29.2: نموذج للكون

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

• اشرح كيف يؤثر معدل تمدد الكون على تطوره
• وصف الاحتمالات الأربعة لتطور الكون
• اشرح ما الذي يتوسع عندما نقول أن الكون يتوسع
• حدد الكثافة الحرجة والدليل على أن المادة وحدها في الكون أصغر بكثير من الكثافة الحرجة
• وصف ما تقوله الملاحظات عن المستقبل المحتمل للكون على المدى الطويل

دعونا الآن نستخدم النتائج حول توسع الكون للنظر في كيفية تطبيق هذه الأفكار لتطوير نموذج لتطور الكون ككل. باستخدام هذا النموذج، يمكن لعلماء الفلك عمل تنبؤات حول كيفية تطور الكون حتى الآن وما سيحدث له في المستقبل.

الكون المتوسع

يجب أن يتضمن كل نموذج للكون التوسع الذي نلاحظه. عنصر رئيسي آخر في النماذج هو أن المبدأ الكوني (الذي ناقشناه في تطور وتوزيع المجرات) صالح: على نطاق واسع، الكون في أي وقت هو نفسه في كل مكان (متجانس ومتشابه). ونتيجة لذلك، يجب أن يكون معدل التوسع هو نفسه في كل مكان خلال أي حقبة من الزمن الكوني. إذا كان الأمر كذلك، لسنا بحاجة إلى التفكير في الكون بأكمله عندما نفكر في التوسع، يمكننا فقط النظر إلى أي جزء كبير بما فيه الكفاية منه. (تسمح بعض نماذج الطاقة المظلمة لمعدل التمدد بأن يكون مختلفًا في اتجاهات مختلفة، ويقوم العلماء بتصميم تجارب لاختبار هذه الفكرة. ومع ذلك، حتى يتم العثور على مثل هذه الأدلة، سنفترض أن المبدأ الكوني ينطبق في جميع أنحاء الكون.)

في المجرات، لمحنا إلى أنه عندما نفكر في توسع الكون، فمن الأصح التفكير في الفضاء نفسه الممتد بدلاً من المجرات التي تتحرك عبر الفضاء الثابت. ومع ذلك، فإننا نناقش منذ ذلك الحين التحولات الحمراء للمجرات كما لو كانت ناتجة عن حركة المجرات نفسها.

ومع ذلك، فقد حان الوقت أخيرًا لوضع مثل هذه المفاهيم المبسطة وراءنا وإلقاء نظرة أكثر تعقيدًا على التوسع الكوني. تذكر من مناقشتنا لنظرية النسبية العامة لأينشتاين (في الفصل الخاص بالثقوب السوداء والزمكان المنحني) أن الفضاء - أو، على وجه التحديد، الزمكان - ليس مجرد خلفية لعمل الكون، كما اعتقد نيوتن. بل هو مشارك نشط - يتأثر بدوره ويؤثر على المادة والطاقة في الكون.

نظرًا لأن توسع الكون هو امتداد كل الزمكان، فإن جميع النقاط في الكون تمتد معًا. وهكذا، بدأ التوسع في كل مكان في وقت واحد. لسوء الحظ بالنسبة للوكالات السياحية في المستقبل، لا يوجد موقع يمكنك زيارته حيث بدأ تمدد الفضاء أو حيث يمكننا القول أن الانفجار الكبير حدث.

لوصف كيفية تمدد الفضاء، نقول إن التوسع الكوني يتسبب في خضوع الكون لتغيير موحد في الحجم بمرور الوقت. ونعني بالمقياس، على سبيل المثال، المسافة بين مجموعتين من المجرات. من المعتاد تمثيل المقياس بالعامل\(R\)؛ وإذا تضاعفت المسافة\(R\) بين المجموعات، فقد تضاعفت المسافة بين المجموعات. نظرًا لأن الكون يتوسع بنفس المعدل في كل مكان، فإن التغيير في R يخبرنا بمدى توسعه (أو انقباضه) في أي وقت. بالنسبة للكون الثابت، سيكون R ثابتًا مع مرور الوقت. في الكون المتوسع، تزداد R بمرور الوقت.

إذا كان الفضاء هو الذي يمتد بدلاً من تحرك المجرات عبر الفضاء، فلماذا تُظهر المجرات تحولات حمراء في أطيافها؟ عندما كنت صغيرًا وساذجًا - قبل بضعة فصول - كان من الجيد مناقشة التحولات الحمراء للمجرات البعيدة كما لو كانت ناتجة عن حركتها بعيدًا عنا. ولكن الآن بعد أن أصبحت طالبًا أكبر سنًا وأكثر حكمة في علم الكونيات، فإن هذا الرأي لن ينجح ببساطة.

