29.1: عصر الكون
- Page ID
- 197694
أهداف التعلم
في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:
- وصف كيفية تقدير عمر الكون
- اشرح كيف تؤثر التغيرات في معدل التوسع بمرور الوقت على تقديرات عمر الكون
- وصف الدليل على وجود الطاقة المظلمة وأن معدل التوسع يتسارع حاليًا
- وصف بعض الأدلة المستقلة لعمر الكون التي تتوافق مع تقدير العمر بناءً على معدل التوسع
لاستكشاف تاريخ الكون، سنتبع نفس المسار الذي اتبعه علماء الفلك تاريخيًا - بدءًا من دراسات الكون القريب ثم استكشاف الأجسام البعيدة أكثر من أي وقت مضى والنظر إلى الوراء في الوقت المناسب.
جاء الإدراك بأن الكون يتغير بمرور الوقت في عشرينيات وثلاثينيات القرن الماضي عندما أصبحت قياسات التحولات الحمراء لعينة كبيرة من المجرات متاحة. بعد فوات الأوان، من المدهش أن العلماء أصيبوا بالصدمة عندما اكتشفوا أن الكون يتوسع. في الواقع، تتطلب نظرياتنا عن الجاذبية أن الكون يجب أن يتوسع أو يتقلص. لإظهار ما نعنيه، لنبدأ بعالم محدود الحجم - لنقل كرة عملاقة من ألف مجرة. كل هذه المجرات تجذب بعضها البعض بسبب جاذبيتها. إذا كانت ثابتة في البداية، فإنها ستبدأ حتمًا في الاقتراب من بعضها البعض والاصطدام في النهاية. لم يتمكنوا من تجنب هذا الانهيار إلا إذا حدث لسبب ما أنهم ابتعدوا عن بعضهم البعض بسرعات عالية. وبنفس الطريقة، فقط إذا تم إطلاق صاروخ بسرعة عالية كافية يمكنه تجنب السقوط مرة أخرى إلى الأرض.
من الصعب حل مشكلة ما يحدث في الكون اللانهائي، لكن أينشتاين (وآخرون) استخدم نظريته في النسبية العامة (التي وصفناها في Black Holes و Curved Spacetime) لإظهار أنه حتى الأكوان اللانهائية لا يمكن أن تكون ثابتة. نظرًا لأن علماء الفلك في ذلك الوقت لم يكونوا يعرفون بعد أن الكون آخذ في التوسع (وكان أينشتاين نفسه غير راغب فلسفيًا في قبول كون متحرك)، فقد غير معادلاته بإدخال مصطلح جديد عشوائي (قد نسميه عامل الهراء) يسمى الثابت الكوني . يمثل هذا الثابت قوة تنافر افتراضية يمكنها موازنة جاذبية الجاذبية على أكبر المقاييس والسماح للمجرات بالبقاء على مسافات ثابتة من بعضها البعض. بهذه الطريقة، يمكن أن يبقى الكون ساكنًا.
بعد حوالي عقد من الزمان، أفاد هابل وزملاؤه في العمل أن الكون يتوسع، بحيث لا توجد حاجة إلى قوة موازنة غامضة. (ناقشنا هذا في الفصل الخاص بالمجرات.) وبحسب ما ورد قال أينشتاين إن إدخال الثابت الكوني كان «أكبر خطأ في حياتي». ولكن كما سنرى لاحقًا في هذا الفصل، تشير الملاحظات الحديثة نسبيًا إلى أن التوسع يتسارع. يتم الآن إجراء الملاحظات لتحديد ما إذا كان هذا التسارع يتوافق مع الثابت الكوني. بطريقة ما، قد يتضح أن أينشتاين كان على حق بعد كل شيء.
شاهد معرض الويب هذا عن تاريخ تفكيرنا في علم الكونيات، مع الصور والسير الذاتية، من مركز المعهد الأمريكي للفيزياء لتاريخ الفيزياء.
