29.3: بداية الكون
- Page ID
- 197654
أهداف التعلم
في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:
- وصف كيف كان شكل الكون خلال الدقائق القليلة الأولى بعد أن بدأ في التوسع
- اشرح كيف تشكلت العناصر الجديدة الأولى خلال الدقائق القليلة الأولى بعد الانفجار الكبير
- وصف كيفية تغير محتويات الكون مع انخفاض درجة حرارة الكون
يشير أفضل دليل لدينا اليوم إلى أن المجرات الأولى لم تبدأ في التكون إلا بعد بضع مئات من ملايين السنين من الانفجار الكبير. كيف كانت الأشياء قبل وجود المجرات ولم يتمدد الفضاء بعد بشكل كبير؟ ومن المثير للدهشة أن العلماء تمكنوا من حساب ما حدث في الكون بشيء من التفصيل في الدقائق القليلة الأولى بعد الانفجار الكبير.
تاريخ الفكرة
إن القول بأن الكون له بداية (كما تشير معادلات النسبية العامة) وشيء آخر تمامًا لوصف تلك البداية. ربما كان الكاهن البلجيكي وعالم الكونيات جورج ليميتر أول من اقترح نموذجًا محددًا للانفجار الكبير نفسه (الشكل\(\PageIndex{1}\)). لقد تصور كل مادة الكون بدءًا من كتلة واحدة كبيرة أطلق عليها اسم الذرة البدائية، والتي انكسرت بعد ذلك إلى أعداد هائلة من القطع. استمرت كل قطعة من هذه القطع في التشظي حتى أصبحت الذرات الحالية للكون، والتي تم إنشاؤها في انشطار نووي واسع. في سرد شائع لنظريته، كتب ليميتر، «يمكن مقارنة تطور العالم بعرض الألعاب النارية الذي انتهى للتو - بعض اللقطات الحمراء والرماد والدخان. عند الوقوف على جمرة مبردة جيدًا، نرى التلاشي البطيء للشمس ونحاول تذكر التألق المتلاشي لأصل العوالم».
يعرف الفيزيائيون اليوم الكثير عن الفيزياء النووية أكثر مما كان معروفًا في عشرينيات القرن الماضي، وقد أظهروا أن نموذج الانشطار الأولي لا يمكن أن يكون صحيحًا. ومع ذلك، كانت رؤية لوميتر في بعض النواحي نبوية للغاية. ما زلنا نعتقد أن كل شيء كان معًا في البداية؛ لم يكن ذلك في شكل المادة التي نعرفها الآن. تخبرنا المبادئ الفيزيائية الأساسية أنه عندما كان الكون أكثر كثافة، كان أيضًا أكثر سخونة، وأنه يبرد مع توسعه، مثلما يبرد الغاز عند رشه من علبة الأيروسول.
بحلول الأربعينيات من القرن الماضي، عرف العلماء أن دمج الهيدروجين في الهيليوم هو مصدر طاقة الشمس. يتطلب الاندماج درجات حرارة عالية، ويجب أن يكون الكون المبكر حارًا. بناءً على هذه الأفكار، اقترح الفيزيائي الأمريكي جورج غامو (الشكل\(\PageIndex{2}\)) كونًا بنوع مختلف من البداية يتضمن الاندماج النووي بدلاً من الانشطار. قام رالف ألفر بإعداد تفاصيل أطروحة الدكتوراه الخاصة به، وتم نشر النتائج في عام 1948. (قرر غامو، الذي كان يتمتع بروح الدعابة الغريبة، في اللحظة الأخيرة إضافة اسم الفيزيائي هانز بيث إلى ورقته، بحيث يكون المؤلفون المشاركون في هذه الورقة حول بداية الأشياء هم ألفر وبيث وغامو، وهي عبارة عن لعبة التورية على الأحرف الثلاثة الأولى من الأبجدية اليونانية: ألفا وبيتا وغاما.) بدأ عالم Gamow بالجسيمات الأساسية التي تراكمت العناصر الثقيلة عن طريق الاندماج في الانفجار العظيم.
