11.8: تطور الكون المبكر
- Page ID
- 196474
في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:
- وصف تطور الكون المبكر من حيث القوى الأساسية الأربع
- استخدم مفهوم عدسة الجاذبية لشرح الظواهر الفلكية
- تقديم أدلة على الانفجار العظيم من حيث إشعاع الخلفية الكونية
- ميّز بين المادة المظلمة والطاقة المظلمة
في القسم السابق، ناقشنا بنية وديناميكيات الكون. على وجه الخصوص، يبدو أن الكون يتوسع بل ويتسارع. ولكن كيف كان الكون في بداية الزمن؟ في هذا القسم، نناقش الأدلة التي تمكن العلماء من جمعها حول الكون المبكر وتطوره حتى الوقت الحاضر.
الكون المبكر
قبل الفترة القصيرة من التضخم الكوني، يعتقد علماء الكونيات أن كل المادة في الكون تم ضغطها في مساحة أصغر بكثير من الذرة. يعتقد علماء الكونيات أيضًا أن الكون كان كثيفًا وساخنًا للغاية، وكانت التفاعلات بين الجسيمات تحكمها قوة واحدة. بعبارة أخرى، تندمج القوى الأساسية الأربع (النووية القوية والكهرومغناطيسية والنووية الضعيفة والجاذبية) في قوة واحدة عند هذه الطاقات (الشكل\(\PageIndex{1}\)). كيف ولماذا تنهار هذه «الوحدة» عند الطاقات المنخفضة هي مشكلة مهمة لم يتم حلها في الفيزياء.
النماذج العلمية للكون المبكر تخمينية للغاية. \(\PageIndex{2}\)يعرض الشكل رسمًا تخطيطيًا لمخطط زمني محتمل للأحداث.
- الانفجار الكبير\((t < 10^{-43} s)\): تنهار قوانين الفيزياء الحالية. في نهاية حدث Big Bang الأولي، تكون درجة حرارة الكون تقريبًا\(T = 10^{32}K\).
- المرحلة التضخمية\((t = 10^{-43} \, to \, 10^{-35})\): يتوسع الكون بشكل كبير، وتنفصل الجاذبية عن القوى الأخرى. يبرد الكون إلى ما يقرب من\(T = 10^{27}K\).
- عمر الليبتونات\((t = 10^{-35} \, to \, 10^{-6} s)\): مع استمرار الكون في التوسع، تنفصل القوة النووية القوية عن القوى النووية الكهرومغناطيسية والضعيفة (أو القوة الكهربائية الضعيفة). بعد فترة وجيزة، تنفصل القوة النووية الضعيفة عن القوة الكهرومغناطيسية. الكون عبارة عن حساء ساخن من الكواركات والليبتونات والفوتونات والجسيمات الأخرى.
- عمر النيوكليونات\((t = 10^{-6} \, to 225 \, s)\): يتكون الكون من الليبتونات والهدرونات (مثل البروتونات والنيوترونات والميزون) في حالة توازن حراري. يحدث إنتاج الزوج وإبادة الزوج بنفس السهولة, لذلك تبقى الفوتونات في حالة توازن حراري:\[\gamma + \gamma \rightleftharpoons e^- + e^+ \nonumber \]\[\gamma + \gamma \rightleftharpoons p + \overline{p} \nonumber \]\[\gamma + \gamma \rightleftharpoons n + \overline{n}. \nonumber \] عدد البروتونات يساوي تقريبًا عدد النيوترونات من خلال التفاعلات مع النيوترينوات:\[\nu_e + n \rightleftharpoons e^- + p \nonumber \]\[\overline{\nu}_e + p \rightleftharpoons e^+ + n. \nonumber \] تستقر درجة حرارة الكون \(10^{11} K\)تقريبًا - بارد جدًا بالنسبة لاستمرار إنتاج أزواج مضادات النواة. تبدأ أعداد البروتونات والنيوترونات في الهيمنة على جزيئاتها المضادة، لذلك تنخفض\((n\overline{n})\) عمليات إبادة البروتون-المضاد للبروتون\((p\overline{p})\) والنيوترون-أنتينيوترون. تبدأ الديوتيرونات (أزواج البروتون-النيوترون) بالتشكل.
- عمر التركيب النووي (\(t = 225 s\)إلى 1000 عام): مع استمرار الكون في التوسع، تتفاعل الديوترونات مع البروتونات والنيوترونات لتكوين نوى أكبر؛ تتفاعل هذه النوى الأكبر مع البروتونات والنيوترونات لتشكيل نوى أكبر. في نهاية هذه الفترة، يمثل الهيليوم حوالي 1/4 من كتلة الكون. (هذا يفسر الكمية الحالية من الهيليوم في الكون.) تفتقر الفوتونات إلى الطاقة لمواصلة إنتاج الإلكترون والبوزيترون، لذلك تقضي الإلكترونات والبوزيترونات على بعضها البعض إلى فوتونات فقط.
