عمر الكون

حسب نظرية الانفجار العظيم هو 13.7 مليار سنة. وهناك حساب آخر حيث احتسب بعض العلماء عمر الكون حوالي 12.5 مليار سنة وهذا من خلال التحليل الدقيق لأقدم نجوم المجرة وقياس عمرها وهذا النجم الذي يعرف باسم CS 001-31082

مصير الكون

إن مصير الكون هو موضوع في علم الكون المادي، عبارة عن توقعات ونظريات علمية حول المصير النهائي للكون، يعتمد على مقدار المادة في الكون، فإذا كانت أقل من المتوقع مضى الكون في رحلة التوسع إلى اللانهاية، وإذا كانت كمية المادة أكثر انكمش ورجع باتجاه عكسي إلى نقطة الانكماش الأولى بتقلص عظيم مقابل الانفجار العظيم. طرح العلماء ثلاث احتمالات لطبيعة التوسع في المستقبل، كانت نتيجة هذه الاحتمالات وضع ثلاث نماذج تعبر عن مستقبل الكون.

دراسات

اكتشف أدوين هابل إن الكون يضم من المجرات أكثر مما نتصور. وأن كل المجرات تتباعد عن بعضها البعض مثل نقط موجودة على ظهر بالونه. لا تكف عن التوسع تنفخ فيها قوة خفية بدون ملل. وتوصل إلى توسع الكون هذا عن طريق تقنية (الزحزحة الحمراء) لطيف الضوء. فمن المعروف أن الضوء ليس أبيض كما نتصور بل هو مزيج من ألوان سبعة بموجات مختلفة في طيف يتراوح بين الأحمر والأزرق. فهو يهجم علينا برأس ازرق إذا كان الضوء متوجها نحونا، وهو بذيل احمر إذا هرب مبتعدا عنا. وبواسطة هذه التقنية أدرك أن كل المجرات من حولنا ترسل ضوءاً أحمر وان الكون كله في حالة توسع مذهلة.

الكون المفتوح

نموذج الكون المفتوح (Open Universe): يتوقع فيه العلماء أن الكون سوف يستمر في التوسع إلى مالا نهاية، وذلك بافتراض استمرار قوة الدفع إلى الخارج بمعدل أقوى من قوى الجاذبية التي تشد الكون إلى الداخل في اتجاه مركزه.

الكون المغلق

نموذج الكون المغلق (Closed Universe): يتوقع فيه العلماء أن الكون سوف تتباطأ سرعة توسعه مع الزمن، إذ أن الحسابات الرياضية تشير إلى أن معدلات التمدد الكوني عقب عملية الانفجار العظيم مباشرة كانت أعلى بكثير من معدلاتها الحالية. ومع تباطؤ سرعة توسع الكون تتفوق قوى الجاذبية على قوة الدفع نحو الخارج، فتأخذ المجرات بالاندفاع نحو مركز الكون بسرعة متزايدة، جامعة مختلف صور المادة والطاقة فيبدأ الكون في الانكماش والتكدس على ذاته، ويجتمع كل من المكان والزمان حتى تتلاشى كل الأبعاد أو تكاد، وتتجمع كل صور المادة والطاقة المنتشرة في أرجاء الكون حتى تتكدس في نقطة متناهية في الضآلة، تكاد تصل إلى الصفر أو العدم، ومتناهية في الكثافة والحرارة إلى الحد الذي تتوقف عنده كل قوانين الفيزياء المعروفة، أي يعود الكون إلى حالته الأولى. وتسمى عملية تجمع الكون وعودته إلى وضعه الأصلي بنظرية الانسحاق الكبير.[2]

الكون المتذبذب

نموذج الكون المتذبذب (Oscillating Universe): يتوقع فيه العلماء أن الكون سوف يبقى متذبذباً بين الانسحاق والانفجار، أي بين الانكماش والتمدد في دورات متتابعة ولكنها غير متشابهة إلى مالا نهاية تبدأ بمرحلة التكدس على الذات ثم الانفجار والتمدد ثم التكدس مرة أخرى وهكذا.

الكون النشأ

جميع الأفكار المتعلقة بتكوين الكون في لحظاته الأولى إنما تنبع من الظن، وذلك بسبب عدم معرفتنا بخواص الجسيمات الأولية المتكونة في البدء ذات الطاقات العالية جدا، تفوق ما نقوم بدراسته اليوم في معجلاتنا للجسيمات. وتختلف وجهات نظر الباحثين والعلماء في هذا المضمار اختلافا كبيرا. فتوجد تصورات ونماذج مثل الحالة الأولية طبقا لهارتل -هوكينج ، كما اقترحت نماذج التضاريس الوترية، والانتفاخ الكوني، وتصور الغاز الوتري، وغيرها. وتتلاقى بعض تلك التصورات مع أخرى ومنها ما لا يتفق مع تصور آخر.

