الكون

Send

ما هو الكون؟ هذا سؤال محمل للغاية! بغض النظر عن الزاوية التي اتخذها المرء للإجابة على هذا السؤال ، يمكن للمرء أن يقضي سنوات في الإجابة على هذا السؤال ولا يزال بالكاد يخدش السطح. من حيث الزمان والمكان ، فهي كبيرة بشكل لا يسبر غوره (وربما حتى لانهائية) وقديمة بشكل لا يصدق بالمعايير الإنسانية. لذلك فإن وصفه بالتفصيل هو مهمة ضخمة. ولكن نحن هنا في مجلة الفضاء عازمون على المحاولة!

إذن ما هو الكون؟ حسنًا ، الإجابة المختصرة هي أنه مجموع كل الوجود. إن مجمل الزمان والمكان والمادة والطاقة بدأ بالتوسع منذ حوالي 13.8 مليار سنة واستمر في التوسع منذ ذلك الحين. لا أحد متأكد تمامًا من مدى اتساع الكون حقًا ، ولا أحد يعرف تمامًا كيف سينتهي كل هذا. لكن البحث والدراسة المستمرة علمتنا الكثير في سياق تاريخ البشرية.

تعريف:

مصطلح "الكون" مشتق من الكلمة اللاتينية "universum" ، التي استخدمها رجل الدولة الروماني سيسيرو والمؤلفون الرومانيون اللاحقون للإشارة إلى العالم والكون كما عرفوه. يتألف هذا من الأرض وجميع الكائنات الحية التي سكنت فيها ، وكذلك القمر والشمس والكواكب المعروفة آنذاك (ميركوري ، فينوس ، المريخ ، المشتري ، زحل) والنجوم.

غالبًا ما يستخدم مصطلح "الكون" بالتبادل مع الكون. مشتق من الكلمة اليونانية كوزموس، والتي تعني حرفيا "العالم". وتشمل الكلمات الأخرى التي يشيع استخدامها لتحديد مجمل الوجود "الطبيعة" (المستمدة من الكلمة الجرمانية الناطور) والكلمة الإنجليزية "كل شيء" ، والتي يمكن استخدامها في المصطلحات العلمية - أي "نظرية كل شيء" (TOE).

اليوم ، غالبًا ما يستخدم هذا المصطلح للإشارة إلى جميع الأشياء الموجودة في الكون المعروف - النظام الشمسي ، درب التبانة ، وجميع المجرات والبنى الفوقية المعروفة. في سياق العلوم الحديثة وعلم الفلك والفيزياء الفلكية ، فإنه يشير أيضًا إلى جميع الزمكان وجميع أشكال الطاقة (أي الإشعاع الكهرومغناطيسي والمادة) والقوانين الفيزيائية التي تربطها.

أصل الكون:

الإجماع العلمي الحالي هو أن الكون توسع من نقطة فائقة المادة وكثافة الطاقة قبل 13.8 مليار سنة تقريبًا. هذه النظرية ، والمعروفة باسم نظرية الانفجار العظيم ، ليست النموذج الكوني الوحيد لشرح أصول الكون وتطوره - على سبيل المثال ، هناك نظرية الحالة الثابتة أو نظرية الكون المتذبذبة.

ومع ذلك ، فهي الأكثر قبولًا وشعبية. هذا يرجع إلى حقيقة أن نظرية الانفجار الكبير وحدها قادرة على تفسير أصل كل مادة معروفة ، قوانين الفيزياء ، والبنية واسعة النطاق للكون. كما أنه يفسر توسع الكون ووجود الخلفية الميكروية الكونية ومجموعة واسعة من الظواهر الأخرى.

من خلال العمل إلى الوراء من الوضع الحالي للكون ، افترض العلماء أنه يجب أن يكون قد نشأ في نقطة واحدة من الكثافة اللانهائية والوقت المحدد الذي بدأ في التوسع. بعد التوسع الأولي ، تؤكد النظرية أن الكون يبرد بما يكفي للسماح بتكوين الجسيمات دون الذرية ، وبعد ذلك الذرات البسيطة. تجمعت السحب العملاقة لهذه العناصر البدائية في وقت لاحق من خلال الجاذبية لتشكيل النجوم والمجرات.

