الطاقة المظلمة من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
جزء من سلسلة عن
علم الكون الفيزيائي
الانفجار العظيم
الفضاء الكوني
عمر الكون
التسلسل الزمني للانفجار العظيم
بدايات الكون
التمدد
المستقبل
التركيب
البنية
علم الفلك الرصدي
العلماء
علم الكون الفيزيائي
تصنيف
-------------------------
بوابة علم الكون تعرف الطاقة المظلمة في علم الكون وفيزياء الجسيمات بأنها أحد الأشكال الافتراضية للطاقة التي تملأ الفضاء والتي تملك ضغطاً سالبا. وحسب مفهوم نظرية النسبية العامة لآينشتاين، إن تأثير مثل هذا الضغط السالب يكون مشابهاً لقوة معاكسة للجاذبية في المقاييس الكبيرة. وإن افتراض مثل هذا التأثير هو الأكثر شعبية حالياً لتفسير تمدد الكون بمعدل متسارع، كما يشكل تفسيراً معقولاً لجزء كبير من المادة المفقودة missing mass في الفضاء الكوني.
محتويات
1 الأساس النظري
2 المشاهدات
3 إشعاع الخلفية الميكروني الكوني
4 ماهيتها Quintessence
5 شكوك حول النظرية
6 المراجع
7 انظر أيضًا
الأساس النظري
تعتبر النظرية النسبية العامة هي أساس تطور الكون وتشكيله. وبالنسبة إلى تمدد الكون أو انكماشه فإن المادة تعمل على خفض سرعة تمدد الكون من خلال خاصية جاذبيتها. وبالنسبة للثابت الكوني (لأينشتاين) فإنه في صورته الموجبة يعمل على تسريع سرعة تمدد الكون.
وما نشاهده من تسارع في تمدد الكون فيمكن تفسيره بالثابت الكوني. وطبقا لنموذج نشأة الكون المقبولة حاليا بين العلماء فيفترض وجود ثابت كوني ذو قيمة تختلف عن الصفر، ويعادل الثابت الكوني طاقة تسمى طاقة الفراغ وهي تلك الطاقة التي تعمل مضادة لقوى التجاذب بين المادة في الكون. وبعد أن اكتشفنا أن مكونات الكون من مجرات ونجوم ليست ثابته في مواقعها، وإنما تبتعد عن بعضها البعض تحت تأثير تمدد الكون، فقد عدّل أينشتاين معادلته في النظرية النسبية العامة وافترض أن الثابت الكوني مساويا للصفر. وعلى الرغم من ذلك فإن بعض الأبحاث قامت بدراسة نماذج للكون ليتخذ فيها الثابت الكوني قيم تختلف عن الصفر، ومنها على سبيل المثال كون لاميتر Lemaître-Universum.
المشاهداتبعدما تأكد الفلكيون من مشاهدة تمدد الكون بواسطة قياس الانزياح الأحمرلأطيافالمجرات، قاموا وما زالوا يقومون بإجراء قياسات تفصيلية لغرض تعيين سرعة تمدد الكون ومدى تغيرها عبر الزمن منذ نشأة الكون.
وتختص القياسات بصفة خاصة بقياس بعد المستعرات العظمى البعيدة عنا من نوع 1a. وقد أظهرت تلك القياسات حتى الآن عكس ما توقعه الفلكيون من انخفاض سرعة تمدد الكون مع الزمن، بل تدل القياسات على زيادة سرعة التمدد. ومنذ هذا الاكتشاف يرجح العلماء زيادة سرعة تمدد الكون إلى وجود طاقة مظلمة غير معروفة، وتسمى بالطاقة المظلمة لأنها ليست من أشكال الطاقة المعهودة لنا.
وطبقا لنموذج الكون الذي يناقشه العلماء على أساس المشاهدات أن الكون يتكون بنسبة 72% من الطاقة المظلمة ونحو 23 % من مادة مظلمة ونحو 5 % فقط من المادة المرئية الباريونية.
كما يمكن للطاقة المظلمة تفسير ظاهرة انبساط الكون. فمن ما هو مسلم به أن المادة العادية الموجودة في الكون لا تكفي لأن تجعل الكون في صورته المنبسطة (بمعنى أن يمكن وصفه بالهندسة الإقليدية) فالمادة العادية تشكل بين 2 % إلى 5 % من كمية المادة الآزمة لإيقاف تمدد الكون أو عكسه بفعل الجاذبية لكي ينكمش وينهار على نفسه.