الانفجار العظيم نظرية مطروحة في علم الكون الفيزيائي، التي ترى بأن الكون قد نشأ من وضعية حارة شديدة الكثافة، تقريبا قبل حوالي 13٫7 مليار سنة. نشأت نظرية الانفجار العظيم نتيجة لملاحظات الفريد هيل حول تباعد المجرات عن بعضها، مما يعني عندما يؤخذ بعين الاعتبار مع المبدأ الكوني أن الفضاء المتري Space يتمدد وفق نموذج فريدمان-ليمايتري للنسبية العامة Friedmann-Lemaître model. هذه الملاحظات تشير إلى أن الكون بكل ما فيه من مادة وطاقة انبثق من حالة بدائية ذات كثافة وحرارة عاليتين شبيهة بالمتفردات الثقالية التي تتنبأ بها النسبية العامة. ولهذا توصف تلك المرحلة بالحقبة المتفردة.

فإذا كان الكون يتمدد فما من شك أن حجمه في الماضي كان أصغر من حجمه اليوم، وأن حجمه في المستقبل سيكون أكبر منهما. وإذا تمكنا من حساب سرعة التمدد يمكننا التنبؤ بالزمن الذي احتاجه الكون حتى وصل إلى الحجم الراهن، وبالتالي يمكننا تقدير عمر الكون وهو 14 مليار سنة تقريباً. تتحدث نظرية الانفجار العظيم عن نشوء وأصل الكون إضافة لتركيب المادة الأولى(primordial matter‏) من خلال عملية التخليق النووي (nucleosynthesis‏) كما تتنبأ بها نظرية الفر - بيتا - جاموف  Alpher-Bethe-Gamow theory.

تاريخ الانفجار العظيم

تطورت نظرية الانفجار العظيم من ملاحظات واعتبارات نظرية. الملاحظات الأولى كانت واضحة منذ زمن وهي أن السدم اللولبية (spiral nebulae‏) تبتعد عن الأرض، لكن من سجل هذه الملاحظات لم يذهب بعيدا في تحليل هذه النتائج. في عام 1927 قام الكاهن البلجيكي جورج ليمايتري Georges Lemaître باشتقاق معادلات فريدمان-ليمايتري-روبرتسون-ووكر انطلاقا من نظرية آينشتاين العامة واستنتج بناء على تقهقر المجرات الحلزونية أن الكون قد بدأ من انفجار "ذرة بدائية"، والتي تمتاز بالكثافة اللانهائية ودرجة الحرارة العظيمة جدا والتي هي أسخن من مليون مليون مليون درجة حرارة نواة الشمس، وهذا ما دعي لاحقا بالانفجار العظيم (Big Bang‏).

مراحل تطور الانفجار الكوني

بناءا على قياسات الانفجار الكوني باستخدام النموذج (Type Ia supernova‏) وقياسات إشعاع الخلفية الميكروني الكوني (cosmic microwave background radiation‏)، وقياسات دوال الارتباط للمجرات، يمكن حساب عمر الكون على أنه 13.7 ± 0.2 مليار عام. توافق هذه القياسات الثلاثة يعتبر دليلا قويا على ما يدعى نموذج لامبدا-سي دي ام ( Lambda-CDM model‏) الذي يصف تفصيلا طبيعة محتويات الكون.

فترة بلانك

فترة بلانك تغطي الفترة الزمنية من 10⁻⁴³ إلى 10⁻³⁵ ثانية بعد حدوث الانفجار العظيم، تنخفض درجة الحرارة خلال هذه الفترة من 10 ³² إلى 10 ²⁷ كلفن.

10⁻⁴³ ثانية

تعرف فترة زمن بلانك. في هذه اللحظة تنفصل قوة الثقالة (الجاذبية) عن القوى الثلاثة الأخرى التي تعرف مجتمعة بالقوة الإلكترونووية. من المفترض أن تقوم النظرية الكاملة للثقالة الكمومية مثل نظرية الأوتار الفائقة بفهم جميع هذه الأحداث المبكرة جدا لكن التفسيرات التي تقدمها نظرية الأوتار ما زالت محدودة.و يقدر قطر الكون في هذه اللحظة من عمر الكون ب 10⁻³⁵ م وهو ما يعرف بطول بلانك.