كانت أفكار Gamow قريبة من وجهة نظرنا الحديثة، إلا أننا نعلم الآن أن الكون المبكر ظل حارًا بدرجة كافية للاندماج لفترة قصيرة فقط. وهكذا، تشكلت العناصر الثلاثة الأخف وزنًا فقط - الهيدروجين والهيليوم وكمية صغيرة من الليثيوم - بوفرة ملحوظة في البداية. تشكلت العناصر الثقيلة لاحقًا في النجوم. منذ الأربعينيات، عمل العديد من علماء الفلك والفيزياء على نظرية مفصلة لما حدث في المراحل الأولى من الكون.
الدقائق القليلة الأولى
لنبدأ بالدقائق القليلة الأولى بعد الانفجار الكبير. هناك ثلاث أفكار أساسية تحمل مفتاح تتبع التغييرات التي حدثت خلال الفترة التي أعقبت بدء الكون مباشرة. الأول، كما ذكرنا سابقًا، هو أن الكون يبرد أثناء توسعه. \(\PageIndex{3}\)يوضح الشكل كيف تتغير درجة الحرارة مع مرور الوقت. لاحظ أن فترة زمنية ضخمة، من جزء صغير من الثانية إلى مليارات السنين، ملخصة في هذا المخطط. في الجزء الأول من الثانية، كان الكون حارًا بشكل لا يمكن تصوره. بحلول الوقت الذي انقضى 0.01 ثانية، انخفضت درجة الحرارة إلى 100 مليار (K\(10^{11}\))، وبعد حوالي 3 دقائق، انخفضت إلى حوالي 1 مليار (109) K، ولا تزال أكثر سخونة بحوالي 70 مرة من المناطق الداخلية للشمس. بعد بضع مئات الآلاف من السنين، انخفضت درجة الحرارة إلى 3000 كلفن فقط، واستمر الكون في البرودة منذ ذلك الوقت.
كل درجات الحرارة هذه باستثناء الأخيرة مستمدة من الحسابات النظرية حيث (من الواضح) أنه لم يكن هناك أحد لقياسها مباشرة. ولكن كما سنرى في القسم التالي، اكتشفنا بالفعل التوهج الضعيف للإشعاع المنبعث في وقت كان فيه الكون يبلغ بضع مئات الآلاف من السنين. يمكننا قياس خصائص هذا الإشعاع لمعرفة كيف كانت الأشياء منذ فترة طويلة. في الواقع، حقيقة أننا وجدنا هذا التوهج القديم هي واحدة من أقوى الحجج لصالح نموذج الانفجار الكبير.
الخطوة الثانية في فهم تطور الكون هي إدراك أنه في الأوقات المبكرة جدًا، كان الجو حارًا جدًا لدرجة أنه احتوى في الغالب على الإشعاع (وليس المادة التي نراها اليوم). يمكن أن تصطدم الفوتونات التي تملأ الكون وتنتج جزيئات مادية؛ أي في ظل الظروف التي أعقبت الانفجار العظيم مباشرة، يمكن أن تتحول الطاقة إلى مادة (ويمكن أن تتحول المادة إلى طاقة). يمكننا حساب مقدار الكتلة المنتجة من كمية معينة من الطاقة باستخدام صيغة أينشتاين\(E = mc^2\) (انظر الفصل الخاص بـ The Sun: A Nuclear Powerhouse).
إن فكرة أن الطاقة يمكن أن تتحول إلى مادة في الكون ككل هي فكرة جديدة للعديد من الطلاب، لأنها ليست جزءًا من تجربتنا اليومية. هذا لأننا عندما نقارن الكون اليوم بما كان عليه بعد الانفجار العظيم مباشرة، فإننا نعيش في أوقات باردة وصعبة. عادةً ما تحتوي الفوتونات الموجودة في الكون اليوم على طاقة أقل بكثير من الكمية المطلوبة لصنع مادة جديدة. في المناقشة حول مصدر طاقة الشمس في The Sun: A Nuclear Powerhouse، ذكرنا بإيجاز أنه عندما تصطدم الجسيمات دون الذرية للمادة والمادة المضادة، فإنها تتحول إلى طاقة نقية. لكن العكس، أي تحويل الطاقة إلى مادة ومادة مضادة، ممكن بنفس القدر. وقد لوحظت هذه العملية في مسرعات الجسيمات حول العالم. إذا كان لدينا ما يكفي من الطاقة، في ظل الظروف المناسبة، يتم بالفعل إنشاء جزيئات جديدة من المادة (والمادة المضادة) - وكانت الظروف مناسبة خلال الدقائق القليلة الأولى بعد بدء توسع الكون.