بدأ كل هذا منذ 13.8 مليار سنة تقريبًا ، وبالتالي يعتبر عصر الكون. من خلال اختبار المبادئ النظرية ، والتجارب التي تشمل معجلات الجسيمات وحالات الطاقة العالية ، والدراسات الفلكية التي لاحظت الكون العميق ، وضع العلماء جدولًا زمنيًا للأحداث التي بدأت مع الانفجار الكبير وأدت إلى الحالة الراهنة للتطور الكوني .

ومع ذلك ، فإن أقدم أوقات الكون - تستمر من حوالي 10^-43 إلى 10^-11 بعد ثوان من الإنفجار الكبير - هي موضوع تكهنات واسعة النطاق بالنظر إلى أن قوانين الفيزياء كما نعرفها لا يمكن أن تكون موجودة في هذا الوقت ، فمن الصعب فهم كيف كان الكون يمكن أن يحكم. ما هو أكثر من ذلك ، التجارب التي يمكن أن تخلق أنواع الطاقات المعنية هي في مهدها.

ومع ذلك ، تسود العديد من النظريات حول ما حدث في هذه اللحظة الأولية في الوقت المناسب ، والعديد منها متوافق. وفقًا للعديد من هذه النظريات ، يمكن تقسيم اللحظة التي تلي الانفجار الكبير إلى الفترات الزمنية التالية: عصر التفرد ، وعصر التضخم ، وعصر التبريد.

تُعرف أيضًا باسم عصر بلانك (أو عصر بلانك) ، وكانت حقبة التفرد هي أقدم فترة معروفة للكون. في هذا الوقت ، تم تكثيف كل المادة على نقطة واحدة من الكثافة اللانهائية والحرارة الشديدة. خلال هذه الفترة ، يُعتقد أن التأثيرات الكمية للجاذبية تهيمن على التفاعلات الفيزيائية وأنه لا توجد قوى فيزيائية أخرى ذات قوة مساوية للجاذبية.

تمتد فترة بلانك هذه من النقطة 0 إلى حوالي 10^-43ثواني ، ويتم تسميته بذلك لأنه لا يمكن قياسه إلا في وقت بلانك. بسبب الحرارة والكثافة الشديدة للمادة ، كانت حالة الكون غير مستقرة للغاية. وهكذا بدأ في التوسع والتبريد ، مما أدى إلى ظهور القوى الأساسية للفيزياء. من حوالي 10^-43 الثانية و 10^-36بدأ الكون في عبور درجات الحرارة الانتقالية.

ومن هنا يعتقد أن القوى الأساسية التي تحكم الكون قد بدأت بالانفصال عن بعضها البعض. كانت الخطوة الأولى في ذلك هي قوة الجاذبية المنفصلة عن قوى القياس ، والتي تمثل القوى النووية القوية والضعيفة والكهرومغناطيسية. ثم من 10^-36إلى 10^-32بعد ثوانٍ من الانفجار العظيم ، كانت درجة حرارة الكون منخفضة بما يكفي (10²⁸ ك) أن الكهرومغناطيسية والقوة النووية الضعيفة كانت قادرة على الانفصال أيضًا.

مع إنشاء القوى الأساسية الأولى للكون ، بدأت عصر التضخم ، واستمرت من 10^-32ثواني في وقت بلانك إلى نقطة غير معروفة. تشير معظم النماذج الكونية إلى أن الكون عند هذه النقطة كان ممتلئًا بشكل متجانس بكثافة طاقة عالية ، وأن درجات الحرارة والضغط المرتفعة بشكل لا يصدق أدت إلى التوسع والتبريد السريع.

بدأ هذا في 10^-37 ثواني ، حيث أدى انتقال المرحلة الذي تسبب في فصل القوى أيضًا إلى فترة نما فيها الكون بشكل كبير. كما حدث في هذه المرحلة من الزمن حدوث التولد الباري ، والذي يشير إلى حدث افتراضي حيث كانت درجات الحرارة عالية جدًا لدرجة أن الحركات العشوائية للجسيمات حدثت بسرعات نسبية.