ذا هابل تايم
إذا كان لدينا فيلم عن الكون المتوسع وقمنا بتشغيل الفيلم للخلف، ماذا سنرى؟ بدلاً من أن تتحرك المجرات بعيدًا، ستتحرك معًا في فيلمنا - وتقترب أكثر فأكثر طوال الوقت. في النهاية، سنجد أن كل المواد التي يمكننا رؤيتها اليوم كانت مركزة ذات مرة في حجم صغير للغاية. يحدد علماء الفلك هذه المرة ببداية الكون. يُطلق على انفجار هذا الكون المركّز في بداية الوقت اسم الانفجار الكبير (ليس مصطلحًا سيئًا، حيث لا يمكن أن يكون لديك انفجار أكبر من الانفجار الذي يخلق الكون بأكمله). ولكن متى حدث هذا الانفجار؟
يمكننا إجراء تقدير معقول للوقت منذ بدء التوسع العالمي. لنرى كيف يقوم علماء الفلك بذلك، دعونا نبدأ بالتشابه. لنفترض أن فصل علم الفلك الخاص بك قرر إقامة حفلة (نوع من «الانفجار الكبير») في منزل شخص ما للاحتفال بنهاية الفصل الدراسي. لسوء الحظ، يحتفل الجميع بحماس كبير لدرجة أن الجيران يتصلون بالشرطة، الذين يصلون ويبعدون الجميع في نفس اللحظة. تصل إلى المنزل في الساعة 2 صباحًا، ولا تزال تشعر بالضيق إلى حد ما بشأن الطريقة التي انتهت بها الحفلة، وتدرك أنك نسيت النظر إلى ساعتك لمعرفة الوقت الذي وصلت فيه الشرطة إلى هناك. لكنك تستخدم خريطة لقياس المسافة بين الحفلة ومنزلك 40 كيلومترًا. وتتذكر أيضًا أنك قدت الرحلة بأكملها بسرعة ثابتة تبلغ 80 كيلومتر/ساعة (نظرًا لأنك كنت قلقًا بشأن سيارات الشرطة التي تتبعك). لذلك، يجب أن تكون الرحلة قد استغرقت:
\[ \text{time} = \frac{\text{distance}}{\text{velocity}} = \frac{40 \text{ kilometers}}{80 \text{ kilometers/hour}} = 0.5 \text{ hours} \nonumber\]
لذلك يجب أن تكون الحفلة قد انفصلت في الساعة 1:30 صباحًا.
لم يكن هناك بشر في الجوار للنظر إلى ساعاتهم عندما بدأ الكون، ولكن يمكننا استخدام نفس التقنية لتقدير متى بدأت المجرات بالابتعاد عن بعضها البعض. (تذكر أنه في الواقع، الفضاء هو الذي يتوسع، وليس المجرات التي تتحرك عبر الفضاء الثابت.) إذا استطعنا قياس مدى تباعد المجرات الآن، ومدى سرعة تحركها، يمكننا معرفة المدة التي استغرقتها الرحلة.
دعونا نسمي عمر الكون المقاس بهذه الطريقة T 0. دعونا أولاً نقوم بحالة بسيطة من خلال افتراض أن التوسع كان بمعدل ثابت منذ بدء توسع الكون. في هذه الحالة، الوقت الذي تستغرقه المجرة للتحرك مسافة، d، بعيدًا عن درب التبانة (تذكر أنه في البداية كانت المجرات كلها معًا في حجم صغير جدًا) هو (كما في مثالنا)
\[T_0=d/v \nonumber\]
\(v\)أين سرعة المجرة. إذا تمكنا من قياس السرعة التي تتحرك بها المجرات بعيدًا، وكذلك المسافات بينها، فيمكننا تحديد المدة التي بدأ بها التوسع.
