ما المقصود بالمادة المظلمة التي حدثت جراء الانفجار العظيم في الفلك؟

 

على مدار القرن العشرين أصبح من الواضح أن هناك الكثير في الكون أكثر مما تراه العين، وعلى أساس التقديرات المبكرة لكثافة مجرة ​​درب التبانة اقترح الفيزيائي وعالم الرياضيات الإنجليزي جيمس جينز في عام 1922 أن المجرة قد تحتوي على ثلاثة أضعاف عدد النجوم المظلمة الموجودة في النجوم المرئية.

 

في عام 1933 خلص فريتز زفيكي من خلال دراسة ديناميكيات عناقيد المجرات إلى أنه لا يوجد ما يكفي من المادة المرئية في المجرات لتماسك العناقيد معاً عن طريق الجاذبية، كما أشار إلى أن الكمية المقاسة من المادة المضيئة كانت أقل بكثير من القيمة التي ستكون ضرورية للكثافة الحرجة (أي لإنتاج كون مع توسع يتباطأ تدريجياً إلى أن يتوقف عند اللانهاية)، لكنه توقع أن المادة المظلمة يمكن تصور أن يكون كافيا لتعويض الفرق.

 

لم تجذب تعليقات جينز زفيكي الكثير من الاهتمام وأصبحت المادة المظلمة قضية مركزية فقط في السبعينيات، وفي عام 1974 خلص بيبلز وجيريما أوستريكر وعاموس ياهيل في الولايات المتحدة وجان إيناستو وأنتس كاسيك وإن سار في إستونيا السوفيتية على أساس دراسات ديناميكيات المجرات إلى أن 90 أو 95 بالمائة من الكون يجب أن يكون في شكل المادة المظلمة.

 

نشرت عالمة الفلك الأمريكية فيرا روبن ورقة بحثية في عام 1978 تدرس سرعات دوران النجوم في المجرات كدالة لمسافاتها من مركز المجرة، وتم العثور على سرعات دورانية ثابتة تقريباً على مسافة شعاعية كبيرة إلى حد ما، على الرغم من أن التنبؤات المستندة إلى توزيع المادة المرئية تشير إلى أنها ستنخفض مع المسافة، وتم تفسير اكتشافات روبن كدليل على وجود كميات كبيرة من المادة المظلمة في الهالات حول المجرات.

 

في نفس الوقت تقريباً حصل علماء الفلك الراديوي باستخدام خط طيفي للهيدروجين بطول موجة يبلغ 21 سانتيمتر على نتيجة مماثلة في الأجزاء الخارجية من المجرات حيث يوجد القليل من ضوء النجوم، والتفكير في الوقت الحاضر هو أن الكون قريب جداً من المسطح في هندسته؛ مما يعني أنه قريب من الكثافة الحرجة، ومع ذلك فإن حسابات التركيب النووي تظهر اتفاقاً مع الكميات الحالية من العناصر الخفيفة فقط إذا افترض المرء أن المادة الباريونية العادية (أي المادة المصنوعة من البروتونات والنيوترونات) لا تمثل أكثر من حوالي 5 في المائة من الكثافة الحرجة.

 

ومن بين المرشحين للمادة المظلمة في شكل مادة باريونية عادية الثقوب السوداء والكواكب بحجم المشتري والأقزام البنية (الأجسام الشبيهة بالنجوم والتي تكون أصغر من أن تشعل التفاعلات النووية في داخلها)، وتتنبأ بعض النظريات الكبرى الموحدة (GUTs) لفيزياء الجسيمات بوجود كميات كبيرة من الجسيمات الأساسية الغريبة تسمى الجسيمات الضخمة ضعيفة التفاعل (WIMPs).

 

يقدم اكتشاف عام 1998 أن للنيوترينو كتلة (كانت تعتبر عديمة الكتلة تماماً منذ تنبأ الفيزيائي النمساوي المولد فولفجانج باولي بها في عام 1930) جزءاً صغيراً من الإجابة، لكن طبيعة الجزء الأكبر من المادة المظلمة لا تزال مجهولة.