- عمر الأيونات\((t = 1000\) إلى 3000 سنة): الكون حار بما يكفي لتأين أي ذرات متكونة. يتكون الكون من الإلكترونات والبوزيترونات والبروتونات ونواة الضوء والفوتونات.
- عمر الذرات\((3000\) إلى 300,000 سنة): يبرد الكون أدناه\(10^5\, K\) وتتشكل الذرات. لا تتفاعل الفوتونات بقوة مع الذرات المحايدة، لذا فهي «تنفصل» (منفصلة) عن الذرات. تشكل هذه الفوتونات إشعاع خلفية الميكروويف الكوني الذي سيتم مناقشته لاحقًا.
- عمر النجوم والمجرات (\((t = 300,000\)سنوات حتى الوقت الحاضر): يتم جمع الذرات والجسيمات معًا عن طريق الجاذبية وتشكيل كتل كبيرة. تخضع الذرات والجسيمات في النجوم لتفاعل الاندماج النووي.
شاهد هذا الفيديو لمعرفة المزيد عن علم الكونيات في Big Bang.
لوصف ظروف الكون المبكر من الناحية الكمية، تذكر العلاقة بين متوسط الطاقة الحرارية للجسيم (E) في نظام الجسيمات المتفاعلة ودرجة حرارة التوازن (T) لهذا النظام:\[E = k_BT, \nonumber \]\(k_B\) أين ثابت بولتزمان. في الظروف الحارة للكون المبكر، كانت طاقات الجسيمات كبيرة بشكل لا يمكن تصوره.
إستراتيجية
يعتمد متوسط الطاقة الحرارية للجسيم في نظام الجسيمات المتفاعلة على درجة حرارة التوازن لهذا النظام. لقد حصلنا على درجة الحرارة التقريبية هذه في الجدول الزمني أعلاه.
الحل
يعتقد علماء الكونيات أن درجة حرارة الكون بعد الانفجار الكبير كانت تقريبًا\(T = 10^{32}K\). لذلك، كان متوسط الطاقة الحرارية للجسيم سيكون
\[k_BT \approx (10^{-4}eV/K)(10^{32}K) = 10^{28} eV = 10^{19} GeV. \nonumber \]
الأهمية
هذه الطاقة أكبر بكثير من طاقات الجسيمات التي تنتجها مسرعات الجسيمات التي من صنع الإنسان. حاليًا، تعمل هذه المسرعات بطاقة أقل من\(10^4 \, GeV\).
قارن وفرة الهيليوم بالكتلة بعد 10,000 سنة من الانفجار العظيم والآن.
- إجابة
-
عن نفس الشيء
تتكون النيوكليونات عند طاقات تساوي تقريبًا الكتلة الباقية للبروتون، أو 1000 MeV. وبالتالي فإن درجة الحرارة المقابلة لهذه الطاقة هي
\[T = \dfrac{1000 \, MeV}{8.62 \times 10^{11} MeV \cdot K^{-1}} = 1.2 \times 10^{13}K. \nonumber \]
كانت درجات حرارة بهذه القيمة أو أعلى موجودة في الثانية الأولى من الكون المبكر. يمكن إجراء تحليل مماثل للذرات. تتكون الذرات عند طاقة تساوي طاقة التأين لهيدروجين الحالة الأرضية (13 eV). وبالتالي فإن درجة الحرارة الفعالة لتكوين الذرة هي
\[T = \dfrac{13 \, eV}{8.62 \times 10^5 \, eV \cdot K_{-1}} = 1.6 \times 10^5 K. \nonumber \]
يحدث هذا جيدًا بعد انفصال القوى الأساسية الأربعة، بما في ذلك القوى اللازمة لربط البروتونات والنيوترونات في النواة (القوة النووية القوية)، وربط الإلكترونات بالنواة (القوة الكهرومغناطيسية).
التركيب النووي لعناصر الضوء
توفر الوفرة النسبية لعناصر الضوء الهيدروجين والهيليوم والليثيوم والبريليوم في الكون دليلًا رئيسيًا على الانفجار العظيم. تشير البيانات إلى أن الكثير من الهيليوم في الكون بدائي. على سبيل المثال، اتضح أن 25٪ من المادة في الكون عبارة عن الهيليوم، وهو معدل مرتفع جدًا ولا يمكن تفسيره بناءً على إنتاج الهيليوم في النجوم.
ما مقدار العناصر في الكون التي تم إنشاؤها في الانفجار الكبير؟ إذا قمت بتشغيل الساعة للخلف، يصبح الكون مضغوطًا أكثر فأكثر، وأكثر سخونة وحرارة. في النهاية، يتم الوصول إلى درجات حرارة تسمح بالتخليق النووي، وهي فترة تكوين النوى، على غرار ما يحدث في قلب الشمس. يُعتقد أن التركيب النووي للانفجار الكبير قد حدث في غضون بضع مئات من الثواني من الانفجار العظيم.