ومن خلال مشاهدة التجاذب بين المجرات الناتج عن الجاذبية وتساعد عليها المادة المظلمة، يتبين أن كمية المادة المظلمة الموجودة لا تتعدى 30 % من المادة اللازمة لإيقاف تمدد الكون.
ويبلغ مقدار الطاقة المظلمة طبقا لمعادلة أينشتاين عن تكافؤ المادة والطاقة :E = mc2، عند افتراض تحولها إلى مادة، تبلغ ذلك الجزء الباقي لتكملة كمية المادة الآزمة لإيقاف تمدد الكون.
وتعتبر الطاقة المظلمة في نفس الوقت أحد الإحداثيات الهامة لنموذج التكوين البنائي.
إشعاع الخلفية الميكروني الكوني
مقالة مفصلة: إشعاع الخلفية الكونية الميكروي
تقدير توزيع نسب المادة المرئية والمادة المظلمة والطاقة المظلمة في الكون.
يعتبر افتراض وجود الطاقة المظلمة مهم بالنسبة إلى تفسير قياسات التكوين الهندسي للكون وكمية ما يحتويه من مادة بصرف النظر عن طبيعة الطاقة المظلمة. وتبين قياسات إشعاع الخلفية الميكروني الكوني وتوزيعها التي قام بقياسها مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية WMAP أن الكون قريب من أن يكون مسطحاً، ومن أجل أن يكون شكل الكون مسطحا يلزم أن تكون كثافة المادة وبالتالي الطاقة مساوية لكثافة حرجة. وتشكل كمية المادة طبقا لقياسات المسبار والمكونة من المادة المرئية والمادة المظلمة (التي لا تشع أو تمتص ضوءاً) نحو 30 % من تلك الكثافة الحرجة. وهذا يعني وجوب وجود شكل إضافي للطاقة غير معروف يكون النسبة الباقية المقدرة ب 70 %.
وتشير القياسات الحالية التي أجراها المسبار WMAP لأشعة الخلفية الميكرونية الكونية إلى أن الكون يتكون بنسبة 74% من طاقة مظلمة، ونحو 22% مادة مظلمة، ونحو 4% مادة عادية مرئية.
ماهيتها Quintessence
يعتقد إن ماهية الطاقة المظلمة الغامضة بسبب تزايد سرعة التمدد الكوني المشاهد والذي يعود إلى طاقة طبيعة المجال غير المتجه المسمى مجال كوينتيسينس.
ويختلف مجال الكوينتيسينس عن الثابت الكوني لآينشتاين بأنه قابل للتغيير في الزمان والمكان. ولكي لا يتراكم ولا يتخذ أشكالاً بنائية مثلما تفعل المادة، فيجب أن يتصف هذا المجال بالخفة وكذلك زيادة طول موجة كومبتون.
ولم يكتشف مجال الكوينتيسينس بعد ولكن يميل بعض العلماء إلى الاعتقاد بوجوده. وإن افتراض وجود مجال الكوينتيسينس يسمح بمعدل أقل لتمدد الكون عن تأثير الثابت الكوني. وتفترض إحدى النظريات renormalization theory أن المجالات غير المتجهة لا بد وأن يقترن بها كتل كبيرة.
ويتساءل بعض العلماء لماذا حدث تسارع في سرعة تمدد الكون في وقت حدوثها، فإنه إذا افترض وحدث تسارع في التمدد الكوني في زمن قبل ذلك لما استطاعت المجرات أن تتكون، إذ لم يكن لها وقت كاف لكي تتكون ولا يمكن بالتالي وجود الحياة في الكون، أو لا يمكن للحياة التشكل في صورتها الحالية على الأقل في الكون.
وفي عام 2004 عندما حاول بعض العلماء الربط بين تطور الطاقة المظلمة والقياسات الكونية تبين لهم أنه من الممكن أن تكون معادل الحالة للتمدد الكوني قد عبرت نطاق الثابت الكوني (w=-1) من قيمة موجبة إلى قيمة سالبة.
ويعتقد بعض العلماء بأن الطاقة المظلمة تطورت مع الزمن بحيث زادت كثافتها.
ولا تزال الطاقة المظلمة غير معروفة ولا يزال البحث جاريا لمعرفة حقيقتها.