يجب أن يبدو إجراء مثل هذه القياسات مألوفًا جدًا. هذا هو بالضبط ما احتاج هابل والعديد من علماء الفلك بعده إلى القيام به من أجل تأسيس قانون هابل وثابت هابل. لقد تعلمنا في المجرات أن مسافة المجرة وسرعتها في الكون المتوسع مرتبطتان بـ
\[V=H \times d \nonumber\]
أين\(H\) هو ثابت هابل. الجمع بين هذين التعبيرين يعطينا
\[T_0= \frac{d}{v} = \frac{d}{(H \times d)} = \frac{1}{H} \nonumber\]
نرى إذن أن عمل حساب هذا الوقت قد تم بالفعل بالنسبة لنا عندما قام علماء الفلك بقياس ثابت هابل. يتضح أن عمر الكون المقدر بهذه الطريقة هو مجرد مقابل ثابت هابل (أي 1/\(H\)). يُطلق على تقدير العمر هذا أحيانًا اسم وقت هابل. بالنسبة لثابت هابل البالغ 20 كيلومتر/ثانية لكل مليون سنة ضوئية، يبلغ زمن هابل حوالي 15 مليار سنة. الوحدة التي يستخدمها علماء الفلك لثابت هابل هي كيلومتر/ثانية لكل مليون فرسخ. في هذه الوحدات، يساوي ثابت هابل حوالي 70 كيلومتر/ثانية لكل مليون فرسخ، مرة أخرى مع عدم يقين يبلغ حوالي 5٪.
لتسهيل تذكر الأرقام، قمنا ببعض التقريب هنا. إن تقديرات ثابت هابل هي في الواقع أقرب إلى 21 أو 22 كيلومتر/ثانية لكل مليون سنة ضوئية، مما يجعل العمر أقرب إلى 14 مليار سنة. ولكن لا يزال هناك حوالي 5٪ من عدم اليقين في ثابت هابل، مما يعني أن عمر الكون المقدر بهذه الطريقة غير مؤكد أيضًا بحوالي 5٪.
ولكن لوضع أوجه عدم اليقين هذه في نصابها، يجب أن تعرف أنه قبل 50 عامًا، كان عدم اليقين عاملاً من عوامل 2. تم إحراز تقدم ملحوظ نحو تحديد ثابت هابل في العقدين الماضيين.
دور التباطؤ
إن زمن هابل هو العمر المناسب للكون فقط إذا كان معدل التوسع ثابتًا طوال الوقت منذ بدء توسع الكون. استمرارًا في تشبيهنا بحفلة نهاية الفصل الدراسي، فإن هذا يعادل افتراض أنك سافرت إلى المنزل من الحفلة بمعدل ثابت، في حين أن الأمر قد لا يكون كذلك في الواقع. في البداية، غضبًا من الاضطرار إلى المغادرة، ربما تكون قد قدت سيارتك بسرعة، ولكن بعد ذلك عندما هدأت - وفكرت في سيارات الشرطة على الطريق السريع - ربما بدأت في التباطؤ حتى أصبحت تقود بسرعة مقبولة اجتماعيًا (مثل 80 كيلومتر/ساعة). في هذه الحالة، نظرًا لأنك كنت تقود بشكل أسرع في البداية، فإن رحلة العودة إلى المنزل كانت ستستغرق أقل من نصف ساعة.
وبنفس الطريقة، عند حساب زمن هابل، افترضنا أن H كان ثابتًا طوال الوقت. اتضح أن هذا ليس افتراضًا جيدًا. في وقت سابق من تفكيرهم في هذا الأمر، توقع علماء الفلك أن معدل التوسع يجب أن يتباطأ. نحن نعلم أن المادة تخلق الجاذبية، حيث تسحب جميع الكائنات جميع الأشياء الأخرى. كان من المتوقع أن يؤدي الجذب المتبادل بين المجرات إلى إبطاء التوسع مع مرور الوقت. هذا يعني أنه إذا كانت الجاذبية هي القوة الوحيدة المؤثرة (فكرة كبيرة، كما سنرى في القسم التالي)، فيجب أن يكون معدل التوسع أسرع في الماضي مما هو عليه اليوم. في هذه الحالة، يمكننا القول أن الكون يتباطأ منذ البداية.