كيف حدث التركيب النووي للانفجار الكبير؟ في البدايه, تم دمج البروتونات والنيوترونات لتشكيل الديوترونات,\(^2H\). التقط الديوترون نيوترون لتكوين تريتون،\(^3H\) وهو نواة الهيدروجين المشع المسمى التريتيوم. كما التقط الديوترون البروتونات لصنع الهيليوم\(^3He\). عند\(^3H\) التقاط بروتون أو\(^3He\) التقاط نيوترون،\(^4He\) ينتج الهيليوم. في هذه المرحلة من الانفجار العظيم، كانت نسبة البروتونات إلى النيوترونات حوالي 7:1. وهكذا، استنفدت عملية التحويل جميع النيوترونات تقريبًا.\(^4He\) استغرقت العملية حوالي 3 دقائق وتحولت كل المسألة تقريبًا\(25\%\) إلى\(^4He\)، إلى جانب نسب صغيرة من\(^2H\)،\(^3H\) و\(^3He\). كما\(^7Be\) تم تشكيل\(^7Li\) كميات صغيرة من الرمال. أدى التوسع خلال هذا الوقت إلى تبريد الكون بدرجة كافية بحيث توقفت التفاعلات النووية. تعتمد وفرة نوى الضوء\(^2H\)\(^4He\)، التي\(^7Li\) تم إنشاؤها بعد الانفجار العظيم، بشكل كبير على كثافة المادة.
توفر الوفرة المتوقعة للعناصر في الكون اختبارًا صارمًا للانفجار العظيم والتركيب النووي للانفجار الكبير. تتفق التقديرات التجريبية الحديثة لكثافة المادة من مسبار ويلكينسون لتباين الموجات الدقيقة (WMAP) مع تنبؤات النموذج. تقدم هذه الاتفاقية دليلاً مقنعًا على نموذج Big Bang.
إشعاع الخلفية الكونية الميكروية
وفقًا للنماذج الكونية، كان من المفترض أن يكون حدث الانفجار الكبير قد خلف وراءه إشعاعًا حراريًا يسمى إشعاع خلفية الميكروويف الكوني (CMBR). يجب أن تتبع شدة هذا الإشعاع منحنى إشعاع الجسم الأسود (الفوتونات وموجات المادة). ينص قانون فيينا على أن الطول الموجي للإشعاع عند ذروة الشدة هو
\[\lambda_{max} = \dfrac{2.898 \times 10^{-3} \, m \cdot K}{T}, \nonumber \]
حيث T هي درجة الحرارة في كلفن. توقع العلماء أن يؤدي توسع الكون إلى «تمديد الضوء»، وأن تكون درجة الحرارة منخفضة جدًا، لذلك يجب أن يكون إشعاع الخلفية الكونية بطول موجة طويل وطاقة منخفضة.
في الستينيات، لاحظ أرنو بينزياس وروبرت ويلسون من مختبرات بيل أنه بغض النظر عما فعلوه، لم يتمكنوا من التخلص من ضوضاء الخلفية الخافتة في نظام الاتصالات عبر الأقمار الصناعية. كان الضجيج بسبب الإشعاع بأطوال موجية في نطاق السنتيمتر (منطقة الميكروويف). في وقت لاحق، ارتبطت هذه الضوضاء بإشعاع الخلفية الكونية. تظهر خريطة شدة إشعاع الخلفية الكونية في الشكل\(\PageIndex{3}\). تم تصميم الطيف الحراري بشكل جيد من خلال منحنى الجسم الأسود الذي يتوافق مع درجة الحرارة\(T = 2.7 \, K\) (الشكل\(\PageIndex{4}\)).
إن تكوين الذرات في الكون المبكر يجعل هذه الذرات أقل عرضة للتفاعل مع الضوء. لذلك، يجب أن تكون الفوتونات التي تنتمي إلى إشعاع الخلفية الكونية قد انفصلت عن المادة عند درجة حرارة T مرتبطة بـ 1 eV (طاقة التأين التقريبية للذرة). كانت درجة حرارة الكون عند هذه النقطة
\[k_BT \sim 1 \, eV \Rightarrow T = \dfrac{1 \, eV}{8.617 \times 10^5 eV/K} \sim 10^4 \, K. \nonumber \]
وفقًا للنماذج الكونية، كان الوقت الذي تناثرت فيه الفوتونات آخر مرة على الجسيمات المشحونة حوالي 380,000 عام بعد الانفجار العظيم. قبل ذلك الوقت، كانت المادة في الكون في شكل بلازما وكانت الفوتونات «حرارية».