شكوك حول النظرية
شكك فريق من الباحثين من جامعة أكسفورد سنة 2016 في خاصية تسارع التمدد الكوني، والذي يشكل الأساس النظري لمفهوم الطاقة المظلمة، بعد دراسة لحوالي 740 نجم «سوبر نوفا» موزعة على عدد من المجرات، وتوصلوا إلى نتيجة أن الكون يتمدد بطريقة ثابتة وبدون تسارع. ويؤشر هذا البحث الجديد على استمرار جدلية وجود الطاقة المظلمة من عدمه، وعلى أن أعمدة النموذج الكسمولوجي لا تزال تحتاج إلى البحث والتدقيق على ضوء المعطيات الجديدة
================
إشعاع الخلفية الكونية الميكروي من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
جزء من سلسلة عن
علم الكون الفيزيائي
الانفجار العظيم
الفضاء الكوني
عمر الكون
التسلسل الزمني للانفجار العظيم
- بدايات الكون
- التمدد
- المستقبل
- التركيب
- البنية
- علم الفلك الرصدي
- العلماء
- علم الكون الفيزيائي
تصنيف
بوابة علم الكونع
ن
ت
مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية صورة بالقمر الصناعي لأشعة الخلفية للكون. المناطق الصفراء والحمراء هي مناطق تجمع النجوم والمجرات
إشعاع الخلفية الكونية الميكروي
أو الخلفية المكروية الكونية أو إشعاع الخلفية الميكروني الكوني أو باختصار إشعاع خلفية الكون (بالإنجليزية: cosmic microwave background radiation) هي أشعة كهرومغناطيسية توجد في جميع أركان الكون بنفس الشدة والتوزيع وهي تعادل درجة حرارة 2.725 درجة كلفن.
التعبير العام هو «الإشعاعات الخلفية» وتعني تلك الإشعاعات الكهرومغنطيسية التي يمكن التثبت من وجودها في كل مكان من الفضاء، والتي لا يمكن تمييز مصدر معين أو ملموس لها. وتسمى الإشعاعات الخلفية التي تقع في نطاق الموجات الميكروية بـ «الإشعاعات الخلفية الكونية» وذلك بسبب أهميتها العظيمة في علم الكون الفيزيائي. كما تسمى أيضا «إشعاعات 3 كالفن» وذلك بسبب درجة الحرارة الضيئلة أو كثافة الطاقة فيها. وتسمى بالإنجليزية (CMB Cosmic Microwave Background).
عندما نشاهد السماء بالمقراب نرى مسافات واسعة بين النجوموالمجرات (الخلفية) يغلبها السواد، وهذا ما نسميه الخلفية الكونية. ولكن عندما نترك المقراب الذي نرصد به الضوء المرئي، ونمسك بتلسكوب يستطيع رؤية الموجات الراديوية، يصور لنا ضوءا خافتا يملأ تلك الخلفية، وهذه الأشعة لا تتغير من مكان إلى مكان وإنما منتشرة بالتساوي في جميع أركان الكون. وتوجد قمة هذا الإشعاع في حيز طول موجة 1.9 مليمتر وتعادل 160.2 مليار هرتز (160 GHz). اُكتُشِفَت تلك الأشعة من قِبل الباحثان أرنو بنزياس وزميله الباحث روبرت ويلسون وكان ذلك في عام 1964. وحصل العالمان على جائزة نوبل للفيزياء لعام 1978م.
يعتبر إشعاع الخلفية الكوني الميكروي CMB دليلاً بارزاً على أنّ الانفجار العظيم هو أصل الكون. عندما كان الكون حديث العهد -أي قبل تكوين الكواكب والنجوم- كان أكثر كثافة، وأكثر سخونة، وكان زاخراً بتوهّج منتظم لضباب أبيضٍ ساخن من البلازما الهيدروجينيّة. ومع توسّع الكون أصبح كلّ من البلازما والإشعاع الذي يملأُ الكون أكثر برودة شيئاً فشيئاً. وعندما برد الكون بما فيه الكفاية، اتّحدت البروتونات والإلكترونات لتشكّل ذرّات الهيدروجين المحايدة. على عكس البروتونات والإلكترونات غير المرتبطة، لم تستطع هذه الذرات حديثة التشكّل امتصاص الإشعاع الحراري، وهكذا أصبح الكون شفافًا بدلاً من كونه ضباباً عاتماً.