 

ما هي آلية مراصد الأقمار الصناعية أثناء الانفجار العظيم؟

 

من خلال وضع الأدوات الفلكية في الفضاء ستكون خالية من تداخل الغلاف الجوي للأرض، لعبت أدوات المراقبة في الفضاء أدواراً مهمة منذ أن بدأ عصر الأقمار الصناعية مع سبوتنيك في عام 1957، وقد تم إرسال الأدوات الفلكية في وقت سابق عالياً على البالونات والصواريخ، لكن الأقمار الصناعية سمحت بأوقات مراقبة أطول بكثير واستقرار أكبر.

 

تم إطلاق أول قمر صناعي أمريكي (Explorer 1) في عام 1958 كمشروع مصمم للسنة الجيوفيزيائية الدولية وشارك في اكتشاف كبير، وأعطى كاشف الإشعاع الموجود على متن الطائرة الإشارات الأولى لأحزمة الجسيمات النشطة المشحونة التي تحيط بالأرض (أحزمة Van Allen التي سميت على اسم الفيزيائي الأمريكي جيمس فان ألين).

 

وابتداءً من عام 1962 قامت سلسلة من ثمانية مراصد شمسية مدارية بمراقبة الشمس لأكثر من دورة كاملة للبقع الشمسية، وكان لديها مناظر أكثر وضوحاً لهالة الشمس، مما يمكن الحصول عليه من المراصد الأرضية؛ بسبب تشويه الصور البصرية بواسطة الغلاف الجوي للأرض.

 

كانت أول رحلة جوية ناجحة على كوكب الزهرة في عام 1962 بواسطة (Mariner 2)، والتي حملت عدة أدوات، ولكن بدون كاميرات، كما كانت أول رحلة جوية لإرجاع الصور هي مهمة (Mariner 4) في عام 1965 والتي أرسلت 22 صورة للمريخ، ثم أعادت أولى رحلات الطيران لكوكب المشتري وزحل صوراً مذهلة للكواكب وحلقاتها وأقمارها الصناعية التي غيرت علم الكواكب جذرياً واستحوذت على الخيال العام.

 

وقامت الأقمار الصناعية المتخصصة بتوسيع نطاق المراقبة الفلكية إلى أجزاء الأشعة تحت الحمراء وأشعة جاما والأشعة السينية من الطيف، وفي عام 1989 بدأ القمر الصناعي لاستكشاف الخلفية الكونية (COBE) قياسات دقيقة لإشعاع الخلفية الميكروي، أعطى هذا بحلول عام 1994 ملاءمة مثالية لطيف الجسم الأسود المقابل لـ 2.726 كلفن (−270.424 درجة مئوية أي 454.763 درجة فهرنهايت).

 

ومع ذلك فإن النتيجة الأكثر أهمية التي أعلن عنها الفيزيائي الأمريكي جورج سموت في عام 1992 وكانت اكتشاف (COBE) لتقلبات صغيرة في درجات الحرارة في اتجاهات مختلفة في الفضاء (اختلافات صغيرة مثل أجزاء قليلة في 100000) تتوافق مع تقلبات الكثافة في بدايات الكون في وقت الانفصال حوالي 300000 سنة بعد الانفجار العظيم، جاء هذا الاكتشاف بمثابة ارتياح لعلماء الكون؛ لأن الفشل المبكر في اكتشاف التقلبات في الطيف بدأ يسبب صعوبات لنظريات تكوين البنية في الكون المبكر.

 

إلى حد بعيد كان تلسكوب هابل الفضائي (HST) هو الأداة الأكثر طموحاً التي تم وضعها في مدار الأرض، والذي تم إطلاقه في عام 1990، وبعد فترة وجيزة اكتشف أن عيبًا في التصميم في المرآة الرئيسية قلل بشكل كبير من جودة الصورة، ولكن تم إصلاح ذلك عن طريق الأجهزة البصرية تم إدخاله في رحلة خدمة لاحقة بواسطة رواد الفضاء إلى التلسكوب.

 

من بين المهام الأصلية لـ (HST) تحديد قيم أكثر دقة لثابت هابل ومعامل التباطؤ بهدف الحد من عدد النماذج الكونية الممكنة، إن معامل التباطؤ هو مقياس للمعدل الذي يتباطأ فيه تمدد الكون مع توسع الكون ضد الجاذبية.