10⁻³⁶ ثانية

انفصال قوة التآثر القوي عن القوة الإلكترونووية لتصبح هذه الأخيرة مؤلفة من نوعين من القوى فقط : التآثر الكهرومغناطيسي والتآثر الضعيف.

تعتبر عادة الجسيمات الأولية المرافقة والمشاركة للتآثر القوي أثقل من الجسيمات المرافقة للقوتين الأخريتين، لذا يُعتقد أنها تتشكل وتتكاثف في مرحلة أبكر.

فترة التوحيد الكبير

تغطي هذه الفترة زمنا يمتد من 10⁻³⁵ إلى 10⁻¹² ثانية بعد الانفجار العظيم. يقدر انخفاض درجة الحرارة في هذه الفترة من 10²⁷ كلفن إلى 10¹⁵ كلفن

في هذه الفترة من الزمن الممتدة من 10⁻³⁵ ثانية و 10⁻³³ من المعتقد أن يتمدد الفضاء الكوني إلى حجم يقدر ب : 10⁻³² متر إلى 10⁻²² متر. هذه الفترة على غاية من الأهمية بالنسبة لتخليق المادة حيث يكون سلوك التآثرالكهرومغناطيسي وقوى التآثر الضعيف متماثلا بالنسبة للمادة والمادة المضادة، حيث أن هاتين القوتين مندمجتين ومن المفروض أن تسلكان سلوك قوة وحيدة. وتقترح نظريات التوحيد الكبرى أن هذه الحالة الاندماجية لهاتين القوتين تسمحان بتكوين جسيمات ثقيلة تسمى بوزونات هيجز.وأن التفاعلات الجسيمية تؤدي إلى تشكل المادة أكثر من المادة المضادة. في المراحل اللاحقة حين يحدث الانفصال، يكون من المتعذر تأمين تكون المادة بأغلبية تفوق المادة المضادة ،ذلك لأن التقاء كل جسيم بنقيضه يؤدي إلى فنائهما ،أو بمعنى أصح تحولهما ثانيا إلى طاقة.

مرحلة التأثر الضعيف

بين 10⁻³⁶ و 10⁻¹² ثانية بعد الانفجار العظيم

خلال تلك الفترة تنخفض درجة حرارة الكون إلى 10²⁸ كلفن بحيث تسمح لانفصال القوة الشدية (تآثر قوي عن قوى التآثر الكهرومغناطيسي والتآثر الضعيف. ويؤدي طور الانفصال هذا إلى الانتفاخ الكوني حيث يتزايد حجم الكون تزايدا آسياً. وبعده تكون الجسيمات لا زالت على درجة عالية من الطاقة بحيث تنتج أعدادا كبيرة من الجسيمات الغريبة الثقيلة من ضمنها بوزونات W وبوزون Z وكذلك بوزون هيج

مرحلة الانتفاخ

بين 10⁻³⁶ ثانية و 10⁻³² ثانية بعد الانفجار العظيم.

لا نعرف بالضبط الوقت الذي حدث فيه الانتفاخ. ويفترض أن الكون خلال الانتفاخ كان مسطحا، أي أن انحناء الفضاء المتري كان مستويا بحيث يشكل طورا متساوي التوزيع متوسعا بسرعة فائقة، يتشكل من خلالها أنوية التكوين البنائي الكوني الأولى. وتتحول بعض طاقات الفوتونات إلى جسيمات غير مستقرة مثل الكواركات وهادرونات ثقيلة تتحلل سريعا.

وطبقا لأحد التصورات أن الكون كان باردا وفارغا قبل دخوله مرحلة الانتفاخ، وأن الحرارة الشديدة والطاقة العالية المصاحبة للمراحل الأولى للانفجار العظيم قد نشأت نتيجة تغير الطور الذي صاحب نهاية الانتفاخ.

الحرارة ترتفع

خلال الارتفاع الجديد في درجة الحرارة تنتهي مرحلة الانتفاخ السريع وتتحلل طاقة الوضع للانتفاخ إلى بلازما من الكواركات والجلوونات الساخنة جدا. إذا اعتبرنا أن التوحيد الكبير لقوانين الطبيعة خاصية فعلية من خصائص عالمنا، فلا بد للانتفاخ الكوني أن يحدث خلال مرحلة التوحيد هذه أو بعدها حيث ينكسر التناظر، وإلا لوجب وجود أقطاب مغناطيسية منفردة في الكون المرئي. وعند تلك المرحلة يكون الكون مليئا بالإشعاع، والكواركات والإلكترونات والنيوترينوات.

