع المزيد من الطاقة يمكن تشتيت الطيف بشكل كبير وفحصه بتفصيل أكبر بكثير.
التلسكوبات الضوئية هي إما عاكسات أو عاكسات تستخدم العدسات أو المرايا على التوالي لعناصرها الرئيسية لجمع الضوء (الأهداف)، تقتصر العواكس بشكل فعال على فتحات تبلغ حوالي 100 سم (حوالي 40 بوصة) أو أقل بسبب المشكلات الكامنة في استخدام العدسات الزجاجية الكبيرة، إن هذه تشوه تحت وزنها ويمكن دعمها فقط حول المحيط؛ لذلك يتم فقدان كمية ملحوظة من الضوء بسبب الامتصاص في الزجاج.
المنكسرات ذات الفتحة الكبيرة طويلة جداً وتتطلب قباباً كبيرة ومكلفة، إن أكبر التلسكوبات الحديثة كلها عاكسات، وأكبرها يتكون من العديد من المكونات المجزأة ويبلغ أقطارها الإجمالية حوالي 10 أمتار (33 قدماً)، لا تخضع العاكسات للمشاكل اللونية للكسارات، ويمكن دعمها ميكانيكيًا بشكل أفضل ويمكن وضعها في قباب أصغر لأنها أكثر إحكاما من المنكسرات ذات الأنابيب الطويلة.