يعتمد مدى تباطؤها على أهمية الجاذبية في إبطاء التوسع. إذا كان الكون فارغًا تقريبًا، فسيكون دور الجاذبية ضئيلًا. ثم سيكون التباطؤ قريبًا من الصفر، وسيكون الكون قد توسع بمعدل ثابت. ولكن في عالم ذي كثافة كبيرة للمادة، فإن جاذبية الجاذبية تعني أن معدل التمدد يجب أن يكون أبطأ الآن مما كان عليه من قبل. إذا استخدمنا معدل التوسع الحالي لتقدير المدة التي استغرقتها المجرات للوصول إلى فصلاتها الحالية، فسوف نبالغ في تقدير عمر الكون - تمامًا كما بالغنا في تقدير الوقت الذي استغرقته للعودة إلى المنزل من الحفلة.
تسريع عالمي
أمضى علماء الفلك عدة عقود في البحث عن أدلة على أن التوسع كان يتباطأ، لكنهم لم ينجحوا. ما احتاجوا إليه هو 1) تلسكوبات أكبر حجمًا حتى يتمكنوا من قياس التحولات الحمراء للمجرات البعيدة و 2) لمبة قياسية مضيئة جدًا (أو شمعة قياسية)، أي بعض الأجسام الفلكية ذات اللمعان المعروف التي تنتج كمية هائلة من الطاقة ويمكن ملاحظتها على مسافات بمليار سنة ضوئية أو أكثر.
تذكر أننا ناقشنا المصابيح القياسية في الفصل الخاص بالمجرات. إذا قارنا مدى الإضاءة المفترض للمصباح القياسي ومدى تعتيمه فعليًا في التلسكوبات الخاصة بنا، فإن الفرق يسمح لنا بحساب المسافة. يمكن أن يخبرنا التحول الأحمر للمجرة مثل هذا المصباح عن مدى سرعة تحركها في الكون. حتى نتمكن من قياس المسافة والحركة بشكل مستقل.
تم استيفاء هذين الشرطين أخيرًا في التسعينيات. أظهر علماء الفلك أن المستعرات الأعظمية من النوع Ia (انظر موت النجوم)، مع بعض التصحيحات بناءً على أشكال منحنيات الضوء الخاصة بها، هي مصابيح قياسية. يحدث هذا النوع من السوبرنوفا عندما يجمع قزم أبيض مادة كافية من نجم مصاحب ليتجاوز حد Chandrasekhar ثم ينهار وينفجر. في وقت السطوع الأقصى، يمكن لهذه المستعرات الأعظمية الدرامية أن تتفوق لفترة وجيزة على المجرات التي تستضيفها، وبالتالي يمكن ملاحظتها على مسافات كبيرة جدًا. يمكن استخدام التلسكوبات الكبيرة التي يتراوح طولها من 8 إلى 10 أمتار للحصول على الأطياف اللازمة لقياس الانتقالات الحمراء للمجرات المضيفة (الشكل\(\PageIndex{2}\)).
نُشرت نتيجة الدراسة المضنية والدقيقة لهذه المستعرات الأعظمية في مجموعة من المجرات، التي أجرتها مجموعتان من الباحثين، في عام 1998. كان الأمر صادمًا - وثوريًا جدًا لدرجة أن اكتشافهم حصل على جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2011. ما وجده الباحثون هو أن هذه المستعرات الأعظمية من النوع Ia في المجرات البعيدة كانت أخف مما كان متوقعًا من قانون هابل، نظرًا للتحولات الحمراء المقاسة للمجرات المضيفة لها. بعبارة أخرى، اختلفت المسافات المقدرة من المستعرات الأعظمية المستخدمة كمصابيح قياسية مع المسافات المقاسة من التحولات الحمراء.