تتمثل الرؤية الأكثر دقة للتحولات الحمراء للمجرات في أن موجات الضوء تمتد من خلال تمدد الفضاء الذي تنتقل عبره. فكر في الضوء من مجرة بعيدة. عندما يبتعد الضوء عن مصدره، يجب أن ينتقل عبر الفضاء. إذا كانت المساحة تمتد طوال الوقت الذي ينتقل فيه الضوء، فسيتم تمديد موجات الضوء أيضًا. الانزياح الأحمر هو امتداد الموجات - يزداد الطول الموجي لكل موجة (الشكل\(\PageIndex{1}\)). ينتقل الضوء من المجرات البعيدة لوقت أطول من الضوء القادم من المجرات الأقرب. هذا يعني أن الضوء قد امتد أكثر من الضوء من الضوء القريب وبالتالي يظهر تحولًا أكبر في اللون الأحمر.

\(\PageIndex{6}\)توسيع الشكل والانزياح الأحمر. مع توسع السطح المرن، تمتد الموجة على سطحه. بالنسبة لموجات الضوء، يمكن اعتبار الزيادة في الطول الموجي بمثابة تحول أحمر.

وبالتالي، فإن ما يخبرنا به التحول الأحمر المقاس للضوء من جسم ما هو مدى توسع الكون منذ أن غادر الضوء الجسم. إذا توسع الكون بعامل 2، فإن الطول الموجي للضوء (وجميع الموجات الكهرومغناطيسية من نفس المصدر) سيتضاعف.

نماذج التوسعة

قبل أن يعرف علماء الفلك الطاقة المظلمة أو لديهم قياس جيد لكمية المادة الموجودة في الكون، قاموا بعمل نماذج تخمينية حول كيفية تطور الكون بمرور الوقت. يتم عرض السيناريوهات الأربعة المحتملة في الشكل\(\PageIndex{3}\). في هذا المخطط، يتحرك الوقت للأمام من الأسفل إلى الأعلى، ويزداد مقياس المساحة كلما اتسعت الدوائر الأفقية.

الشكل\(\PageIndex{3}\) أربعة نماذج محتملة للكون. يمثل المربع الأصفر الحاضر في جميع الحالات الأربع، وبالنسبة لجميع الحالات الأربع، فإن ثابت هابل يساوي نفس القيمة في الوقت الحالي. يتم قياس الوقت في الاتجاه الرأسي. الكونان الأولان على اليسار هما العالمان اللذان يتباطأ فيهما معدل التوسع بمرور الوقت. وسيتباطأ الخط الموجود على اليسار في نهاية المطاف، وسيتوقف ويتراجع، وينتهي به الأمر إلى «أزمة كبيرة»، في حين أن الطرف المجاور له سيستمر في التوسع إلى الأبد، ولكن ببطء أكثر من أي وقت مضى مع مرور الوقت. الكون «الساحلي» هو الكون الذي يتمدد بمعدل ثابت يمنحه ثابت هابل طوال الوقت الكوني. سيستمر الكون المتسارع على اليمين في التوسع بشكل أسرع وأسرع إلى الأبد.

إن أبسط سيناريو للكون المتوسع هو السيناريو الذي\(R\) يزداد فيه بمرور الوقت بمعدل ثابت. لكنك تعلم بالفعل أن الحياة ليست بهذه البساطة. يحتوي الكون على قدر كبير من الكتلة وتؤدي جاذبيته إلى إبطاء التوسع - بكمية كبيرة إذا كان الكون يحتوي على الكثير من المادة، أو بكمية ضئيلة إذا كان الكون فارغًا تقريبًا. ثم هناك التسارع الملحوظ، الذي يلومه علماء الفلك على نوع من الطاقة المظلمة.

دعونا أولاً نستكشف نطاق الاحتمالات من خلال نماذج لكميات مختلفة من الكتلة في الكون ومساهمات مختلفة من الطاقة المظلمة. في بعض النماذج - كما سنرى - يتوسع الكون إلى الأبد. في حالات أخرى، تتوقف عن التوسع وتبدأ في الانكماش. بعد النظر إلى الاحتمالات القصوى، سننظر في الملاحظات الأخيرة التي تسمح لنا باختيار السيناريو الأكثر احتمالاً.

ربما ينبغي أن نتوقف لمدة دقيقة لنلاحظ مدى روعة قدرتنا على القيام بذلك على الإطلاق. إن فهمنا للمبادئ التي تكمن وراء كيفية عمل الكون على نطاق واسع وملاحظاتنا حول كيفية تغير الكائنات في الكون مع مرور الوقت تسمح لنا بنمذجة تطور الكون بأكمله هذه الأيام. إنها واحدة من أسمى إنجازات العقل البشري.