تخليق الباريونات

لا توجد حتى الآن أي شواهد تفسر ظاهرة وجود الكثير من الباريونات في الكون عن مضادات الباريونات. ومن أجل تفسير ذلك لا بد من تحقق الظروف التي أشار إليها العالم الروسي زاخاروف في زمن بعد حدوث الانتفاخ. ورغم أن التصورات التي يمكن أن تؤدي إلى تلك الظروف قد شوهدت في تجارب أجريت على الجسيمات، إلا أن نتائج تلك التجارب بيّنت كسرا للتناظر أقل بكثير من أن تفسر الكسر الكبير الحادث للتناظر في الكون المرئي.

• التناظر في تكون المادة ومضاد المادة هو مبدأ علمي يعني أنه لا تفاضل للمادة على مضاد المادة، أي أن من خلال الانفجار العظيم تتكون المادة ومضاد المادة بنفس الأعداد. بروتونات ونقيض البروتونات ، إلكترونات وبوزيترونات و نيوترينوات ونقيض نيوترينوات . ولكننا لا نجد في الكون المكون من المادة أي علامة على وجود تجمعات لمضادات المادة. والتقاء المادة ومضاد المادة يؤدي إلى فناءهما وتحولهما إلى طاقة إشعاعية.

مرحلة الكواركات

بين 10⁻¹² ثانية و 10⁻⁶ من الثانية بعد الانفجار العظيم.

يُعتقد انه مع انكسار تناظر القوة الضعيفة بعد نهاية مرحلة التآثر الضعيف، بدأت الجسيمات الأولية في اكتساب كتلتها عن طريق نموذج هيجز والذي بمقتضاه يكتسب بوزون هيجز كتلته أيضا. وفي تلك المرحلة تكون كل من التآثرات الأساسية وهي الجاذبية والتآثر الكهرومغناطيسي والتآثر القوي والتآثر الضعيف قد اتخذت مواصفاتها. إلا أن درجة حرارة الكون تكون لا زالت عالية جدا بحيث لا يمكن للكواركات الاتحاد مع بعضها مكونة الهادرونات.

مرحلة الهادرونات

بين 10⁻⁶ من الثانية و 1 ثانية بعد الانفجار العظيم.

يبرد الكون الناشئ بحيث يمكن لبلازما الكواركات والجلوونات الاتحاد وتكوين هادرونات بما فيها باريونات مثل بروتونات والنيوترونات. وبعد مرور ثانية واحدة من الانفجار العظيم يمكن للنيوترينوات الانفصال عن بعضها ويبدأ كل منها يتحرك بحرية خلال الفضاء. وهذه الخلفية من النيوترينوات الكونية - مع عدم احتمال إمكانية قياسها - تعادل إشعاع الخلفية الميكروني الكوني التي سوف تظهر في زمن لاحق.

مرحلة الليبتونات

بين 1 ثانية و 3 دقائق بعد الانفجار العظيم.

تفني معظم الهادرونات ونقيض الهادرونات بعضها البعض في نهاية مرحلة الهادرونات وتتحول إلى طاقة وتترك وراءها ليبتونات ونقيض الليبتونات لتشكل كتلة الكون. وبعد ثلاثة ثوان تقريبا بعد الانفجار العظيم تنخفض درجة حرارة الكون لدرجة لا يمكن فيها توليد جديد لأزواج الليبتونات ومضادات الليبتونات، كما يفني معظم الليبتونات ومضاداتها بعضهم البعض ويتخلف عدد بسيط من الليبتونات.

مرحلة الفوتونات

بين 3 دقائق و 380,000 سنة.

بعد فناء معظم الليبتونات ونقيض الليبتونات عند نهاية مرحلة الليبتونات تصبح طاقة الكون مليئة بالفوتونات وتبدأ تلك الفوتونات تتفاعل بين حين وآخر مع بروتونات وإلكترونات مشحونة وربما مع بعض الأنوية الخفيفة ويستمر الحال على ذلك خلال ال 300,000 سنة التالية.

أ - تخليق نووي

بين 3 دقائق و 20 دقيقة بعد الانفجار العظيم.