إذا كان الكون يتباطأ، فإننا نتوقع أن تكون المستعرات الأعظمية البعيدة أكثر إشراقًا من المتوقع. كان من شأن التباطؤ أن يبقيهم أقرب إلينا. وبدلاً من ذلك، أصبحوا أكثر خفتًا، الأمر الذي بدا في البداية أنه لا معنى له.
قبل قبول هذا التطور الصادم، اكتشف علماء الفلك أولاً احتمال ألا تكون المستعرات الأعظمية مفيدة حقًا مثل المصابيح القياسية كما اعتقدوا. ربما بدت المستعرات الأعظمية خافتة جدًا لأن الغبار على طول خط رؤيتنا لها امتص بعضًا من نورها. أو ربما كانت المستعرات الأعظمية على مسافات كبيرة لسبب ما أقل إضاءة من المستعرات الأعظمية القريبة من النوع Ia.
استبعدت مجموعة من الملاحظات الأكثر تفصيلاً هذه الاحتمالات. ثم كان على العلماء التفكير في البديل القائل بأن المسافة المقدرة من الانزياح الأحمر غير صحيحة. تفترض المسافات المشتقة من التحولات الحمراء أن ثابت هابل كان ثابتًا حقًا طوال الوقت. لقد رأينا أن إحدى الطرق التي قد لا تكون ثابتة بها هي أن التوسع يتباطأ. لكن لنفترض أن أيًا من الافتراضات ليس صحيحًا (سرعة ثابتة أو تباطؤ.)
لنفترض، بدلاً من ذلك، أن الكون يتسارع. إذا كان الكون يتوسع الآن بشكل أسرع مما كان عليه قبل مليارات السنين، فإن حركتنا بعيدًا عن المستعرات الأعظمية البعيدة قد تسارعت منذ حدوث الانفجار، مما جعلنا نبتعد عنها. يجب أن يقطع ضوء الانفجار مسافة أكبر للوصول إلينا مما لو كان معدل التمدد ثابتًا. كلما ابتعد الضوء، كلما بدا خافتًا. هذا الاستنتاج من شأنه أن يفسر ملاحظات السوبرنوفا بطريقة طبيعية، وقد تم إثبات ذلك الآن من خلال العديد من الملاحظات الإضافية على مدى العقدين الماضيين. يبدو حقًا أن توسع الكون يتسارع، وهي فكرة غير متوقعة لدرجة أن علماء الفلك قاوموا في البداية التفكير فيها.
كيف يمكن أن يتسارع توسع الكون؟ إذا كنت ترغب في تسريع سيارتك، يجب عليك توفير الطاقة عن طريق الضغط على الغاز. وبالمثل، يجب توفير الطاقة لتسريع توسع الكون. كان اكتشاف التسارع صادمًا لأن العلماء ما زالوا لا يعرفون مصدر الطاقة. يسميها العلماء الطاقة المظلمة، وهي علامة واضحة على قلة فهمنا لها.
لاحظ أن هذا المكون الجديد من الكون ليس المادة المظلمة التي تحدثنا عنها في الفصول السابقة. الطاقة المظلمة هي شيء آخر لم نكتشفه بعد في مختبراتنا على الأرض.
ما هي الطاقة المظلمة؟ أحد الاحتمالات هو أنه الثابت الكوني، وهو طاقة مرتبطة بفراغ الفضاء «الفارغ» نفسه. تخبرنا ميكانيكا الكم (النظرية المثيرة للاهتمام لكيفية تصرف الأشياء على المستويين الذري ودون الذري) أن مصدر هذه الطاقة الفراغية قد يكون جزيئات أولية صغيرة تتدفق داخل وخارج الوجود في كل مكان في جميع أنحاء الكون. تم إجراء محاولات مختلفة لحساب حجم التأثيرات التي يجب أن تكون عليها طاقة التفريغ هذه، ولكن حتى الآن لم تنجح هذه المحاولات. في الواقع، يختلف ترتيب حجم التقديرات النظرية لطاقة الفراغ بناءً على ميكانيكا الكم للمادة والقيمة المطلوبة لحساب تسارع تمدد الكون بعامل مذهل لا يقل عن 10120 (أي 1 متبوعًا بـ 120 صفرًا)! تم اقتراح العديد من النظريات الأخرى، ولكن خلاصة القول هي أنه على الرغم من وجود أدلة دامغة على وجود الطاقة المظلمة، إلا أننا لا نعرف حتى الآن مصدر تلك الطاقة.