يشير علماء الكونيّات إلى الفترة الزمنيّة التي تشكلّت فيها الذرّات المحايدة لأول مرّة باعتبارها حقبة إعادة الاندماج recombination epoch، وإلى الحدث الذي وقع بعد ذلك بوقت قصير عندما بدأت الفوتونات في الانتقال بحرّيّة عبر الفضاء بدلاً من أن تنتشر باستمرار بواسطة الإلكترونات والبروتونات في البلازما على أنها انفصال الفوتون photon decoupling. تتكاثر الفوتونات التي تواجدت في الوقت الذي حدث فيه انفصال الفوتون منذ ذلك الحين وحتّى الآن، ولكن بشكل ضعيفٍ وقليل النشاط. وذلك لأنّ تمدّد الكون يتسبّب في زيادة طول الموجة مع مرور الوقت (وطول الموجة - وفقًا لقانون بلانك- يتناسب عكساً مع الطاقة) وهذا هو مصدر مصطلح إشعاع الخلفيّة الكونيّة الميكرويّ أو بالإنكليزيّة (relic radiation). يشير مصطلح "سطح التبعثر الأخير (أو سطح التشتّت الأخير)" إلى مجموعة النقاط المتواجدة على مسافة مناسبة منّا في الفضاء، بحيث نتلقّى نحن الآن فوتونات انبعثت بالأصل من تلك النقاط لحظة انفصال الفوتون.
تُظهر التباينات الصغيرة المتبقية في التوهّج نمطًا محّددًا للغاية، كما هو متوقّع من غاز ساخن موزّع بشكل موحّد تقريباً وامتدّ إلى الحجم الحالي للكون. على وجه الخصوص، يحتوي الإشعاع الطيفي على تباينات صغيرة في الخواصّ، أو تجاوزات تختلف حسب حجم المنطقة المُعَايَنة. لقد تم قياس هذه التباينات بدقّة، وتطابقت هذه القياسات مع ما كان متوقّعًا حول أنّ هذه الاختلافات الحرارية الصغيرة الناتجة عن التقلّبات الكموميّة للمادّة في مساحة صغيرة جدًا، قد توسّعت إلى حجم الكون المرئي الذي نراه اليوم. على الرغم من أنّ العديد من العمليّات المختلفة قد تنتج الشكل العام لِطَيفِ الجسم الأسود، إلا أنّه لم يقدّم أيّ نموذج شرحاً لتلك التقلّبات عدا نموذج الانفجار العظيم. ونتيجة لذلك، يعتبر معظم علماء الكونيّات أنّ نموذج الانفجار العظيم للكون هو أفضل تفسير لإشعاع الخلفيّة الكونيّ الميكرويّ.
محتويات
1 تفسير الظاهرة
2 خواص
3 أهمّيّة القياس الدقيق
4 اقرأ أيضا
5 مصادر
6 المراجع
تفسير الظاهرة
طيف أشعة الخلفية، القمة عند طول موجي 1.9 مليمتر (المحور السيني بوحدة: موجة / سنتيمتر) والقمة تعادل درجة حرارة 2.7 كلفن
يفسر نموذج الانفجارالعظيم تلك الأشعة. فعندما كان الكون صغيرا جدا وقبل تكون النجوموالمجرات كان شديد الحرارة جدا وكان يملأه دخان ساخن جدا موزعا توزيعا متساويا في جميع أنحائه. وكانت مكونات هذا الدخان من بلازما الهيدروجين، أي بروتوناتوإلكترونات حرة من شدة الحرارة وعظم الطاقة التي تحملها. وبدأ الكون يتمدد ويتسع فبدأت بالتالي درجة حرارةالبلازما في الانخفاض، إلى الحد الذي تستطيع فيه البروتونات الاتحاد مع الإلكترونات مكونين ذراتالهيدروجين.وخلال الفترة الزمنية بعد الانفجار العظيم من 100 إلى 300 ثانية ـكونت بنسب قليلة عن الهيدروجين أنوية عناصر تتلوه في الثقل، مثل الديوتيريوموالهيليوم.وبدأ الكون أن يكون شفافا. وكانت الفوتونات الموجودة تنتشر في جميع الأرجاء إلا أن طاقتها بدأت تضعف، حيث يملا نفس عددالفوتونات الحجم المتزايد بسرعة للكون. وهذه الفوتونات هي التي تشكل اليوم إشعاع الخلفية الميكروني الكوني CMBR. وما نجده منها اليوم يغمر السماء فقد انخفضت درجة حرارته عبر نحو 13.7 مليار من السنين إلى 2.725 كلفن.