أثناء مرحلة الفوتونات تنخفض درجة حرارة الكون بحيث يمكن للذرات أن تتكون. وتبدأ البروتونات تتحد مع النيوترونات بواسطة الاندماج النووني. ويتم حدوث ذلك خلال 17 دقيقة تنخفض بعده درجة حرارة الكون بحيث لا يمكن للاندماج النووي أن يستمر . في ذلك الوقت يكون قد تكونت كتلة من الهيدروجين تعادل ثلاثة أضعاف ما تكون من الهيليوم-4، مع وجود آثار بسيطة من أنوية العناصر الخفيفة.

ب - المادة تسود بعد 70,000 سنة

تصبح كثافة المادة (أنوية الذرات الخفيفة) في هذا الوقت والفوتونات متساوية. ويحدث أن تختلف كثافة المادة من مكان إلى مكان وإن كان ذلك اختلافات طفيفة.

ج - استعادة الارتباط بين 240,000 – 310,000 سنة

صورة بالقمر الصناعي WMAP تبين مسحا للسماء كاملا لقياس إشعاع الخلفية الكوني وتبين البقع الصفراء والحمراء مراكز تكثف المادة فيه

يبدأ تكون ذرات الهيدروجين والهيليوم وتستمر كثافة الكون في الانخفاض بسبب التمدد. ويعتقد حدوث ذلك خلال الفترة 240.000 و 310.000 سنة بعد الانفجار العظيم حيث تكون أنوية الذرات عارية من إلكتروناتها، وعندما تنخفض درجة حرارة الكون تلتقط الأنوية الإلكترونات وتصبح ذرات متعادلة كهربائيا. ويتم ذلك سريعا وخاصة بالنسبة للهيليوم . ^[2] وبما أن الذرات أصبحت متعادلة فيسهل الآن على الفوتونات الحركة الحرة ويصبح الكون شفافا. وتلك الفوتونات التي أصدرت بعد حدوث ارتباط الأنوية بالإلكترونات إنما تشكل ما نراه اليوم من إشعاع الخلفية الميكروني الكوني (أنظر الصورة).

د - فترة مظلمة

قبل الانفصال كانت معظم الفوتونات في الكون تتفاعل مع الإلكترونات والبروتونات في وسط كثيف من الباريونات والفوتونات. وكان الكون معتما أو ضبابيا والضوء يكاد يكون معدوما. وكانت المادة الباريونية تتكون من بلازما متأينة وتحولت إلى ذرات متعادلة بعدما التقطت إلكترونات خلال مرحلة استعادة الارتباط وإصدارها بذلك الفوتونات التي تكون إشعاع الخلفية الميكروني الكوني. وعندما تنفصل الفوتونات يصبح الكون شفافا. وحتى ذلك الوقت كانت الأشعة الصادرة ذات طول الموجة 21 سنتيمتر الصادرة من ذرات الهيدروجين. وتوجد الآن مجهودات من أجل قياس تلك الأشعة حيث يمكن الحصول بواسطتها على صورة للكون الناشئ أكثر دقة مما نحصل علية بواسطة أشعة الخلفية الميكرونية.

تكون البناء

طبقا لنموذج الانفجار العظيم يبدأ تكون البنايات الكونية وذلك بالبنايات الصغيرة قبل تكوّن الكبيرة. وأول البنايات تتخذ شكلا كانت الكوازارات، والتي تعتبر مجرات نشطة شديدة الإضاءة وكذلك فصيلة نجمية III. وقبل تلك الفترة يمكن فهم تطور الكون بواسطة نظرية الاضطراب الخطية، أي اعتبار أن جميع البنايات قد تكونت من اختلافات صغيرة في حالة التوزيع المتساوية. كما يمكن دراسة نماذج لذلك بالحسابات. ثم تبدأ مرحلة تشكيل البنايات غير خطية، ويتسم دراستها بالتعقيد، حيث تجرى تلك الحسابات على نماذج تجمع التآثر بين مليارات من الجسيمات.

أ - عودة التأين : 150 مليون سنة إلى 1 مليار سنة

تتكون الكوازارات الأولى من الإنهيار الناتج عن الجاذبية، حيث تتسبب الطاقة الصادرة عن ذلك الانهيار في إعادة تأين الكون المحيط. وعلى ذلك يعتبر أغلبية الكون مكونا من البلازما.

ب - تكوّن النجوم

تعتبر الفصيلة III من النجوم هي أول ما نشأ من النجوم، وبذلك بدأ تحويل العناصر الخفيفة التي تكونت خلال الانفجار العظيم (الهيدروجين والهيليوم)إلى عناصر أثقل. إلا أنه لم نستطع حتى الآن مشاهدة نجوم الفصيلة III.