ما ينظر إليه علماء الفلك عمليًا، لتحديد نوع الكون الذي نعيش فيه، هو متوسط كثافة الكون. هذه هي كتلة المادة (بما في ذلك كتلة الطاقة المكافئة) ¹ التي سيتم احتواؤها في كل وحدة من وحدات الحجم (على سبيل المثال، 1 سنتيمتر مكعب) إذا تم تفكيك جميع النجوم والمجرات والأجسام الأخرى، ذرة ذرة، وإذا كانت كل هذه الجسيمات، إلى جانب الضوء والطاقة الأخرى، موجودة موزعة في جميع أنحاء الفضاء مع التوحيد المطلق. إذا كان متوسط الكثافة منخفضًا، فستكون الكتلة أقل والجاذبية أقل، ولن يتباطأ الكون كثيرًا. لذلك يمكن أن تتوسع إلى الأبد. من ناحية أخرى، يعني ارتفاع متوسط الكثافة وجود المزيد من الكتلة والمزيد من الجاذبية وأن تمدد الفضاء قد يتباطأ بدرجة كافية بحيث يتوقف التوسع في النهاية. قد تتسبب الكثافة العالية للغاية في انهيار الكون مرة أخرى.

بالنسبة لمعدل معين من التوسع، هناك كثافة حرجة - الكتلة لكل وحدة حجم ستكون كافية فقط لإبطاء التوسع إلى الصفر في وقت ما بعيدًا بلا حدود في المستقبل. إذا كانت الكثافة الفعلية أعلى من هذه الكثافة الحرجة، فسوف ينعكس التوسع في النهاية وسيبدأ الكون في الانقباض. إذا كانت الكثافة الفعلية أقل، فسوف يتوسع الكون إلى الأبد.

هذه الاحتمالات المختلفة موضحة في الشكل\(\PageIndex{4}\). في هذا الرسم البياني، وهو أحد أكثر المخططات شمولاً في جميع العلوم، نرسم تطور مقياس الفضاء في الكون مقابل مرور الوقت. يزداد الوقت إلى اليمين، ويزداد مقياس الكون، R، إلى الأعلى في الشكل. اليوم، عند النقطة التي تحمل علامة «الحاضر» على طول المحور الزمني، تزداد R في كل نموذج. نحن نعلم أن المجرات تتوسع حاليًا بعيدًا عن بعضها البعض، بغض النظر عن النموذج الصحيح. (ينطبق نفس الوضع على لعبة البيسبول التي يتم رميها عالياً في الهواء. في حين أنه قد يتراجع في النهاية، فإنه يتحرك صعودًا بسرعة أكبر بالقرب من بداية الرمي.)

تتوافق الخطوط المختلفة التي تتحرك عبر الرسم البياني مع نماذج مختلفة من الكون. الخط المستقيم المتقطع يتوافق مع الكون الفارغ بدون تباطؤ؛ فهو يعترض محور الوقت في كل مرة،\(T_0\) (زمن هابل)، في الماضي. هذا ليس نموذجًا واقعيًا ولكنه يعطينا مقياسًا لمقارنة النماذج الأخرى به. تمثل المنحنيات الموجودة أسفل الخط المتقطع نماذج بدون طاقة مظلمة وبكميات متفاوتة من التباطؤ، بدءًا من الانفجار العظيم في أوقات أقصر في الماضي. يُظهر المنحنى الموجود أعلى الخط المتقطع ما يحدث إذا كان التوسع يتسارع. دعونا نلقي نظرة فاحصة على المستقبل وفقًا للنماذج المختلفة.

\(\PageIndex{4}\)نماذج الشكل للكون. يرسم هذا الرسم البياني R، مقياس الكون، مع الزمن لنماذج كونية مختلفة. يمثل المنحنى 1 كونًا تكون الكثافة فيه أكبر من القيمة الحرجة؛ يتنبأ هذا النموذج بأن الكون سينهار في النهاية. يمثل المنحنى 2 كونًا بكثافة أقل من الكثافة الحرجة؛ سيستمر الكون في التوسع ولكن بمعدل أبطأ من أي وقت مضى. المنحنى 3 هو كون ذو كثافة حرجة؛ في هذا الكون، سيتباطأ التوسع تدريجيًا حتى يتوقف بعيدًا إلى ما لا نهاية في المستقبل. يمثل المنحنى 4 كونًا يتسارع بسبب تأثيرات الطاقة المظلمة. الخط المتقطع مخصص للكون الفارغ، الذي لا تتباطأ فيه الجاذبية في التوسع أو تتسارع فيه الطاقة المظلمة. الوقت مضغوط جدًا في هذا الرسم البياني.