خواصتعتبر الخلفية الميكرونية الكونية موحدة الخواص حتى جزء في كل 100000 حيث أن التغيرات في جذر متوسط المربع هي بحدود 18 ميكروكلفن فقط. لقد قام جهاز قياس الضوء الطيفي المطلق للأشعة تحت الحمراء البعيدة (FIRAS) والموجود على مستكشف الخلفية الكونية التابع لناسا (COBE) بقياس الخلفية الميكرونية الكونية بعناية بالغة. قارن أعضاء مشروع فيراس إشعاع الخلفية الميكروني بمصدر جسم أسود محلي ولوحظ أن هذا الطيف توافق ضمن حدود خطأ التجربة المسموح، فخلصوا من ذلك إلى أن أي انحرافات من الجسم الأسود عن تلك التي ربما لا زالت غير محسوسة ضمن طيف الخلفية الميكروني الكوني في مجال الطول الموجي 0.5 إلى 5 ملم يتوجب أن تكون لها قيمة وزنية ج.م.م على الأغلب بحدود 50 جزء في المليون (أي 0.005%) من ذروة سطوع الخلفية الميكروني الكوني. لقد جعل هذا من طيف الخلفية الميكروني الكوني أعظم طيف جسم أسود تم قياسه بدقة بالغة في الطبيعة.قد تكون الخلفية الميكرونية الكونية هي التنبؤ الرئيسي لنموذج الانفجار العظيم. بالإضافة، يتنبأ التضخم الكوني بأنه وبعد حوالى 10−37 ثانية مرت ولادة الكون بمرحلة نمو أسي بحيث آلت تقريبا إلى نعومة جميع اللامتجانسات. تلى ذلك فصل تماثلي؛ نوع من التحول الطوري الذي أوجد قوى أساسيةوجسيمات أولية بشكلها الحالي. بعد حوالى 10−6 ثانية، نشأ الكون الأولي من فوتونات، بلازما، إلكترونات، وباريونات ساخنة كانت الفوتونات تتفاعل مع البلازما بشكل ثابت عبر ما يسمى تشتت تومسون. عندما توسع الكون، أدى التبريد الأديباتي إلى انخفاض درجة حرارة البلازما حتى أصبحت الإلكترونات تفضل الاندماج مع البروتونات لتشكل ذراتالهيدروجين. حدث هذا التوليف عند 3000 كلفن تقريباً أي عندما كان عمر الكون حوالى 379,000 سنة. عند هذه النقطة تبعثرت الفوتونات من هذه الذرات المتعادلة كهربائياً الآن وبدأت بالسفر بحرية في الفضاء، متسببة بانفصال المادة والإشعاع.استمرت درجة الحرارة اللونية للفوتونات بالتضاؤل من ذلك الوقت حتى آلت اليوم إلى 2.725 كلفن، استمرت حرارتها بالتناقص مع توسع الكون. وفقاً لنموذج الانفجار العظيم فإن الإشعاع الذي نقيسه اليوم من السماء قد قدم من سطح كروي أطلق عليه سطح التشتت الأخير - the surface of last scattering. وهذا يفسر تجمع البقع في الفضاء حيث يتوقع أن حدث الانفصال كان قد وقع، بعد الانفجار العظيم بأقل من 400,000 سنة. وعند نقطة زمنية وصلت منها الفوتونات إلى المراقبين. العمر المتوقع للكون هو 13.75 مليار سنة. مع ذلك، ولأن الكون استمر بالتوسع منذ ذاك، المسافة المصاحبة للحركة من الأرض إلى حافة الكون المشاهد لاتقل اليوم عن 46.5 مليار سنة ضوئية تقترح نظرية الانفجار العظيم أن الخلفية الميكرونية الكونية تملأ كل الفضاء المرئي، وأن غالبية طاقة الأشعاع في الكون هي الخلفية الميكرونية الكونية، والتي تصنع جزءً من 6×10−5 من الكثافة الكلية للكون.من أعظم نجاحات نظرية الانفجار العظيم هما تنبؤها بطيف جسمها الأسود المثالي، وتفاصيل توقعاتها بتوجهية الخواص في الخلفية الميكرونية الكونية. لقد قاس مجس ويلكينسون مايكروويف انيسوتروبي الحديث هذه اللاتوحدية في الخواص بدقة على السماء كلي نزولاً إلى مقاييس زاوية تقدر بـ0.2 من الدرجات. يمكن استخدام هذه القياسات لتقدير المتغيرات في نموذج لامبدا-سي دي إم للانفجار العظيم. بعض المعلومات مثل شكل الكون، يمكن استخلاصها مباشرة من الخلفية الميكرونية الكونية، بينما الأخرى مثل ثابت هوبل، ليست مقيدة وينبغي تخمينها من قياسات أخرى.