ج - تكوّن المجرات

تتجمع احجام كبيرة من المادة مكونة مجرة. ويعتقد انه بتلك الطريقة تكونت الفصيلة II من النجوم، ثم يتبعها تكون نجوم الفصيلة I في أزمنة لاحقة.

واستطاع مشروع يوهانيز شيدلار مشاهدة الكواسار CFHQS 1641+3755 على بعد 12.7 مليار سنة ضوئية. عندما كان عمر الكون 7 % من عمره الحالي.

وقد استطاع رتشارد إليس ومجموعته من معهد التكنولوجيا ببسادينا في 11 يوليو 2007 مشاهدة 6 مجرات تتكون فيها نجوم على بعد 13و2 مليار سنة ضوئية باستخدام تليسكوب كيك Keck II الموجود على جزيرة مونا كيا Mauna Kea، أي أنهم تكونوا وكان الكون 500 مليون سنة فقط. وحتى الآن لم تشاهد سوى 10 من تلك التشكيلات.

وتبين صورة المنطقة العميقة جدا المأخوذة بتلسكوب هابل عددا من المجرات الصغيرة تتداخل لتكوين مجرات أكبر وهي على بعد 13 مليار من السنين الضوئية، عندما كان الكون 5 % من عمره الحالي .

وطبقا للعلم الجديد المسمى علم التاريخ النووي للكون nucleocosmochronology، يعتبر أن القرص الرقيق لمجرة درب التبانة تكون منذ 8.3 ± 1.8 مليار سنة ضوئية.

د - تكوّن المجموعات وعناقيد المجرات

تعمل قوى الجاذبية على جذب المجرات بعضها البعض لتكوين مجموعات وعناقيد المجرات وعناقيد مجريّة هائلة superclusters.

هـ - تكون المجموعة الشمسية منذ 8 مليار سنة

ثم تكونت أجسام لها مقاييس المجموعة الشمسية، وتعتبر شمسنا من نجوم جيل متأخر حيث تحتوي عل أنقاض من نجوم أجيال سابقة من النجوم، وتكونت الشمس منذ 5 مليار من السنين تقريبا أو تكونت بين 8 - 9 مليار سنة بعد الانفجار العظيم.

و - حالة الكون اليوم : بعد 7و13 مليار سنة

تدل أحسن نتائج القياس على أن عمر الكون يبلغ 7و13 مليار سنة منذ الانفجار العظيم. وبما أن المشاهدة تبين أن الكون يتسع واتساعه متزايد السرعة، فيبدو أن عناقيد المجرّية الهائلة هي أكبر البنايات في الكون. حيث يمنع التوسع المتزايد الحالي للكون من تكوين بنايات أكبر بفعل الجاذبية.

التأكيد العلمي

قد تكون بداية التأكيد العملي لنظرية الانفجار العظيم قد بدأت مع رصد الفلكي الأمريكي أدوين هابل للمجرات ومحاولة تعيين بُعد هذه المجرات عن الأرض مستخدما مفهوم لمعان النجوم الذي يتعلق بتألق النجوم وبعدها عنا.

أمر آخر يمكن تحديده بالنسبة للنجوم هو طيف الضوء الصادر عن النجم عن طريق منشور، فكل جسم غير شفاف عند تسخينه يصدر ضوءا مميزا يتعلق طيفه فقط بدرجة حرارة هذا الجسم. إضافة لذلك نلاحظ أن بعض الألوان الخاصة قد تختفي من نجم لآخر حسب العناصر المكونة لهذا النجم. عند دراسة الأطياف الضوئية للنجوم الموجودة في مجرة درب التبانة، كان هناك فقدانا للألوان المتوقعة في الطيف بما يتوافق مع التركيب المادي لمجرة درب التبانة، لكن هذه ظهرت منزاحة نحو الطرف الأحمر من الطيف. الأمر الذي يذكرنا بظاهرة دوبلر.

في ظاهرة دوبلر: يختلف التردد للأمواج الصادرة عن منبع موجي ما باختلاف شدة وسرعة هذا المصدر، فمثلا السيارة التي تقترب باتجاهك تكون ذات صوت عالي حاد (تردد مرتفع) لكن نفس السيارة تصبح ذات صوت أجش (تردد منخفض) بعد أن تجتازك وتبدأ بالابتعاد عنك. فترددات الأمواج الصوتية تختلف حسب سرعة المصدر وسرعة الصوت في الهواء والاتجاه بينك وبين المصدر، لأنه في حالة اقتراب المصدر منك (الراصد) يصلك شيئا فشيئا مقدار أكبر من الأمواج فترصد ترددا أعلى لأمواج الصوت لكن حينما يبتعد المصدر عنك تتلقى ترددا منخفضا.