مهما كانت الطاقة المظلمة، يجب أن نلاحظ أن اكتشاف أن معدل التوسع لم يكن ثابتًا منذ بداية الكون يعقد حساب عمر الكون. ومن المثير للاهتمام أن التسارع يبدو أنه لم يبدأ مع الانفجار الكبير. خلال المليارات الأولى من السنين بعد الانفجار العظيم، عندما كانت المجرات قريبة من بعضها البعض، كانت الجاذبية قوية بما يكفي لإبطاء التوسع. عندما ابتعدت المجرات عن بعضها البعض، ضعف تأثير الجاذبية. بعد عدة مليارات من السنين من الانفجار العظيم، استحوذت الطاقة المظلمة على زمام الأمور، وبدأ التوسع يتسارع (الشكل\(\PageIndex{3}\)).
يعمل التباطؤ على جعل عمر الكون المقدر بالعلاقة البسيطة\(T_0 = 1/H\) يبدو أقدم مما هو عليه بالفعل، بينما يعمل التسارع على جعله يبدو أصغر سنًا. بالصدفة السعيدة، أدت أفضل تقديراتنا لمدى التباطؤ والتسارع إلى إجابة للعمر القريب جدًا\(T_0 = 1/H\). أفضل تقدير حالي هو أن الكون يبلغ من العمر 13.8 مليار سنة مع عدم اليقين بحوالي 100 مليون سنة فقط.
خلال هذا الفصل، أشرنا إلى ثابت هابل. نحن نعلم الآن أن ثابت هابل يتغير بمرور الوقت. ومع ذلك، فهي ثابتة في كل مكان في الكون وفي أي وقت. عندما نقول أن ثابت هابل يبلغ حوالي 70 كيلومترًا/ثانية/مليون فرسخ، فإننا نعني أن هذه هي قيمة ثابت هابل في الوقت الحالي.
مقارنة الأعمار
لدينا الآن تقدير واحد لعمر الكون من توسعه. هل هذا التقدير متوافق مع الملاحظات الأخرى؟ على سبيل المثال، هل أقدم النجوم أو الأشياء الفلكية الأخرى أصغر من 13.8 مليار سنة؟ بعد كل شيء، يجب أن يكون عمر الكون على الأقل مثل أقدم الكائنات الموجودة فيه.
في مجرتنا وغيرها، توجد أقدم النجوم في المجموعات الكروية (الشكل\(\PageIndex{4}\))، والتي يمكن تأريخها باستخدام نماذج التطور النجمي الموصوفة في فصل النجوم من المراهقة إلى الشيخوخة.
تحسنت دقة تقديرات العمر للمجموعات الكروية بشكل ملحوظ في السنوات الأخيرة لسببين. أولاً، تم تحسين النماذج الداخلية للنجوم العنقودية الكروية، وذلك أساسًا من خلال معلومات أفضل حول كيفية امتصاص الذرات للإشعاع وهي تشق طريقها من مركز النجم إلى الفضاء. ثانياً، أدت الملاحظات من الأقمار الصناعية إلى تحسين دقة قياساتنا للمسافات إلى هذه المجموعات. الاستنتاج هو أن أقدم النجوم تشكلت منذ حوالي 12-13 مليار سنة.