لنبدأ بالمنحنى 1 في الشكل\(\PageIndex{4}\). في هذه الحالة، تكون الكثافة الفعلية للكون أعلى من الكثافة الحرجة ولا توجد طاقة مظلمة. سيتوقف هذا الكون عن التوسع في وقت ما في المستقبل ويبدأ في الانكماش. يُطلق على هذا النموذج اسم الكون المغلق ويتوافق مع الكون الموجود على اليسار في الشكل\(\PageIndex{3}\). في النهاية، ينخفض المقياس إلى الصفر، مما يعني أن المساحة ستتقلص إلى حجم صغير للغاية. وصف الفيزيائي الشهير جون ويلر هذا بـ «الأزمة الكبيرة»، لأن المادة والطاقة والفضاء والزمان ستختفي جميعها من الوجود. لاحظ أن «الأزمة الكبيرة» هي عكس الانفجار الكبير - إنها انهيار داخلي. الكون لا يتوسع بل ينهار على نفسه.

تكهن بعض العلماء بأن انفجارًا كبيرًا آخر قد يتبع الأزمة، مما يؤدي إلى مرحلة توسع جديدة، ثم انكماش آخر - ربما يتأرجح بين الانفجارات الكبيرة المتتالية والجرشات الكبيرة إلى أجل غير مسمى في الماضي والمستقبل. يشار إلى هذه التكهنات أحيانًا باسم النظرية المتذبذبة للكون. كان التحدي الذي واجهه المنظرون هو كيفية وصف الانتقال من الانهيار (عندما يختفي المكان والزمان في الأزمة الكبيرة) إلى التوسع. ولكن مع اكتشاف الطاقة المظلمة، لا يبدو أن الكون سيواجه أزمة كبيرة، لذلك يمكننا وضع القلق بشأنها في الخلف.

إذا كانت كثافة الكون أقل من الكثافة الحرجة (المنحنى 2 في الشكل\(\PageIndex{4}\) والكون الثاني من اليسار في الشكل\(\PageIndex{3}\))، فإن الجاذبية لا تكون أبدًا مهمة بما يكفي لإيقاف التوسع، وبالتالي يتوسع الكون إلى الأبد. مثل هذا الكون لا نهائي وهذا النموذج يسمى الكون المفتوح. يبدأ الزمان والمكان بالانفجار العظيم، لكن ليس لهما نهاية؛ يستمر الكون ببساطة في التوسع، ودائمًا ببطء أكثر مع مرور الوقت. في نهاية المطاف، تتباعد مجموعات المجرات عن بعضها البعض لدرجة أنه سيكون من الصعب على المراقبين في أي منها رؤية المجرات الأخرى. (راجع مربع الميزات حول كيف يمكن أن يكون الكون في المستقبل البعيد؟ لاحقًا في القسم لمزيد من المعلومات حول المستقبل البعيد في نماذج الكون المغلق والمفتوح.)

عند الكثافة الحرجة (المنحنى 3)، بالكاد يمكن للكون أن يتوسع إلى الأبد. يبلغ عمر الكون ذو الكثافة الحرجة الثلثين بالضبط\(T_0\)،\(T_0\) أين عمر الكون الفارغ. تقل أعمار الأكوان التي ستبدأ يومًا ما في الانقباض عن الثلثين\(T_0\).

في عالم فارغ (شكل\(\PageIndex{4}\) الخط المتقطع والكون الساحلي في الشكل\(\PageIndex{3}\))، لا تكون الجاذبية أو الطاقة المظلمة مهمة بما يكفي للتأثير على معدل التمدد، والذي يكون بالتالي ثابتًا طوال الوقت.

في عالم ذي طاقة مظلمة، سيزداد معدل التوسع بمرور الوقت، وسيستمر التوسع بمعدل أسرع من أي وقت مضى. المنحنى 4 في الشكل\(\PageIndex{4}\)، الذي يمثل هذا الكون، له شكل معقد. في البداية، عندما تكون المادة كلها قريبة جدًا من بعضها البعض، يتأثر معدل التمدد أكثر بالجاذبية. يبدو أن الطاقة المظلمة تعمل فقط على نطاقات كبيرة وبالتالي تصبح أكثر أهمية مع نمو الكون وبدء المادة في التقلص. في هذا النموذج، يتباطأ الكون في البداية، ولكن مع تمدد الفضاء، يلعب التسارع دورًا أكبر ويسرع التوسع.