تعطينا الأخيرة انزياح نحو الأحمر للمجرات(تفسر على أنها سرعة انسحابية) نسبة لمسافاتها.
أهمّيّة القياس الدقيق
تعتبر القياسات الدقيقة لإشعاع الخلفيّة الكونيّة الميكروي CMB ضروريّة في علم الكونيّات، لأنّ يتوجّب على أيّ نموذج مقترح للكون أن يفسّر هذا الإشعاع. يحتوي CMB على طيف حراريّ للجسم الأسود عند درجة حرارة 2.72548 ± 0.00057 K. [4] ويبلغ الإشعاع الطيفي (معادلة) ذروته عند 160.23 جيجاهرتز، في مجال الموجات المايكرويّة للتردّدات، وهو ما يقابل طاقة فوتون تبلغ حوالي 6.626 × 10−4 إلكترون فولت. وبالمقابل، وإذا ما تمّ تعريف الإشعاع الطيفي على أنّه dEλ / dλ، فإنّ طولّ موجة الذروة هو 1.063 مم (282 جيجاهرتز، وطاقة الفوتون قدرها 6.626 × 10−4 إلكترون فولت). يكون عندها التوهّج منتظمًا في جميع الاتجاهات تقريبًا، لكنّ الاختلافات الصغيرة المتبقيّة تظهر نمطًا محددًا للغاية، وهو نفس النمط المتوقّع للغاز الساخن الموزّع بشكلٍ منتظمٍ -إلى حد ما- والذي امتدّ إلى الحجم الحاليّ للكون. على وجه الخصوص، يحتوي الإشعاع الطيفي عند مراقبته من زوايا مختلفة من السماء على تباينات صغيرة في الخواص، أو تجاوزات تختلف باختلاف حجم المنطقة التي تتم دراستها. لقد تم قياس هذه التباينات بدقّة، وتطابقت هذه القياسات مع ما كان متوقّعًا حول أنّ هذه الاختلافات الحرارية الصغيرة، الناتجة عن التقلّبات الكموميّة للمادّة في مساحة صغيرة جدًا، قد توسّعت إلى حجم الكون المرئي الذي نراه اليوم. يُعتبر مجال الدراسة الفلكيّة هذا نشطاً للغاية، حيث يبحث العلماء عن بيانات أفضل (على سبيل المثال، عن طريق مرصد بلانك الفضائي) وتفسيرات أفضل للظروف الأوليّة للتوسّع. على الرغم من أنّ العديد من العمليات المختلفة قد تنتج الشكل العام لِطَيف الجسم الأسود، إلا أنّه لم يقم أي نموذج عدا الانفجار العظيم بتفسير هذه التقلبات. نتيجة لذلك، يعتبر معظم علماء الكون أنّ نموذج الانفجار العظيم للكون هو أفضل تفسير لإشعاع الخلفية الكوني الميكروي CMB.
تضفي الدرجة العالية من الاتّساق في جميع أنحاء الكون الذي يمكن ملاحظته وتباينه البسيط (ولكن القابل للقياس) دعماً قويا لنموذج الانفجار العظيم بشكل عامّ ولنموذج "مادّة لمدا المظلمة الباردة" ΛCDM "Lambda Cold Dark Matter" بشكلٍ خاصّ. وبالإضافة إلى ذلك، فتتماثل التقلّبات على المقاييس الزاويّة التي تكون أكبر من الأفق الكوني الظاهري عند إعادة الدمج. وبذلك فإنّنا أمام احتمالين إمّا أنّ هذا الترابط قد تمّ ضبطه بشكل دقيق، أو أن التضخّم الكونيّ هو أمرٌ واقع.