ونتيجة لذلك ، تم باستمرار إنشاء أزواج الجسيمات والجسيمات المضادة من جميع الأنواع وتدميرها في التصادمات ، والتي يعتقد أنها أدت إلى هيمنة المادة على المادة المضادة في الكون الحالي. بعد توقف التضخم ، تألف الكون من بلازما الكوارك-جلون ، بالإضافة إلى جميع الجسيمات الأولية الأخرى. من هذه النقطة فصاعدًا ، بدأ الكون يبرد وتكتل المادة وتشكل.

بينما استمر الكون في الانخفاض في الكثافة ودرجة الحرارة ، بدأت حقبة التبريد. تميز هذا بالطاقة من تناقص الجسيمات واستمرار التحولات الطورية حتى تغيرت القوى الأساسية للفيزياء والجسيمات الأولية إلى شكلها الحالي. بما أن طاقات الجسيمات كانت ستنخفض إلى القيم التي يمكن الحصول عليها من خلال تجارب فيزياء الجسيمات ، فإن هذه الفترة فصاعدًا تخضع لمضاربة أقل.

على سبيل المثال ، يعتقد العلماء أن حوالي 10^-11 بعد ثوان من الإنفجار العظيم ، انخفضت طاقات الجسيمات بشكل كبير. في حوالي 10^-6 الثواني ، الكواركات والغلونات مجتمعة لتشكيل الباريونات مثل البروتونات والنيوترونات ، وزيادة صغيرة من الكواركات على العلامات العتيقة أدت إلى زيادة صغيرة من الباريونات على المضادات الحيوية.

نظرًا لأن درجات الحرارة لم تكن عالية بما يكفي لإنشاء أزواج جديدة من البروتونات المضادة للبروتونات (أو أزواج النيوترون والأنيترونات) ، تبع ذلك إبادة جماعية على الفور ، تاركًا واحدًا فقط من كل 10¹⁰ من البروتونات والنيوترونات الأصلية ولا أي من جسيماتها المضادة. حدثت عملية مماثلة في حوالي ثانية واحدة بعد الانفجار الكبير للإلكترونات والبوزيترونات.

بعد عمليات الإبادة هذه ، لم تعد البروتونات والنيوترونات والإلكترونات المتبقية تتحرك نسبيًا ، وكانت كثافة الطاقة في الكون تهيمن عليها الفوتونات - وبدرجة أقل ، النيوترينوات. بعد دقائق قليلة من التوسع ، بدأت الفترة المعروفة باسم التخليق النووي للانفجار الكبير.

بفضل انخفاض درجات الحرارة إلى مليار كلفن وانخفاض كثافة الطاقة إلى ما يعادل الهواء تقريبًا ، بدأت النيوترونات والبروتونات تتحد لتشكل أول الديوتيريوم في الكون (نظير مستقر للهيدروجين) وذرات الهيليوم. ومع ذلك ، ظلت معظم بروتونات الكون غير مركبة مثل نوى الهيدروجين.

بعد حوالي 379000 عام ، اجتمعت الإلكترونات مع هذه النوى لتكوين ذرات (مرة أخرى ، معظمها هيدروجين) ، في حين أن الإشعاع انفصل عن المادة واستمر في التوسع عبر الفضاء ، دون عوائق إلى حد كبير. من المعروف الآن أن هذا الإشعاع هو ما يشكل الخلفية الميكروية الكونية (CMB) ، والتي تعد اليوم أقدم ضوء في الكون.

مع توسع CMB ، فقد تدريجياً الكثافة والطاقة ، ويقدر حاليًا أن تكون درجة الحرارة 2.7260 ± 0.0013 كلفن (-270.424 درجة مئوية / -454.763 درجة فهرنهايت) وكثافة طاقة 0.25 eV / سم³ (أو 4.005 × 10^-14 J / م³؛ 400-500 الفوتون / سم³). يمكن رؤية CMB في جميع الاتجاهات على مسافة تقارب 13.8 مليار سنة ضوئية ، لكن تقديرات المسافة الفعلية لها تضعها على بعد حوالي 46 مليار سنة ضوئية من مركز الكون.