لعبة شد الحبل الكوني

قد نلخص مناقشتنا حتى الآن بالقول إن «شد الحبل» يحدث في الكون بين القوى التي تفصل كل شيء عن بعضها وجاذبية المادة، التي تجمع كل شيء معًا. إذا تمكنا من تحديد من سينتصر في لعبة شد الحبل هذه، فسوف نتعلم المصير النهائي للكون.

أول شيء نحتاج إلى معرفته هو كثافة الكون. هل هي أكبر من أو أقل من أو تساوي الكثافة الحرجة؟ تعتمد الكثافة الحرجة اليوم على قيمة معدل التوسع اليوم،\(H_0\). إذا كان ثابت هابل حوالي 20 كيلومتر/ثانية لكل مليون سنة ضوئية، فإن الكثافة الحرجة تبلغ حوالي\(10^{–26}\) كجم/م ³. دعونا نرى كيف تقارن هذه القيمة بالكثافة الفعلية للكون.

مثال\(\PageIndex{1}\): الكثافة الحرجة للكون

كما ناقشنا، فإن الكثافة الحرجة هي مزيج المادة والطاقة الذي يؤدي إلى توقف الكون عند اللانهاية. تؤدي معادلات أينشتاين إلى التعبير التالي للكثافة الحرجة\( \left( \rho_{\text{crit}} \right) \):

\[ \rho_{\text{crit}} = \frac{3H^2}{8 \pi G} \nonumber\]

\(H\)أين ثابت هابل\(G\) وهو الثابت العالمي للجاذبية\( \left( 6.67 \times 10^{–11} \text{ Nm}^2/ \text{kg}^2 \right)\).

الحل

دعونا نستبدل قيمنا ونرى ما نحصل عليه. خذ\(H = 22 \text{ km/s}\) لكل مليون سنة ضوئية. نحتاج إلى تحويل كل من الكيلومترات والسنوات الضوئية إلى عدادات من أجل الاتساق. مليون سنة ضوئية =\(10^6 \times 9.5 \times 10^{15} \text{ m} = 9.5 \times 10^{21} \text{ m}\). و\(22 \text{ km/s} = 2.2 \times 10^4 \text{ m/s}\). هذا يجعل\(H = 2.3 \times 10^{–18} ~ /\text{s}\) و\(H^2 = 5.36 \times 10^{–36} ~ /\text{s}^2\). لذا،

\[\rho_{\text{crit}} = \frac{3 \times 5.36 \times 10^{–36}}{8 \times 3.14 \times 6.67 \times 10^{–11}} = 9.6 \times 10^{–27} \text{ kg/m}^3 \nonumber\]

والتي يمكننا تقريبها إلى\(10^{–26} \text{ kg/m}^3\). (لجعل الوحدات تعمل، عليك أن تعرف أن\(N\) وحدة القوة هي نفسها\(\text{kg} \times \text{m/s}^2\).)

الآن يمكننا مقارنة الكثافة التي نقيسها في الكون بهذه القيمة الحرجة. لاحظ أن الكثافة هي الكتلة لكل وحدة حجم، ولكن الطاقة لها كتلة مكافئة لـ\(m = E/c^2\) (من معادلة أينشتاين\(E = mc^2\)).

التمارين\(\PageIndex{1}\)

1. حبة واحدة من الغبار لها كتلة حوالي\(1.1 \times 10^{–13} \text{ kg}\). إذا كان متوسط كثافة الكتلة والطاقة في الفضاء مساويًا للكثافة الحرجة في المتوسط، فما مقدار المساحة المطلوبة لإنتاج طاقة كتلة إجمالية تساوي حبة غبار؟
2. إذا كان ثابت هابل يساوي ضعف ما هو عليه في الواقع، فما مقدار الكثافة الحرجة؟

إجابة

1. في هذه الحالة، يكون متوسط طاقة الكتلة في حجم V من الفضاء هو E = g/crit V. وبالتالي، بالنسبة للفضاء ذي الكثافة الحرجة، فإننا نطلب ذلك،\[V= \frac{E_{\text{grain}}}{\rho_{\text{crit}}} = \frac{1.1 \times 10^{–13} \text{ kg}}{9.6 \times 10^{–26} \text{ kg/m}^3} = 1.15 \times 10^{12} \text{ m}^3 = (10,500 \text{ m})^3 \cong (10.5 \text{ km})^3 \nonumber\] وبالتالي، فإن جوانب مكعب الفضاء بكثافة الكتلة والطاقة بمتوسط الكثافة الحرجة يجب أن تكون أكبر قليلاً من 10 كم لاحتواء الطاقة الكلية التي تساوي حبة واحدة من الغبار!
2. نظرًا لأن الكثافة الحرجة تمثل مربع ثابت هابل، فمن خلال مضاعفة معامل هابل، ستزداد الكثافة الحرجة بعامل أربعة. لذلك إذا كان ثابت هابل 44 كم/ثانية لكل مليون سنة ضوئية بدلاً من 22 كم/ثانية لكل مليون سنة ضوئية، فستكون الكثافة الحرجة\[\rho_{\text{crit}} = 4 \times 9.6 \times 10^{–27} \text{ kg/m}^3 = 3.8 \times 10^{–26} \text{ kg/m}^3. \nonumber\]