اقرأ أيضا
=============
خلفية الأشعة تحت الحمراء الكونية
من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى التنقلاذهب إلى البحث
خلفية الأشعة تحت الحمراء الكونية (بالإنجليزية: Cosmic infrared background (CIB)) هي أشعة تحت حمراء غامضة قادمة من الفضاء الخارجي. تم تحديدها من مصادر معينة عن طريق تلسكوبات الأشعة تحت الحمراء . في بعض النواحي هي مماثلة لأشعاع الخلفية الكونية من الموجات الميكروية ، ولكن عند أطوال موجية أقصر . احد أهم الأسئلة عن خلفية الأشعة تحت الحمراء الكونية هو مصدر طاقتها. في أوائل النماذج أشارت إلى أن خلفية الأشعة تحت الحمراء الكونية نتجت من طيف كهرومغناطيسي بسبب إنزياح المجرات نحو الأحمر في الكون القريب. لكن هذا النموذج البسيط لم يستطع تفسير نتائج الرصد الحديث للأشعة الحمراء الكونية.
«خلفية الأشعة تحت الحمراء الكونية لقطة من أقدم ضوء في الكون ، مطبوع على السماء عندما كان عمر الكون القديم 380،000 سنة فقط. هذا يظهر التقلبات في درجات الحرارة الصغيرة التي تتوافق مع مناطق مختلفة قليلة الكثافة ، تمثل بذور عن الهيكل المستقبلي : للنجوم و المجرات اليوم.
»
محتويات
1 مرصد هيرشل
2 أصل خلفية الأشعة تحت الحمراء الكونية
3 اقرأ أيضا
4 مراجع
مرصد هيرشلفي مايو 2010، أعلن العلماء أن البيانات بالأشعة تحت الحمراء من المقراب الفضائي هيرشل ستنظم إلى مجموعة بيانات قوودس . بعد التحليل الأولي للبيانات باستخدام مُستقبِل تصوير طيفي SPIRE ، و كاميرا مصفوفة الكشف الضوئي والمطياف PACS راقب مقراب هيرشل مجال قوودس الشمالي والجنوبي بين عامي 2009 و 2010 و حدد مصادر لأشعة تحت حمراء كونية
يعود إدراك الأهمية الكونية لظلام سماء الليلة (مفارقة أولبرز) والتخمينات الأولى لضوء الخلفية القادم من خارج المجرة إلى النصف الأول من القرن التاسع عشر. على الرغم من أهميتها، أُجريت المحاولات الأولى فقط في خمسينات وستينات القرن العشرين لاشتقاق قيمة الخلفية المرئية الناتجة عن المجرات، في ذلك الوقت بناءً على ضوء النجوم المتكامل لهذه الأنظمة النجمية. في ستينات القرن العشرين، أُخذ بعين الاعتبار امتصاص ضوء النجوم بواسطة الغبار، ولكن دون النظر في إعادة انبعاث هذه الطاقة الممتصة على شكل أشعة تحت حمراء. في ذلك الوقت أشار جيم بيبلز إلى أنه في الكون الذي نشأ عن الانفجار العظيم، يجب أن تكون هناك خلفية أشعة تحت حمراء كونية (سي آي بي) - مختلفة عن إشعاع الخلفية الكونية المايكروي - التي يمكن أن تفسر تكوين وتطور النجوم والمجرات.
من أجل إنتاج المعدنية الموجودة اليوم، وجب على المجرات الأولى أن تكون أقوى بكثير مما هي عليه اليوم. في نماذج سي آي بي المبكرة، أُهمل امتصاص ضوء النجوم، وبالتالي بلغت ذروة الطول الموجي لسي آي بي في هذه النماذج بين 1 إلى 10 ميكرومتر. أظهرت هذه النماذج المبكرة بشكل صحيح أن سي آي بي كانت على الأرجح أكثر خفوتًا من مقدماتها، وبالتالي كان من الصعب جدًا رصدها. في وقت لاحق، أظهر اكتشاف ورصد مجرات الأشعة تحت الحمراء عالية الضياء في محيط مجرة درب التبانة أن ذروة الطول الموجي لسي آي بي هي أطول على الأرجح (نحو 50 ميكرومتر)، ويمكن أن تتراوح قدرتها الكاملة بين 1 و10% من قدرة سي إم بي.