ينطبق نفس هذا المبدأ على الأمواج الضوئية فإذا كان المنبع الضوئي يبتعد عنا فهذا يعني أن تردد الأمواج المستقبلة ستكون أقل، أي منزاحة نحو الأحمر أما إذا كان المنبع يقترب فستكون الأمواج الضوئية المستقبلة منزاحة نحو الأزرق (البنفسجي).

التصور المبدئي كان يعتقد أن المجرات تتحرك عشوائيا وبالتالي كان التوقع أن عدد الانزياحات نحو الأحمر سيساوي الانزياحات نحو الأزرق وبالتالي ستكون المحصلة معدومة (لا إنزياح) لكن رصد هابل بجدولة أبعاد المجرات ورصد طيوفها مثبتا أن جميع المجرات تسجل انزياحا نحو الأحمر أي أن جميع المجرات تبتعد عنا، أكثر من ذلك أن مقدار الانزياح نحو الأحمر (الذي يعبر هنا عن سرعة المنبع الضوئي أي المجرة) لا يختلف عشوائيا بين المجرات بل يتناسب طردا مع بُعد المجرة عن الأرض، أي أن سرعة ابتعاد المجرات عن الأرض تتناسب مع بعدها عن الأرض. العالم ليس ساكنا كما كان الاعتقاد سائدا وإنما آخذ في الاتساع. كانت مفاجأة أذهلت العديد من العلماء.

رغم أن ظاهرة الجاذبية الموجودة في الكون كانت كافية لتدلنا أن الكون لا يمكن أن يكون ساكنا بل يجب أن يتقلص تحت تأثير جاذبيته ما لم يكن أساسا متوسعا أو يملك قوة مضادة للجاذبية، فإن نيوتن لم يناقش هذه الحالة وحتى أينشتاين رفض فكرة كون غير سكوني حتى أنه أضاف ثابتا كونيا يعاكس الجاذبية ليحصل على كون سكوني. الوحيد الذي قبل النسبية العامة كما هي وذهب بها إلى مداها كان ألكسندر فريدمان. وضع ألكسندر فريدمان فرضيتين بسيطتين:

• الكون متماثل في جميع نواحيه.
• جميع نقاط الرصد متشابهة ويبدو منها الكون بنفس حالة التماثل (فلا أفضلية لموقع رصد على آخر).

نماذج فريدمان

استنتج فريدمان من فرضيتيه نموذجا واحدا يتحدث عن كون يتوسع كالبالون بحيث أن جميع البقع على سطح البالونة تبتعد عن بعضها البعض. لا يوجد في هذا النموذج أي مركز للكون فلا يوجد أي شيء داخل البالون والكون لا يمثل أكثر من هذا السطح المتوسع. يتحدث نموذج فريدمان أيضا عن كون يتوسع بمعدل بطيء بحيث يصل إلى مرحلة توازن ثم تبدأ الجاذبية بتقليص الكون ليعود إلى حالته البدئية المضغوطة (في البداية تتزايد المسافات بين المجرات حتى حد أعلى ثم تبدأ بالتناقص بفعل الجازبية لتعود المجرات إلى التلاصق من جديد. يتنبأ هذا النموذج أيضا بانزياح طيف المجرات نحو الأحمر بشكل متناسب مع بعد المجرات عنا (و هذا يتلائم مع نتائج رصد هابل).

عام 1935 أوجد الأمريكي روبرتسون والبريطاني وولكر نموذجان إضافيان انطلاقا من فرضيتي فريدمان نفسهما، في هذين النموذجين: يبدأ الكون بالتوسع من حالة كثيفة جدا بمعدل توسع عال جدا لدرجة أن الجاذبية لا يمكنها إيقاف هذا التوسع فيستمر التوسع إلى ما لا نهاية (استمرار زيادة المسافات بين المجرات)، في الحالة الأخرى يبدأ الكون بالتوسع بمعدل متوسط إلى أن يصل لمرحلة يتوازن بها التوسع مع التقلص نتيجة الجاذبية فيصبح في حالة ثابتة لا تتوسع ولا تتقلص (تصل المسافات بين المجرات إلى قيمة ثابتة لا تتغير بعدها).