المادة المضادة والمادة
نعلم من الملاحظة المباشرة أن المادة المضادة نادرة. الأرض والنظام الشمسي هما مادة نقية تقريبًا، ويبدو أن المادة تهيمن على معظم الكون أيضًا. وقد ثبت ذلك من خلال نقص إشعاع الإبادة القادم إلينا من الفضاء، ولا سيما الغياب النسبي\(\gamma\) لأشعة 0.511-MeV الناتجة عن الإبادة المتبادلة للإلكترونات والبوزيترونات. (يتم إنشاء المادة المضادة في الطبيعة في تصادم الجسيمات وفي\(\beta^+\) الاضمحلال، ولكن فقط بكميات صغيرة تتلاشى بسرعة، مما يترك المادة النقية تقريبًا على قيد الحياة.)
على الرغم من الهيمنة الملحوظة للمادة على المادة المضادة في الكون، فإن النموذج القياسي لتفاعلات الجسيمات والقياس التجريبي يشير فقط إلى اختلافات صغيرة في طرق تفاعل المادة والمادة المضادة. على سبيل المثال، ينتج تحلل الكاون المحايد مادة أكثر بقليل من المادة المضادة. ومع ذلك، إذا تم من خلال هذا الاضمحلال إنتاج مادة أكثر بقليل من المادة المضادة في بدايات الكون، فإن البقية يمكن أن تقضي على زوج تلو الآخر، تاركًا مادة عادية في الغالب لتكوين النجوم والمجرات. بهذه الطريقة، قد يكون العدد الهائل من النجوم التي نلاحظها مجرد بقايا صغيرة من المادة الأصلية التي تم إنشاؤها في الانفجار الكبير.
المادة المظلمة والطاقة المظلمة
في العقدين الماضيين، كشفت تقنيات جديدة وأكثر قوة أن الكون مليء بالمادة المظلمة. هذا النوع من المواد مثير للاهتمام ومهم لأن العلماء حاليًا لا يعرفون ماهيتها! ومع ذلك، يمكننا أن نستنتج وجودها من خلال انحراف ضوء النجوم البعيد. على سبيل المثال، إذا انحنى الضوء من مجرة بعيدة بحقل الجاذبية لمجموعة من المادة المظلمة بيننا وبين المجرة، فمن الممكن إنتاج صورتين لنفس المجرة (الشكل\(\PageIndex{5}\)). يُطلق على انحناء الضوء بواسطة مجال جاذبية المادة اسم عدسة الجاذبية. في بعض الحالات، ينتقل ضوء النجوم إلى مراقب من خلال مسارات متعددة حول المجرة، مما ينتج عنه حلقة (الشكل\(\PageIndex{6}\)).
استنادًا إلى الأبحاث الحالية، يعرف العلماء فقط أن المادة المظلمة باردة وبطيئة الحركة وتتفاعل بشكل ضعيف مع المادة العادية. تشمل المواد المظلمة المرشحة النيوترالينوس (شركاء البوزونات Z والفوتونات وبوزون هيغز في «نظرية التناظر الفائق») والجسيمات التي تدور في حلقات صغيرة تم إعدادها بأبعاد مكانية إضافية.
تكشف القياسات الفلكية الدقيقة المتزايدة للكون المتوسع أيضًا عن وجود شكل جديد من الطاقة يسمى الطاقة المظلمة. يُعتقد أن هذه الطاقة تفسر القيم الأكبر من المتوقع للتحولات الحمراء المجرية المرصودة للمجرات البعيدة. تشير هذه التحولات الحمراء إلى أن الكون لا يتوسع فحسب، بل يتوسع بمعدل متزايد. لا يُعرف أي شيء تقريبًا عن طبيعة وخصائص الطاقة المظلمة. تمثل الطاقة المظلمة والمادة المظلمة معًا اثنين من أكثر الألغاز إثارة للاهتمام والتي لم يتم حلها في الفيزياء الحديثة. يعزو\(68.3 \%\) العلماء طاقة الكون إلى الطاقة المظلمة والمادة\(26.8\%\) المظلمة وفقط\(4.9\%\) إلى الطاقة الجماعية للجسيمات العادية (الشكل\(\PageIndex{7}\)).
نظرًا للغموض الكبير الحالي حول طبيعة المادة المظلمة والطاقة المظلمة، فإن كلمات إسحاق نيوتن المتواضعة صحيحة الآن كما كانت منذ قرون مضت: «لا أعرف ما قد أبدو للعالم، ولكن بالنسبة لي يبدو أنني كنت فقط مثل صبي يلعب على شاطئ البحر، ويحول نفسي إلى الداخل بين الحين والآخر العثور على حصاة أكثر سلاسة أو قشرة أجمل من المعتاد، بينما يظل محيط الحقيقة العظيم غير مكتشف أمامي».