تم تأكيد هذا التقدير العمري مؤخرًا من خلال دراسة طيف اليورانيوم في النجوم. نظير اليورانيوم 238 مشع ويتحلل (يتغير إلى عنصر آخر) بمرور الوقت. (حصل اليورانيوم 238 على تسميته لأنه يحتوي على 92 بروتونًا و 146 نيوترونًا.) نحن نعلم (من كيفية صنع النجوم والمستعرات الأعظمية للعناصر) مقدار اليورانيوم 238 الذي يُصنع عمومًا مقارنة بالعناصر الأخرى. لنفترض أننا نقيس كمية اليورانيوم بالنسبة للعناصر غير المشعة في نجم قديم جدًا وفي شمسنا، ونقارن الوفرة. باستخدام هذه المعلومات، يمكننا تقدير مدة تحلل اليورانيوم في النجم القديم جدًا لأننا نعرف من شمسنا مقدار تحلل اليورانيوم في 4.5 مليار سنة.
خط اليورانيوم ضعيف جدًا ويصعب تحديده حتى في الشمس، ولكن تم قياسه الآن بنجم واحد قديم جدًا باستخدام التلسكوب الأوروبي الكبير جدًا (الشكل\(\PageIndex{5}\)). وبمقارنة الوفرة مع تلك الموجودة في النظام الشمسي، الذي نعرف عمره، يقدر علماء الفلك أن النجم يبلغ 12.5 مليار سنة، مع عدم يقين يبلغ حوالي 3 مليارات سنة. في حين أن عدم اليقين كبير، يعد هذا العمل تأكيدًا مهمًا للأعمار المقدرة من خلال دراسات النجوم العنقودية الكروية. لاحظ أن تقدير عمر اليورانيوم مستقل تمامًا; لا يعتمد على قياس المسافات أو على نماذج الأجزاء الداخلية للنجوم.
كما سنرى لاحقًا في هذا الفصل، ربما لم تتشكل النجوم العنقودية الكروية حتى بدأ توسع الكون لبضع مئات الملايين من السنين على الأقل. وفقًا لذلك، تتوافق أعمارهم مع عمر 13.8 مليار سنة المقدر من معدل التوسع.
ملخص
علم الكونيات هو دراسة تنظيم الكون وتطوره. الكون آخذ في التوسع، وهذه واحدة من نقاط البداية الرئيسية للمراقبة للنظريات الكونية الحديثة. تظهر الملاحظات الحديثة أن معدل التوسع لم يكن ثابتًا طوال حياة الكون. في البداية، عندما كانت المجرات قريبة من بعضها البعض، كانت تأثيرات الجاذبية أقوى من تأثيرات الطاقة المظلمة، وتباطأ معدل التوسع تدريجيًا. عندما ابتعدت المجرات عن بعضها البعض، ضعف تأثير الجاذبية على معدل التمدد. تُظهر قياسات المستعرات الأعظمية البعيدة أنه عندما كان الكون حوالي نصف عمره الحالي، بدأت الطاقة المظلمة تهيمن على معدل التوسع وتسببت في تسريعه. من أجل تقدير عمر الكون، يجب أن نسمح بالتغييرات في معدل التوسع. بعد السماح بهذه التأثيرات، يقدر علماء الفلك أن كل المادة داخل الكون المرئي كانت مركزة في حجم صغير للغاية منذ 13.8 مليار سنة، وهو الوقت الذي نسميه الانفجار العظيم.
مسرد المصطلحات
- الانفجار الكبير
- نظرية علم الكونيات التي بدأ فيها توسع الكون بانفجار بدائي (الفضاء والوقت والمادة والطاقة)
- ثابت كوني
- المصطلح في معادلات النسبية العامة التي تمثل قوة تنافر في الكون
- الكوزمولوجيا
- دراسة تنظيم وتطور الكون
- طاقة مظلمة
- الطاقة التي تتسبب في تسارع توسع الكون؛ يُستدل على وجودها من ملاحظات المستعرات الأعظمية البعيدة