يمكننا أن نبدأ مسحنا لمدى كثافة الكون من خلال تجاهل الطاقة المظلمة وتقدير كثافة كل المواد في الكون، بما في ذلك المادة العادية والمادة المظلمة. هنا يأتي المبدأ الكوني مفيدًا حقًا. نظرًا لأن الكون هو نفسه في كل مكان (على الأقل على المقاييس الكبيرة)، فإننا نحتاج فقط إلى قياس مقدار المادة الموجودة في عينة تمثيلية (كبيرة) منه. هذا مشابه للطريقة التي يمكن بها لمسح تمثيلي لبضعة آلاف من الأشخاص أن يخبرنا بمن يفضله ملايين سكان الولايات المتحدة للرئاسة.

هناك العديد من الطرق التي يمكننا من خلالها محاولة تحديد متوسط كثافة المادة في الفضاء. تتمثل إحدى الطرق في حساب جميع المجرات إلى مسافة معينة واستخدام تقديرات كتلتها، بما في ذلك المادة المظلمة، لحساب متوسط الكثافة. تشير هذه التقديرات إلى كثافة تبلغ حوالي\(1\)\(2 \times 10^{–27} \text{ kg/m}^3\) (10 إلى 20٪ من الحالات الحرجة)، وهي في حد ذاتها صغيرة جدًا بحيث لا يمكن إيقاف التوسع.

يقع الكثير من المادة المظلمة خارج حدود المجرات، لذلك لم يكتمل هذا الجرد بعد. ولكن حتى لو أضفنا تقديرًا للمادة المظلمة خارج المجرات، فإن مجموعنا لن يتجاوز حوالي 30٪ من الكثافة الحرجة. سنحدد هذه الأرقام بدقة أكبر لاحقًا في هذا الفصل، حيث سنقوم أيضًا بتضمين تأثيرات الطاقة المظلمة.

على أي حال، حتى لو تجاهلنا الطاقة المظلمة، فإن الدليل هو أن الكون سيستمر في التوسع إلى الأبد. إن اكتشاف الطاقة المظلمة التي تتسبب في تسريع معدل التوسع يعزز هذا الاستنتاج فقط. بالتأكيد لا تبدو الأمور جيدة لمحبي نموذج الكون المغلق (أزمة كبيرة).

كيف يمكن أن يكون الكون في المستقبل البعيد؟

يقول البعض أن العالم سينتهي بالنار، والبعض يقول في الجليد. مما تذوقت طعم الرغبة أحمله مع أولئك الذين يفضلون النار. —من قصيدة «النار والجليد» لروبرت فروست (1923)

نظرًا للقوة التدميرية للتأثير على الكويكبات والعمالقة الحمراء المتوسعة والمستعرات الأعظمية القريبة، قد لا يكون جنسنا موجودًا في المستقبل البعيد. ومع ذلك، قد تستمتع بالتكهن بما سيكون عليه العيش في عالم أقدم بكثير.

التسارع الملحوظ يجعل من المحتمل أننا سنواصل التوسع في المستقبل غير المحدود. إذا توسع الكون إلى الأبد (زادت R بلا حدود)، فإن مجموعات المجرات ستنتشر بعيدًا عن بعضها مع مرور الوقت. مع مرور الدهور، سيصبح الكون أرق وأبرد وأكثر ظلامًا.

داخل كل مجرة، ستستمر النجوم في خوض حياتها، لتصبح في النهاية أقزام بيضاء ونجوم نيوترونية وثقوب سوداء. قد تستغرق النجوم ذات الكتلة المنخفضة وقتًا طويلاً لإنهاء تطورها، ولكن في هذا النموذج، سيكون لدينا حرفيًا كل الوقت في العالم. في النهاية، حتى الأقزام البيضاء ستبرد لتصبح أقزامًا سوداء، وأي نجوم نيوترونية تكشف عن نفسها كنجوم نابضة ستتوقف ببطء عن الدوران، وستكمل الثقوب السوداء ذات الأقراص التراكمية «وجباتها» يومًا ما. ستكون بقايا النجوم كلها مظلمة ويصعب مراقبتها.