نقطتنا الرئيسية الثالثة هي أنه كلما كان الكون أكثر سخونة، زادت طاقة الفوتونات المتاحة لصنع المادة والمادة المضادة (الشكل\(\PageIndex{3}\)). لنأخذ مثالاً محددًا، عند درجة حرارة تبلغ 6 مليارات\(\left( 6 \times 10^9 \right)\) كلفن، يمكن أن يؤدي تصادم فوتونين نموذجيين إلى إنشاء إلكترون ونظيره من المادة المضادة، وهو البوزيترون. إذا تجاوزت درجة الحرارة\(10^{14}\) K، فيمكن إنشاء المزيد من البروتونات والبروتونات المضادة.
تطور الكون المبكر
مع وضع هذه الأفكار الثلاثة في الاعتبار، يمكننا تتبع تطور الكون منذ أن كان عمره حوالي 0.01 ثانية وكانت درجة حرارته حوالي 100 مليار ك. لماذا لا نبدأ في البداية؟ لا توجد حتى الآن نظريات تسمح لنا بالاختراق حتى وقت قبل\(10^{–43}\) الثانية تقريبًا (هذا الرقم هو نقطة عشرية متبوعة بـ 42 صفرًا ثم واحدة). إنه صغير جدًا بحيث لا يمكننا ربطه بأي شيء في تجربتنا اليومية. عندما كان الكون صغيرًا، كانت كثافته عالية جدًا لدرجة أن نظرية النسبية العامة ليست كافية لوصفه، وحتى مفهوم الوقت ينهار.
بالمناسبة، كان العلماء أكثر نجاحًا إلى حد ما في وصف الكون عندما كان أقدم من\(10^{–43}\) الثانية ولكن لا يزال عمره أقل من 0.01 ثانية. سنلقي نظرة على بعض هذه الأفكار لاحقًا في هذا الفصل، ولكن في الوقت الحالي، نريد أن نبدأ بمواقف مألوفة إلى حد ما.
في الوقت الذي بلغ فيه عمر الكون 0.01 ثانية، كان يتألف من حساء من المادة والإشعاع؛ وشملت المادة البروتونات والنيوترونات، وبقايا من كون أصغر وأكثر سخونة. اصطدم كل جسيم بسرعة مع الجسيمات الأخرى. لم تعد درجة الحرارة مرتفعة بما يكفي للسماح للفوتونات المتصادمة بإنتاج النيوترونات أو البروتونات، ولكنها كانت كافية لإنتاج الإلكترونات والبوزيترونات (الشكل\(\PageIndex{4}\)). ربما كان هناك أيضًا بحر من الجسيمات دون الذرية الغريبة التي ستلعب لاحقًا دورًا كمادة مظلمة. اهتزت جميع الجسيمات من تلقاء نفسها؛ كان لا يزال الجو حارًا جدًا بحيث لا يمكن للبروتونات والنيوترونات أن تتحد لتكوين نوى الذرات.
فكر في الكون في هذا الوقت على أنه مرجل يغلي، حيث تتصادم الفوتونات وتتبادل الطاقة، وأحيانًا يتم تدميرها لتكوين زوج من الجسيمات. كما اصطدمت الجسيمات مع بعضها البعض. في كثير من الأحيان، التقى جسيم المادة وجسيم المادة المضادة وحولوا بعضهم البعض إلى انفجار من إشعاع أشعة جاما.
من بين الجسيمات التي تم إنشاؤها في المراحل الأولى من الكون كان النيوترينو الشبحي (انظر الشمس: A Nuclear Powerhouse)، والذي يتفاعل اليوم نادرًا جدًا مع المادة العادية. ومع ذلك، في الظروف المزدحمة للكون المبكر جدًا، اصطدمت النيوترينوات بالعديد من الإلكترونات والبوزيترونات لدرجة أنها شهدت تفاعلات متكررة على الرغم من طبيعتها «المعادية للمجتمع».