تطور الكون:

على مدار عدة مليارات من السنين التي تلت ، بدأت المناطق الأكثر كثافة قليلاً من مادة الكون (التي كانت موزعة بشكل شبه موحد) تنجذب إلى الجاذبية لبعضها البعض. لذا فقد نمت بشكل أكثر كثافة ، لتشكل السحب الغازية ، والنجوم ، والمجرات ، والهياكل الفلكية الأخرى التي نلاحظها بانتظام اليوم.

هذا ما يُعرف باسم عصر البنية ، حيث كان الكون الحديث خلال هذا الوقت بدأ يتشكل. يتألف هذا من مادة مرئية موزعة في هياكل بأحجام مختلفة (أي النجوم والكواكب على المجرات وعناقيد المجرات والعناقيد الفائقة) حيث تتركز المادة ، ويفصل بينها فجوات هائلة تحتوي على عدد قليل من المجرات.

تعتمد تفاصيل هذه العملية على كمية ونوع المادة في الكون. المواد المظلمة الباردة ، المادة المظلمة الدافئة ، المادة المظلمة الساخنة ، والمادة الباريونية هي الأنواع الأربعة المقترحة. ومع ذلك ، فإن نموذج Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM) ، الذي تحركت فيه جسيمات المادة المظلمة ببطء مقارنة بسرعة الضوء ، يعتبر النموذج القياسي لعلم الكونيات Big Bang ، لأنه يناسب البيانات المتاحة بشكل أفضل .

في هذا النموذج ، يُقدر أن المادة المظلمة الباردة تشكل حوالي 23٪ من المادة / الطاقة في الكون ، بينما تشكل المادة الباريونية حوالي 4.6٪. تشير لامدا إلى الثابت الكوني ، وهي نظرية اقترحها في الأصل ألبرت أينشتاين حاولت أن تظهر أن توازن الطاقة الجماعية في الكون لا يزال ثابتًا.

في هذه الحالة ، ترتبط بالطاقة المظلمة ، التي عملت على تسريع توسع الكون والحفاظ على هيكله الواسع النطاق موحدًا إلى حد كبير. يعتمد وجود الطاقة المظلمة على خطوط أدلة متعددة ، وكلها تشير إلى أن الكون يتخللها. بناءً على الملاحظات ، يقدر أن 73٪ من الكون يتكون من هذه الطاقة.

خلال المراحل الأولى من الكون ، عندما كانت جميع المواد الباريونية أقرب إلى الفضاء معًا ، سادت الجاذبية. ومع ذلك ، بعد مليارات السنين من التوسع ، أدت وفرة الطاقة المظلمة المتزايدة إلى البدء في السيطرة على التفاعلات بين المجرات. أثار هذا تسارعًا ، يُعرف باسم عصر التسريع الكوني.

عندما بدأت هذه الفترة قابلة للنقاش ، ولكن يقدر أنها بدأت بعد ما يقرب من 8.8 مليار سنة بعد الانفجار الكبير (قبل 5 مليارات سنة). يعتمد علماء الكونيات على كل من ميكانيكا الكم والنسبية العامة لأينشتاين لوصف عملية التطور الكوني التي حدثت خلال هذه الفترة وأي وقت بعد الحقبة التضخمية.

من خلال عملية صارمة من الملاحظات والنمذجة ، قرر العلماء أن هذه الفترة التطورية تتوافق مع معادلات أينشتاين الميدانية ، على الرغم من أن الطبيعة الحقيقية للطاقة المظلمة لا تزال وهمية. علاوة على ذلك ، لا توجد نماذج مدعومة جيدًا قادرة على تحديد ما حدث في الكون قبل الفترة التي تسبق 10^-15بعد ثوان من الانفجار الكبير.