مثلما أكد مارتن هارويت، فإن سي آي بي مهمة جدًا في فهم بعض الأجرام الفلكية الخاصة، مثل النجوم الزائفة أو المجرات تحت الحمراء فائقة الضياء، والتي هي ساطعة جدًا للأشعة تحت الحمراء. وأشار أيضًا إلى أن سي آي بي تسبب اخمادًا كبيرًا للإلكترونات والبروتونات وأشعة غاما ذات الطاقة العالية جدًا للإشعاع الكوني من خلال ظاهرة كومبتون العكسية، والبيونات الضوئية، وإنتاج الأزواج الإلكترونية البوزترونية.
في أوائل ثمانينات القرن العشرين، كانت هناك حدود عليا فقط متاحة لسي آي بي. بدأ الرصد الحقيقي لسي آي بي بعد بزوغ عصر الأقمار الصناعية الفلكية العاملة ضمن نطاق الأشعة تحت الحمراء، والتي بدأها القمر الصناعي الفلكي بالأشعة تحت الحمراء (إراس)، وتلاه مستكشف الخلفية الكونية (كوبي)، ومرصد الأشعة تحت الحمراء الفضائي (إسو)، ومرقاب سبيتزر الفضائي. استمر استكشاف سي آي بي بواسطة مرصد هيرتشل الفضائي، الذي أُطلق في عام 2009.
كشفت مسوحات منطقة سبيتزر الواسعة تباينًا في خواص سي آي بي.
أصل خلفية الأشعة تحت الحمراء الكونيةأحد أهم الأسئلة حول سي آي بي هو مصدر طاقتها. في النماذج الأولى، تنشأ سي آي بي من أطياف المجرات ذات الانزياح الأحمر الموجودة في محيطنا الكوني. مع ذلك، لم تستطع هذه النماذج البسيطة محاكاة الميزات المرصودة الخاصة بسي آي بي. في المادة الباريونية للكون، هناك مصدران كبيران للطاقة: الاندماج النووي والجاذبية.يحدث الاندماج النووي داخل النجوم، ويمكننا حقًا رؤية هذا الضوء مُنزاحًا نحو الطيف الأحمر: هذا هو المصدر الرئيسي للخلفية الكونية فوق البنفسجية والمرئية. مع ذلك، لا تُرصد كمية كبيرة من ضوء النجوم هذا مباشرةً. يمكن للغبار في المجرات المضيفة امتصاصه وإعادة بعثه على شكل أشعة تحت الحمراء، ما يساهم في سي آي بي. على الرغم من أن معظم المجرات اليوم تحتوي على القليل من الغبار (على سبيل المثال، لا تحتوي المجرات الإهليلجية على غبار فعليًا)، هناك بعض الأنظمة النجمية الخاصة، حتى في محيطنا، التي تكون ساطعةً للغاية للأشعة تحت الحمراء وفي نفس الوقت خافتةً في الضوء المرئي (غالبًا ما تكون غير مرئيةً تقريبًا). تخوض هذه المجرات تحت الحمراء فائقة الضياء (يو إل آي آر جي) مجرد فترة تكوين نجمي نشط جدًا: فهي فقط تصطدم أو تندمج مع مجرات أخرى. في الضوء المرئي، تختبئ هذه المجرات وراء الغبار، وتكون ساطعةً للأشعة تحت الحمراء لنفس السبب. كانت التصادمات وعمليات الاندماج المجري أكثر شيوعًا في الماضي الكوني: بلغ معدل تكوين النجوم الكوني ذروته عند قيمة انزياح أحمر z=1…2، أي 10 إلى 50 ضعف متوسط قيمة اليوم. تساهم هذه المجرات في نطاق الانزياح الأحمر z=1..2 ما بين 50 إلى 70% في السطوع الكلي لسي آي بي.
اقرأ أيضا
مسح المراصد العظمى العميق
تلسكوب فضائي
المرصد الأوروبي الجنوبي
مقراب
تلسكوب العدسات
مقراب جيمس ويب الفضائي
مرصد ديناميكا الشمس
مرصد كيك
مرصد مولارد الراديوي
مقراب سبيتزر الفضائي
مرصد سوبارو
مرصد جيميني
مرصد مونا كيا
استشعار عن بعد
مسبار فضائي
تلسكوب هبل الفضائي
تلسكوب المسح الفلكي VLT
تلسكوب شاندرا الفضائي للأشعة السينية
ليست هناك تعليقات:
إرسال تعليق