 

ما هي الطاقة المظلمة التي نتجت جراء الانفجار العظيم في الفلك؟

 

في الثمانينيات بدأ علماء الفلك في استخدام المستعرات الأعظمية من النوع (Ia) كشموع قياسية، يُعتقد أن هذه تحدث بالطريقة التالية، ويمكن لنجم قزم أبيض في مدار ثنائي مع جاره أن يسحب المواد ببطء مما يزيد كتلته تدريجياً، عادةً لا يمكن أن تتجاوز كتلة القزم الأبيض حد شاندراسيخار البالغ 1.4 كتلة شمسية أو أنها ستنهار لتشكل نجماً نيوتروني.

 

ومع ذلك في حالة الأقزام البيضاء الغنية بالكربون مع التراكم البطيء للمواد التي يتم سحبها من الجار ترتفع درجة الحرارة الأساسية حتى يتسبب الاشتعال النووي للكربون في حدوث انفجار سريع، وبسبب التراكم البطيء والحد من الكتلة، فإن هذه المستعرات الأعظمية موحدة بشكل ملحوظ في سطوعها، علاوة على ذلك نظراً لأنها شديدة السطوع يمكن رؤيتها من مسافات بعيدة، باختصار إن السطوع المنتظم والشديد للمستعرات العظمى من النوع (Ia) يجعلها شموع قياسية ممتازة.

 

في التسعينيات استخدمت مجموعتان رصدت المستعرات الأعظمية من النوع (Ia) في المجرات البعيدة لتحديد المسافات إلى تلك المجرات، وبالتالي كيف تغير معدل تمدد الكون بمرور الوقت بشكل أكثر دقة من أي وقت مضى، واستخدم مشروع علم الكون سوبرنوفا بقيادة الفيزيائي الأمريكي شاول بيرلماتر وفريق البحث عن سوبر نوفا (High-Z) بقيادة عالم الفلك الأسترالي بريان شميدت وعالم الفلك الأمريكي آدم ريس الملاحظات المأخوذة باستخدام التلسكوبات الأرضية وكذلك مع (HST).

 

كانت النتيجة غير متوقعة، بعيداً عن إيجاد قيمة أفضل لمعامل التباطؤ بعد فترة من الارتباك والتناقض وجدت كلتا المجموعتين أن تمدد الكون يتسارع بالفعل، وكانت الملاحظات المباشرة هي أن المستعرات الأعظمية البعيدة بدت أضعف بنسبة 20 إلى 25% مما كان متوقعاً، استبعد الفريقان احتمالات مثل التعتيم بسبب الغبار وأدت أوراقهما المنشورة في عامي 1998 و1999 إلى نفس الاستنتاج العام، والاستنتاج هو أن توسع الكون يتسارع وهذا التسارع بدأ فقط منذ حوالي خمسة مليارات أو ستة مليارات سنة.

 

كان الإجماع المنبثق عن مشاريع المستعرات الأعظمية (Ia) هو أن هندسة الكون مسطحة بشكل أساسي، وبالتالي فهي قريبة جداً من الكثافة الحرجة، حيث تشكل المادة حوالي 30 بالمائة فقط من إجمالي كثافة الطاقة والطاقة المظلمة تشكل الباقي 70 في المئة، (عدل البحث اللاحق هذه الأرقام بشكل طفيف)، وعلى الرغم من أن الاحتمالات الأخرى مفتوحة، إلا أنه غالباً ما يتم تحديد الطاقة المظلمة مع ثابت كوني آينشتاين، الذي يوفر قوة طاردة عالمية وهو ما يفسر التسارع.

 

إن طبيعة الطاقة المظلمة غير معروفة، وقد يكون متصلاً بالطاقة الفراغية الكمومية، ومع ذلك هناك صعوبات خطيرة لم يتم حلها مع هذا الاحتمال، من حوالي 30 بالمائة من الكون الذي هو مادة حيث يمكن أن يكون حوالي 5 بالمائة فقط مادة باريونية عادية، من هذا جزء صغير فقط يكون مرئي على شكل كواكب ونجوم ومجرات.