خط زمني للانفجار العظيم

يصف الخط الزمني للانفجار العظيم الأحداث طبقا للنظرية الأكثر قبولا من قبل الفيزيائيين بشأن الانفجار العظيم . وطبقا للمشاهات العملية يبدو أن الكون بدأ التكون منذ 13.7 مليار سنة . ومنذ ذلك الوقت يعتقد أن الكون مر بثلاثة مراحل في تكوينه . والجزء من تلك المراحل الذي لا زال غامضا وليس معروفا هو الجزء من الثانية الأولى بعد الانفجار وهي فترة كان فيها الكون شديد الحرارة بحيث كانت الجسيمات الأولية ذات طاقات عالية جدا تفوق ما وصلت إليه معجلات الجسيمات التي لدينا اليوم . وبناءا على ذلك فالمواصفات الأساسية التي وصلنا إليها اليوم عن الانفجار العظيم إنما هي مبنية على الظن بجانب مشاهات في الكون حولنا.
وبعد مرور ذلك الجزء من الثانية الأولى بدأ الكون يتشكل ويتتطور طبقا لمعرفتنا في أطار فيزياء الطاقة العالية. وفي هذه امرحلة هي الفترة التي تكون فيها أول البروتونات ، والإلكترونات و النيوترونات ، و كونت هذه أنوية و ذرات . وبتكون الهيدروجين المتعادل كهربيا ظهر إشعاع الخلفية الميكروني الكوني والذي نستطيع قياسه اليوم بأجهزتنا .
وبعد تكون الهيدروجين ، بدأ يتجمع مكونا نجوم و مجرات و كوازارات ، وعناقيد من المجرات و وعناقيد مجرات هائلة .
وتوجد نظريات عديدة عن مصير الكون في المستقبل .
محتويات [أخفِ]
1 الكون النشأ
2 فترة بلانك
3 فترة التوحيد الكبير
4 مرحلة التأثر الضعيف
5 مرحلة الانتفاخ
6 الحرارة ترتفع
7 تخليق الباريونات
8 مرحلة الكواركات
9 مرحلة الهادرونات
10 مرحلة الليبتونات
11 مرحلة الفوتونات
11.1 تخليق نووي
11.2 المادة تسود بعد سنة 70,000
11.3 استعادة الارتباط بين 240,000 – 310,000 سنة
11.4 فترة مظلمة
12 تكون البناء
12.1 عودة التأين : 150 مليون سنة إلى 1 مليار سنة
12.2 تكوّن النجوم
12.3 تكوّن المجرات
12.4 تكوّن المجموعات وعناقيد المجرات
12.5 تكون المجموعة الشمسية منذ 8 مليار سنة
12.6 حالة الكون اليوم : بعد 7و13 مليار سنة
13 اقرأ أيضاً
14 وصلات خارجية
15 مراجع
[عدل]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 إختلافا كبيرا . فتوجد تصورات ونماذج مثل الحالة الأولية طبقا لهارتل -هوكينج ، كما اقترحت نماذج التضاريس الوترية ، والانتفاخ الكوني ، و تصور الغاز الوتري ، وغيرها . وتتلاقى بعض تلك التصورات مع أخرى ومنها ما لا يتفق مع تصور آخر .
[عدل]فترة بلانك

فترة بلانك تغطي الفترة الزمنية من 10−43 إلى 10−35 ثانية بعد حدوث الإنفجار العظيم ، تنخفض درجة الحرارة خلال هذه الفترة من 1032 إلى 1027 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 و هو ما يعرف بطول بلانك.
10−36 ثانية
انفصال قوة التآثر القوي عن القوة الإلكترونووية لتصبح هذه الأخيرة مؤلفة من نوعين من القوى فقط : التآثرالكهرومغناطيسي و التآثر الضعيف .
تعتبر عادة الجسيمات الأولية المرافقة و المشاركة للتآثر القوي أثقل من الجسيمات المرافقة للقوتين الأخرتين ، لذا يُعتقد أنها تتشكل و تتكاثف في مرحلة أبكر.
[عدل]فترة التوحيد الكبير

تغطي هذه الفترة زمنا يمتد من 10−35 إلى 10−12 ثانية بعد الإنفجار 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 و قوى التآثر الضعيف متماثلا بالنسبة للمادة و المادة المضادة ، حيث أن هاتين القوتين مندمجتين و من المفروض أن تسلكان سلوك قوة وحيدة . و تقترح نظريات التوحيد الكبرى أن هذه الحالة الإندماجية 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 الإنفصال ، 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 .
[عدل]مرحلة التأثر الضعيف

بين 10−36 و 10−12 ثانية بعد الانفجارالعظيم
خلال تلك الفترة تنخفض درجة حرارة الكون إلى 1028 كلفن بحيث تسمح لانفصال القوة الشدية (تآثر قوي عن قوى التآثر الكهرومغناكيسي و التآثر 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
[عدل]مرحلة الانتفاخ

بين 10−36 ثلنية 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 و هادرونات 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 .
[عدل]الحرارة ترتفع