في الوقت الذي كان فيه عمر الكون يزيد قليلاً عن ثانية واحدة، انخفضت الكثافة إلى النقطة التي لم تعد فيها النيوترينوات تتفاعل مع المادة ولكنها ببساطة تنتقل بحرية عبر الفضاء. في الواقع، يجب أن تكون هذه النيوترينوات الآن في كل مكان حولنا. نظرًا لأنهم كانوا يسافرون عبر الفضاء دون عوائق (وبالتالي لم يتغيروا) منذ أن كان عمر الكون ثانية واحدة، فإن قياسات خصائصها ستوفر أحد أفضل الاختبارات لنموذج Big Bang. لسوء الحظ، فإن الخاصية ذاتها التي تجعلها مفيدة جدًا - حقيقة أنها تتفاعل بشكل ضعيف جدًا مع المادة لدرجة أنها بقيت على قيد الحياة دون تغيير للجميع باستثناء الثانية الأولى من الوقت - تجعلها أيضًا غير قابلة للقياس، على الأقل باستخدام التقنيات الحالية. ربما يبتكر شخص ما يومًا ما طريقة لالتقاط هؤلاء الرسل المراوغين من الماضي.
نموذج الأنوية الذرية
عندما كان عمر الكون حوالي 3 دقائق وانخفضت درجة حرارته إلى حوالي 900 مليون كلفن، يمكن أن تتحد البروتونات والنيوترونات. في درجات حرارة أعلى، تم تفكيك هذه النوى الذرية على الفور من خلال التفاعلات مع الفوتونات عالية الطاقة وبالتالي لم تتمكن من البقاء على قيد الحياة. ولكن في درجات الحرارة والكثافات التي وصلت إلى ما بين 3 و 4 دقائق بعد البداية، استمر الديوتريوم (بروتون ونيوترون) لفترة كافية بحيث يمكن للتصادمات تحويل بعضها إلى هيليوم، (الشكل\(\PageIndex{4}\)). في الأساس، كان الكون بأكمله يتصرف بالطريقة التي تعمل بها مراكز النجوم اليوم - بدمج عناصر جديدة من مكونات أبسط. بالإضافة إلى ذلك، يمكن أيضًا تكوين القليل من العنصر 3، الليثيوم.
لكن هذا الانفجار من الاندماج الكوني لم يكن سوى فترة فاصلة قصيرة. بعد 4 دقائق من الانفجار الكبير، واجه المزيد من الهيليوم مشكلة في التكوين. كان الكون لا يزال يتوسع ويبرد. بعد تكوين الهيليوم وبعض الليثيوم، انخفضت درجة الحرارة لدرجة أن اندماج نوى الهيليوم في عناصر لا تزال أثقل لا يمكن أن يحدث. لا يمكن أن تتشكل أي عناصر تتجاوز الليثيوم في الدقائق القليلة الأولى. كانت فترة الأربع دقائق تلك هي نهاية الوقت الذي كان فيه الكون بأكمله مصنعًا للانصهار. في الكون البارد الذي نعرفه اليوم، يقتصر اندماج العناصر الجديدة على مراكز النجوم وانفجارات المستعرات الأعظمية.
ومع ذلك، فإن حقيقة أن نموذج Big Bang يسمح بإنشاء قدر كبير من الهيليوم هي الإجابة على لغز طويل الأمد في علم الفلك. ببساطة، هناك الكثير من الهيليوم في الكون الذي لا يمكن تفسيره بما يحدث داخل النجوم. لا تستطيع جميع أجيال النجوم التي أنتجت الهيليوم منذ الانفجار الكبير حساب كمية الهيليوم التي نلاحظها. علاوة على ذلك، حتى أقدم النجوم والمجرات البعيدة تظهر كميات كبيرة من الهيليوم. تجد هذه الملاحظات تفسيرًا طبيعيًا في تخليق الهيليوم بواسطة الانفجار الكبير نفسه خلال الدقائق القليلة الأولى من الوقت. نقدر أنه تم تصنيع الهيليوم في الدقائق الأربع الأولى من الكون بمقدار 10 أضعاف مقارنة بجميع أجيال النجوم خلال 10 إلى 15 مليار سنة تالية.
هذه الرسوم المتحركة الرائعة التي تشرح الطريقة التي تشكلت بها العناصر المختلفة في تاريخ الكون مأخوذة من موقع Origins of the Elements التابع لجامعة شيكاغو.