ومع ذلك ، تسعى التجارب الجارية باستخدام مصادم هادرون الكبير (LHC) التابع لـ CERN إلى إعادة خلق ظروف الطاقة التي كانت ستوجد خلال الانفجار الكبير ، والتي من المتوقع أيضًا أن تكشف عن الفيزياء التي تتجاوز نطاق النموذج القياسي.

من المحتمل أن تؤدي أي اختراقات في هذا المجال إلى نظرية موحدة عن الجاذبية الكمية ، حيث سيكون العلماء قادرين أخيراً على فهم كيفية تفاعل الجاذبية مع القوى الأساسية الثلاثة الأخرى للفيزياء - الكهرومغناطيسية وضعف القوة النووية والقوة النووية القوية. وهذا ، بدوره ، سيساعدنا أيضًا على فهم ما حدث حقًا خلال العصور الأولى للكون.

هيكل الكون:

كان الحجم الفعلي والشكل والبنية الواسعة للكون موضوعًا للبحث المستمر. في حين أن أقدم ضوء في الكون يمكن ملاحظته على بعد 13.8 مليار سنة ضوئية (CMB) ، فإن هذا ليس المدى الفعلي للكون. بالنظر إلى أن الكون كان في حالة توسع لمليارات السنين ، وبسرعات تتجاوز سرعة الضوء ، فإن الحدود الفعلية تمتد إلى ما هو أبعد بكثير مما يمكننا رؤيته.

تشير نماذجنا الكونية الحالية إلى أن قطر يبلغ قطره حوالي 91 مليار سنة ضوئية (28 مليار فرسخ فلكي). بعبارة أخرى ، يمتد الكون المرئي للخارج من نظامنا الشمسي إلى مسافة تقارب 46 مليار سنة ضوئية في جميع الاتجاهات. ومع ذلك ، بالنظر إلى أن حافة الكون لا يمكن ملاحظتها ، ليس من الواضح حتى الآن ما إذا كان الكون لديه بالفعل حافة. لكل ما نعرفه ، فإنه يستمر إلى الأبد!

داخل الكون المرئي ، يتم توزيع المادة بطريقة منظمة للغاية. داخل المجرات ، يتكون هذا من تركيزات كبيرة - أي الكواكب والنجوم والسدم - تتخللها مساحات كبيرة من الفضاء الفارغ (أي الفضاء بين الكواكب والوسط النجمي).

الأمور متشابهة إلى حد كبير في المقاييس الأكبر ، حيث يتم فصل المجرات بأحجام من الفضاء مليئة بالغاز والغبار. على أوسع نطاق ، حيث توجد عناقيد المجرات والعناقيد الفائقة ، لديك شبكة ضعيفة من الهياكل واسعة النطاق تتكون من خيوط كثيفة للمادة والفراغات الكونية الضخمة.

من حيث شكله ، قد يكون الزمكان موجودًا في واحد من ثلاثة تكوينات محتملة - منحنية بشكل إيجابي ، منحني سلبي ومسطح. تعتمد هذه الاحتمالات على وجود أربعة أبعاد على الأقل من الزمكان (إحداثي س ، إحداثي ص ، إحداثي ض ، والوقت) ، وتعتمد على طبيعة التوسع الكوني وما إذا كان الكون أم لا غير محدودة أو لانهائية.

إن الكون المنحني بشكل إيجابي (أو مغلق) سيشبه كرة رباعية الأبعاد تكون محدودة في الفضاء وبدون حافة ملحوظة. قد يبدو الكون المنحني سلبيًا (أو مفتوحًا) وكأنه "سرج" رباعي الأبعاد ولن يكون له حدود في المكان أو الزمان.

في السيناريو السابق ، سيتعين على الكون التوقف عن التوسع بسبب زيادة الطاقة. في الأخير ، سيحتوي على القليل من الطاقة للتوقف عن التوسع. في السيناريو الثالث والأخير - الكون المسطح - توجد كمية حرجة من الطاقة ولن يتوقف توسعها بعد فترة زمنية لا حصر لها.