خلال الارتفاع الجديد في درجة الحرارة تنتهي مرحلة الانتفاخ السريع وتتحلل طاقة الوضع للانتفاخ إلى بلازما من الكواركات و الجلوونات 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 و النيوترينوات .
[عدل]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 و نقيض البروتونات ، إلكترونات وبوزيترونات و نيوترينوات و نقيض 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.
[عدل]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 أالجسيمات 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 و التآثر الكهرومغناطيسي و التآثر القوي و التآثر الضعيف قد اتخذت مواصفاتها . إلا أن درجة حرارة الكون تكون لا زالت عالية جدا بحيث لا يمكن للكواركات الاتحاد مع بعضها مكونة الهادرونات.
[عدل]مرحلة الهادرونات

بين 10−6 من الثانية و 1 ثانية بعد الانفجار العظيم .
يبرد الكون الناشئ بحيث يمكن لبلازما الكواركات و الجلوونات الاتحاد وتكوين هادرونات بما فيها باريونات مثل بروتونات و النيوترونات. 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 امكانية قياسها - تعادل إشعاع الخلفية الميكروني الكوني التي سوف تظهر في زمن لاحق .
[عدل]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 .
[عدل]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 التالية.
[عدل]تخليق نووي
بين 3 دقائق و 20 دقيقة بعد الانفجار العظيم . [1]
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 .
[عدل]المادة تسود بعد سنة 70,000
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 .
[عدل]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 و الهيليوم 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 بالنسية للهيليوم . [2] وبما ان 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).
[عدل]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 إلتقطت إلكترونات خلال مرحلة استعادة الارتباط وإصدارها بذلك الفوتونات التي تكون إشعاع الخلفية الميكروني الكوني . وعندما تنفصل الفوتونات يصبح الكون شفافا . وحتي ذلك الوقت كانت الإشعة الصادرة ذات طول الموجة 21 سنتيمتر الصادرة من ذرات الهيدروجين . وتوجدالآن مجهودات من أجل قياس تلك الأشعة حيث يمكن الحصول بواسطتها على صورة للكون الناشئ أكثر دقة مما نحصل علية بواسطة أشعة الخلفية الميكرونية.
[عدل]تكون البناء



The Hubble Ultra Deep Fields .
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 الاضاءة 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 .
[عدل]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.
[عدل]تكوّن النجوم
تعتبر الفصيلة III من النجوم هي أول ما نشأ من النجوم ، وبذلك بدأ تحويل العناصر الخفيفة التي تكونت خلال الانفجار العظيم ( الهيدروجين و الهيليوم )إلى عناصر أثقل. إلا أنه لم نستطع حتي الآن مشاهدة نجوم الفصيلة III . [3]
[عدل]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 . [4] 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 . [5] وحتى الآن لم تشاهد سوى 10 من تلك التشكيلات .[6]
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 .[7]
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 . [8]
[عدل]تكوّن المجموعات وعناقيد المجرات
تعمل قوى الجاذبية على جذب المجرات بعضها البعض لتكوين مجموعات وعناقيد المجرات و عناقيد مجريّة هائلة superclusters.
[عدل]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 .
[عدل]حالة الكون اليوم : بعد 7و13 مليار سنة
تدل أحسن نتائج القياس على ان عمر الكون يبلغ 7و13 مليار سنة منذ الانفجار العظيم . وبما أن المشاهدة تبين ان الكون يتسع واتساعه متزايد السرعة ، فيبدو أن عناقيد المجرّية الهائلة هي أكبر البنايات في الكون . حيث يمنع التوسع المتزايد الحالى للكون من تكوين بنايات أكبر بفعل الجاذبية .
[عدل]اقرأ أيضاً

انفجار عظيم
مخطط زمني رسومي للكون
تخليق نووي
مجموعات وعناقيد المجرات
درب التبانة
تخليق العناصر
تخليق نووي
عملاق أحمر
قزم أبيض
ثقب أسود
[عدل]وصلات خارجية

(2002)http://humanknowledge.net/Thoughts.html#Timeline Human Knowledge: Foundations and Limits. Retrieved March 25, 2004.
From the Big Bang to the End of the Universe - The Mysteries of Deep Space Timeline. Retrieved March 24, 2005.
[[ (1997). The History of the Universe in 200 Words or Less. Retrieved March 24, 2005.
Home of the Hubble Space Telescope. Retrieved March 24, 2005.
Fermilab graphics (see "Energy time line from the Big Bang to the present" ")
Exploring Time from Planck time to the lifespan of the universe
Astronomers' first detailed hint of what was going on less than a trillionth of a second after time began
The Universe Adventure
[عدل]مراجع

^ Detailed timeline of Big Bang nucleosynthesis processes
^ Mukhanov, V: "Physical foundations of Cosmology", pg. 120, Cambridge 2005
^ Ferreting Out The First Stars; physorg.com
^ APOD: 2007 September 6 - Time Tunnel
^ "New Scientist" 14th July 2007
^ HET Helps Astronomers Learn Secrets of One of Universe's Most Distant Objects
^ APOD: 2004 March 9 - The Hubble Ultra Deep Field
^ Eduardo F. del Peloso a1a, Licio da Silva a1, Gustavo F. Porto de Mello and Lilia I. Arany-Prado (2005),
التصنيفان: علم الكون | خطوط زمنية فلكية