التعلم من الديوتيريوم
يمكننا أن نتعلم أشياء كثيرة من الطريقة التي صنع بها الكون المبكر نوى ذرية. اتضح أن كل الديوتيريوم (نواة هيدروجين بها نيوترون) في الكون قد تشكل خلال الدقائق الأربع الأولى. في النجوم، تكون أي منطقة ساخنة بدرجة كافية لدمج بروتونين لتكوين نواة الديوتيريوم أيضًا ساخنة بدرجة كافية لتغييرها بشكل أكبر - إما عن طريق تدميرها من خلال الاصطدام بفوتون نشط أو عن طريق تحويلها إلى هيليوم من خلال التفاعلات النووية.
تعتمد كمية الديوتيريوم التي يمكن إنتاجها في الدقائق الأربع الأولى من الخلق على كثافة الكون في وقت تشكل الديوتيريوم. إذا كانت الكثافة عالية نسبيًا، لكان كل الديوتيريوم تقريبًا قد تم تحويله إلى هيليوم من خلال التفاعلات مع البروتونات، تمامًا كما هو الحال في النجوم. إذا كانت الكثافة منخفضة نسبيًا، فسيتوسع الكون ويضعف بسرعة كافية حتى يتمكن بعض الديوتيريوم من البقاء. وهكذا فإن كمية الديوتيريوم التي نراها اليوم تعطينا فكرة عن كثافة الكون عندما كان عمره حوالي 4 دقائق. يمكن للنماذج النظرية أن تربط الكثافة آنذاك بالكثافة الآن؛ وبالتالي، فإن قياسات وفرة الديوتيريوم اليوم يمكن أن تعطينا تقديرًا للكثافة الحالية للكون.
تشير قياسات الديوتيريوم إلى أن الكثافة الحالية للمادة العادية - البروتونات والنيوترونات - تقارب\(5 \times 10^{–28} \text{ kg/m}^3\). يمكن أن يوفر الديوتيريوم فقط تقديرًا لكثافة المادة العادية لأن وفرة الديوتيريوم تتحدد بالجسيمات التي تتفاعل لتكوينه، وهي البروتونات والنيوترونات وحدها. من خلال وفرة الديوتيريوم، نعلم أنه لا يوجد عدد كافٍ من البروتونات والنيوترونات، بعامل يبلغ حوالي 20، لإنتاج كون ذي كثافة حرجة.
ومع ذلك، فإننا نعلم أن هناك جزيئات المادة المظلمة التي تضيف إلى الكثافة الكلية للمادة في الكون، والتي تكون بعد ذلك أعلى مما يتم حسابه للمادة العادية وحدها. نظرًا لأن جزيئات المادة المظلمة لا تؤثر على إنتاج الديوتيريوم، فإن قياس وفرة الديوتيريوم لا يمكن أن يخبرنا عن مقدار المادة المظلمة الموجودة. تتكون المادة المظلمة من نوع غريب من الجسيمات، لم يتم اكتشافها بعد في أي مختبر أرضي. إنه بالتأكيد ليس مصنوعًا من البروتونات والنيوترونات مثل قراء هذا الكتاب.
ملخص
ابتكر ليميتر وألفر وغامو لأول مرة الأفكار التي تسمى اليوم نظرية الانفجار العظيم. يبرد الكون أثناء توسعه. تتحدد طاقة الفوتونات من خلال درجة حرارتها، وتظهر الحسابات أنه في الكون الحار المبكر، كانت الفوتونات تحتوي على الكثير من الطاقة لدرجة أنها عندما تصطدم ببعضها البعض، يمكنها إنتاج جزيئات مادية. ومع توسع الكون وتبريده، تشكلت البروتونات والنيوترونات أولاً، ثم جاءت الإلكترونات والبوزيترونات. بعد ذلك، أنتجت تفاعلات الاندماج نواة الديوتيريوم والهيليوم والليثيوم. تظهر قياسات وفرة الديوتيريوم في عالم اليوم أن الكمية الإجمالية للمادة العادية في الكون تبلغ حوالي 5٪ فقط من الكثافة الحرجة.
مسرد المصطلحات
- الديوتريوم
- شكل من أشكال الهيدروجين تتكون فيه نواة كل ذرة من بروتون واحد ونيوترون واحد
- انصهار
- بناء نوى ذرية أثقل من نوى أخف
- ليثيوم
- العنصر الثالث في الجدول الدوري؛ تم تصنيع نوى الليثيوم بثلاثة بروتونات وأربعة نيوترونات خلال الدقائق القليلة الأولى من توسع الكون