إشعاع الخلفية الميكروني الكوني

في شركة بل بنيوجرسي كان بنزياس وويلسون يختبران كاشفا للأمواج السنتيمترية (أمواج كهرطيسية ترددها عشرة مليارات في الثانية (ميكروويف))، وكانت المشكلة أن جهازهما كان يستقبل إشعاعات مشوشة أكثر مما ينبغي. كانت الإشعاعات المشوشة أشد عندما يكون الجهاز في وضع شاقولي منها عندما تكون في وضع أفقي. أما فرق الشدة بين الوضع الشاقولي (الرأسي المقلوب) وجميع الاتجاهات الأفقية فكان ثابتا.

كان هذا يعني أن مصدر هذا الإشعاع من خارج الأرض، وأنه لا يتأثر بحالات الليل والنهار ولا اختلاف الفصول مما يعني أيضا أنه من خارج المجموعة الشمسية، وحتى خارج مجرتنا، وإلا فإن حركة الأرض تغير جهة الجهاز ومن المفروض ان تغير شدة الإشعاع المشوش.

كان هذا الإشعاع غريبا في تماثله في جميع نقاط العالم المرصود فهو لا يتغير من جهة رصد لأخرى ولا من نقطة لأخرى. كان ديك وبيبلز من جهة أخرى يدرسان اقتراح غاموف (تلميذ فريدمان) والذي يقول أن العالم بما أنه كان عبارة عن جسم ساخن وكثيف جدا ومشع في بداية أمره فإن إشعاعه لا بد أنه باق إلى الآن. كما أن توسع الكون لا بد أن ينزاح نحو الأحمر (مفعول دوبلر) وان يصبح بشكل إشعاع سنتمتري.

عندئذ أدرك بنزياس وويلسون ان ما رصداه ما هو إلا بقايا إشعاع الكون البدئي الذي أطلق عليه لاحقا اسم : إشعاع الخلفية الكونية الميكروي.

إشعاع الخلفية الميكروني الكوني  cosmic microwave background radiation

هي أشعة كهرطيسية توجد في جميع أركان الكون بنفس الشدة والتوزيع وهي تعادل درجة حرارة 72و2 كلفن. فعندما نشاهد السماء بالمنظار نرى مسافات واسعة بين النجوم والمجرات يغلبها السواد، وهذا ما نسميه الخلفية الكونية. ولكن عندما نترك المنظار الذي نرصد به الضوء المرئي، ونمسك بمنظار يستطيع رؤية الموجات الراديوية، يصور لنا ضوءا خافتا يملأ تلك الخلفية، وهو لا يتغير من مكان إلى مكان وإنما منتشر بالتساوي في جميع أركان الكون.

وتوجد قمة هذا الإشعاع في حيز طول موجة 9و1 مليمتر وتعادل 160 مليار هرتز (160 GHz). اكتشف تلك الأشعة الباحثان أرنو بنزياس وزميله روبرت ويلسون وكان ذلك في عام 1964. وحصل العالمان على جائزة نوبل للفيزياء عام 1978.

تفسير الظاهرة

يفسر نموذج الانفجار العظيم تلك الأشعة. فعندما كان الكون صغيرا جدا وقبل تكون النجوم والمجرات كان شديد الحرارة جدا وكان يملأه دخان ساخن جدا موزعا توزيعا متساويا في جميع أنحائه،ومكونات هذا الدخان كانت بلازما الهيدروجين، أي بروتونات وإلكترونات حرة من شدة الحرارة وعظم الطاقة التي تحملها.

وبدأ الكون يتمدد ويتسع فبدأت بالتالي درجة حرارة البلازما تنخفض، إلى الحد الذي تستطيع فيه البروتونات الاتحاد مع الإلكترونات مكونة ذرات الهيدروجين. وبدأ الكون أن يكون شفافا وانتهت فترة تعتمه. وكانت الفوتونات الموجودة تنتشر في جميع الأرجاء إلا أن طاقتها بدأت تضعف حيث يملأ نفس عدد الفوتونات الحجم المتزايد بسرعة للكون. وهذه الفوتونات هي التي تشكل اليوم إشعاع الخلفية الصغروي الكوني. وأنخفضت درجة حرارتها عبر نحو 7و13 مليار من السنين هي العمر المقدر فلكيا للكون.

** نموذج لامبدا-سي دي إم   Lambda-CDM model

أو نموذج لامبدا للمادة المظلمة الباردة CDM Cold Dark Matter هو نموذج في علم الفلك يحاول تفسير ظواهر عديدة للكون مثل تفسير إشعاع الخلفية الميكروني الكوني وتفسير الاتساع المستمر للكون .