هذا يعني أن الضوء الذي يكشف لنا المجرات الآن سينطفئ في النهاية. حتى لو تُرك جيبًا صغيرًا من المواد الخام في زاوية مجهولة من المجرة، جاهزًا للتحول إلى مجموعة جديدة من النجوم، سيتعين علينا فقط الانتظار حتى يحين الوقت الذي يكتمل فيه تطورها أيضًا. والوقت هو الشيء الوحيد الذي يتمتع به هذا النموذج من الكون. سيأتي بالتأكيد وقت تخرج فيه جميع النجوم، وتكون المجرات مظلمة مثل الفضاء، ولا يبقى أي مصدر للحرارة لمساعدة الكائنات الحية على البقاء. ثم ستستمر المجرات التي لا حياة لها في التحرك بعيدًا في عالمها الخالي من الضوء.

إذا كانت هذه النظرة للمستقبل تبدو محبطة (من منظور إنساني)، ضع في اعتبارك أننا لا نفهم أساسًا سبب تسارع معدل التوسع حاليًا. وبالتالي، فإن تكهناتنا حول المستقبل هي مجرد تكهنات. قد تشجعك على معرفة أن العلم دائمًا ما يكون تقريرًا مرحليًا. إن الأفكار الأكثر تقدمًا حول الكون منذ مائة عام تبدو لنا الآن وكأنها بدائية إلى حد ما. قد تبدو أفضل نماذجنا اليوم في غضون مائة أو ألف عام أيضًا مبسطة إلى حد ما وأن هناك عوامل أخرى تحدد المصير النهائي للكون الذي ما زلنا غير مدركين له تمامًا.

عصور المجرات البعيدة

في الفصل الخاص بالمجرات، ناقشنا كيف يمكننا استخدام قانون هابل لقياس المسافة إلى المجرة. لكن هذه الطريقة البسيطة تعمل فقط مع المجرات التي ليست بعيدة جدًا. بمجرد أن نصل إلى مسافات كبيرة، فإننا ننظر بعيدًا إلى الماضي بحيث يجب أن نأخذ في الاعتبار التغيرات في معدل توسع الكون. نظرًا لأننا لا نستطيع قياس هذه التغييرات بشكل مباشر، يجب أن نفترض أحد نماذج الكون حتى نتمكن من تحويل التحولات الحمراء الكبيرة إلى مسافات.

هذا هو سبب توتر علماء الفلك عندما يسألهم المراسلون والطلاب بالضبط عن مدى بُعد بعض الكوازار أو المجرات البعيدة المكتشفة حديثًا. لا يمكننا حقًا إعطاء إجابة دون أن نشرح أولاً نموذج الكون الذي نفترضه في حسابه (في الوقت الذي يكون فيه المراسل أو الطالب قد ذهب أو ينام لفترة طويلة). على وجه التحديد، يجب علينا استخدام نموذج يتضمن التغيير في معدل التوسع مع مرور الوقت. المكونات الرئيسية للنموذج هي كميات المادة، بما في ذلك المادة المظلمة، والكتلة المكافئة (وفقًا لـ\(E = mc^2\)) الطاقة المظلمة جنبًا إلى جنب مع ثابت هابل.

في مكان آخر من هذا الكتاب، قدرنا الكثافة الكتلية للمادة العادية بالإضافة إلى المادة المظلمة بحوالي 0.3 مرة من الكثافة الحرجة، والكتلة المكافئة للطاقة المظلمة بحوالي 0.7 مرة من الكثافة الحرجة. سنشير إلى هذه القيم باسم «النموذج القياسي للكون». سيتم تقديم أحدث التقديرات (المحسنة قليلاً) لهذه القيم والأدلة عليها لاحقًا في هذا الفصل. تتطلب الحسابات أيضًا القيمة الحالية لثابت هابل. بالنسبة للجدول\(\PageIndex{1}\)، اعتمدنا ثابت هابل البالغ 67.3 كيلومتر/ثانية/مليون فرسخ (بدلاً من تقريبه إلى 70 كيلومترًا/ثانية/مليون فرسخ)، وهو ما يتوافق مع عمر الكون البالغ 13.8 مليار سنة المقدر بأحدث الملاحظات.

بمجرد افتراض النموذج، يمكننا استخدامه لحساب عمر الكون في الوقت الذي أصدر فيه الجسم الضوء الذي نراه. على سبيل المثال،\(\PageIndex{1}\) يسرد الجدول الأوقات التي انبعث فيها الضوء من الأجسام في فترات حمراء مختلفة كأجزاء من العمر الحالي للكون. يتم تحديد الأوقات لنموذجين مختلفين جدًا حتى تتمكن من الشعور بحقيقة أن الأعمار المحسوبة متشابهة إلى حد ما. يفترض النموذج الأول أن الكون يحتوي على كثافة حرجة من المادة وليس لديه طاقة مظلمة. النموذج الثاني هو النموذج القياسي الموصوف في الفقرة السابقة. العمود الأول في الجدول هو الانزياح الأحمر، الذي يُعطى بالمعادلة z = Δ/0 وهو مقياس لمدى تمدد الطول الموجي للضوء بفعل تمدد الكون في رحلته الطويلة إلينا.

\(\PageIndex{1}\): أعمار الكون في نوبات حمراء مختلفة

الانزياح الأحمر	النسبة المئوية للعمر الحالي للكون عند انبعاث الضوء (الكتلة = الكثافة الحرجة)	النسبة المئوية للعمر الحالي للكون عند انبعاث الضوء (الكتلة = 0.3 كثافة حرجة؛ الطاقة المظلمة = 0.7 كثافة حرجة)
0	100 (الآن)	100 (الآن)
0.5	54	63
1.0	35	43
2.0	19	24
3.0	13	16
4.0	9	11
5.0	7	9
8.0	4	5
11.9	2.1	2.7
لانهائي	0	0

لاحظ أنه عندما نجد أجسامًا ذات تحولات حمراء أعلى وأعلى، فإننا ننظر إلى الوراء إلى أجزاء أصغر وأصغر من عمر الكون. تقترب أعلى التحولات الحمراء التي تمت ملاحظتها أثناء كتابة هذا الكتاب من 12 (الشكل\(\PageIndex{5}\)). كما\(\PageIndex{1}\) يوضح الجدول، نرى هذه المجرات كما كانت عندما كان عمر الكون حوالي 3٪ فقط كما هو الآن. لقد تم تشكيلها بالفعل بعد حوالي 700 مليون سنة فقط من الانفجار الكبير.

\(\PageIndex{5}\)مجسم هابل ألترا ديب فيلد. تُظهر هذه الصورة، التي تسمى حقل هابل فائق العمق، مجرات خافتة، تُرى بعيدًا جدًا وبالتالي بعيدة جدًا عن الزمن. توضح المربعات الملونة في الصورة الرئيسية مواقع المجرات. تظهر المناظر المكبرة لكل مجرة في الصور بالأبيض والأسود. تشير الخطوط الحمراء إلى موقع كل مجرة. يشار إلى «الانزياح الأحمر» لكل مجرة أسفل كل مربع، ويُشار إليه بالرمز «z». يقيس التحول الأحمر مدى امتداد الأشعة فوق البنفسجية والضوء المرئي للمجرة إلى أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء من خلال توسع الكون. كلما زاد التحول الأحمر، زاد بُعد المجرة، وبالتالي كلما زاد عدد علماء الفلك في الرؤية عبر الزمن. قد تكون إحدى المجرات السبع عبارة عن قاطع مسافة، وقد لوحظ عند الانزياح الأحمر بمقدار 11.9. إذا تم تأكيد هذا التحول الأحمر من خلال قياسات إضافية، يُنظر إلى المجرة على أنها ظهرت بعد 380 مليون سنة فقط من الانفجار العظيم، عندما كان الكون أقل من 3٪ من عمره الحالي.

ملخص

لوصف الخصائص واسعة النطاق للكون، فإن النموذج المتناسق والمتجانس (نفسه في كل مكان) هو تقريب جيد للواقع. يتمدد الكون، مما يعني أن الكون يخضع لتغيير الحجم مع مرور الوقت؛ حيث تمتد المسافات وتزداد المسافات بنفس العامل في كل مكان وفي وقت معين. تظهر الملاحظات أن كثافة كتلة الكون أقل من الكثافة الحرجة. بمعنى آخر، لا توجد مادة كافية في الكون لوقف التوسع. مع اكتشاف الطاقة المظلمة، التي تسرع معدل التوسع، أصبحت الأدلة الرصدية قوية على أن الكون سيتوسع إلى الأبد. تخبرنا الملاحظات أن التوسع بدأ منذ حوالي 13.8 مليار سنة.

الحواشي

¹ نعني بالكتلة المكافئة تلك التي قد تنتج إذا تحولت الطاقة إلى كتلة باستخدام صيغة أينشتاين،\(E = mc^2\).

مسرد المصطلحات

عالم مغلق

نموذج يتمدد فيه الكون من الانفجار الكبير ويتوقف ثم يتقلص إلى أزمة كبيرة

الكثافة الحرجة

في علم الكونيات، الكثافة التي تكفي فقط لإيقاف توسع الكون بعد وقت غير محدود

عالم مفتوح

نموذج لا تكون فيه كثافة الكون عالية بما يكفي لإيقاف توسع الكون