مصير الكون:

إن افتراض أن الكون لديه نقطة بداية يثير بطبيعة الحال أسئلة حول نقطة نهاية محتملة. إذا بدأ الكون كنقطة صغيرة من الكثافة اللانهائية التي بدأت في التوسع ، فهل هذا يعني أنه سيستمر في التوسع إلى ما لا نهاية؟ أم أنها ستنفد ذات يوم من القوة الشاسعة ، وتبدأ في التراجع إلى الداخل حتى تعود جميع المواد إلى كرة صغيرة؟

لقد كانت الإجابة على هذا السؤال محط تركيز رئيسي لعلماء الكون منذ بدء النقاش حول أي نموذج للكون كان هو النموذج الصحيح. مع قبول نظرية الانفجار العظيم ، ولكن قبل ملاحظة الطاقة المظلمة في التسعينيات ، اتفق علماء الكونيات على سيناريوهين باعتبارهما أكثر النتائج المحتملة لكوننا.

في السيناريو الأول ، المعروف باسم سيناريو "أزمة كبيرة" ، سيصل الكون إلى أقصى حجم ثم يبدأ في الانهيار بنفسه. لن يكون هذا ممكنًا إلا إذا كانت كثافة كتلة الكون أكبر من الكثافة الحرجة. وبعبارة أخرى ، طالما بقيت كثافة المادة عند قيمة معينة أو فوقها (1-3 × 10)^-26 كيلوغرام من المادة لكل متر مكعب) ، سينكمش الكون في النهاية.

بدلاً من ذلك ، إذا كانت الكثافة في الكون تساوي أو تقل الكثافة الحرجة ، فإن التمدد سيتباطأ ولكنه لم يتوقف أبدًا. في هذا السيناريو ، المعروف باسم "التجميد الكبير" ، سيستمر الكون حتى يتوقف تكوين النجوم في نهاية المطاف مع استهلاك كل الغاز بين النجوم في كل مجرة. وفي الوقت نفسه ، ستحترق جميع النجوم الموجودة وتصبح أقزامًا بيضاء ونجوم نيوترونية وثقوب سوداء.

وبشكل تدريجي للغاية ، سيؤدي التصادم بين هذه الثقوب السوداء إلى تراكم الكتلة في ثقوب سوداء أكبر وأكبر. يقترب متوسط درجة حرارة الكون من الصفر المطلق ، وستتبخر الثقوب السوداء بعد انبعاث آخر إشعاع هوكينج. وأخيرًا ، سيزداد انتروبيا الكون إلى النقطة التي لا يمكن استخراج أي شكل منظم من الطاقة منها (سيناريوهات تعرف باسم "الموت الحراري").

أدت الملاحظات الحديثة ، التي تشمل وجود الطاقة المظلمة وتأثيرها على التوسع الكوني ، إلى استنتاج مفاده أن المزيد والمزيد من الكون المرئي حاليًا سيتجاوز أفق الحدث لدينا (على سبيل المثال ، CMB ، حافة ما يمكننا رؤيته) ويصبح غير مرئي لنا. النتيجة النهائية لهذا غير معروفة حاليًا ، ولكن "الموت الحراري" يعتبر نقطة نهاية محتملة في هذا السيناريو أيضًا.

تشير تفسيرات أخرى للطاقة المظلمة ، تسمى نظريات الطاقة الوهمية ، إلى أن مجموعات المجرات والنجوم والكواكب والذرات والنوى والمادة نفسها ستمزق في نهاية المطاف بسبب التوسع المتزايد باستمرار. يُعرف هذا السيناريو باسم "التمزق الكبير" ، والذي سيكون فيه تمدد الكون نفسه في النهاية أمرًا غير ممكن.

تاريخ الدراسة:

بالمعنى الدقيق للكلمة ، كان البشر يفكرون ويدرسون طبيعة الكون منذ عصور ما قبل التاريخ. على هذا النحو ، كانت الروايات المبكرة لكيفية ظهور الكون أسطورية بطبيعتها وانتقلت شفويا من جيل إلى آخر. في هذه القصص ، بدأ العالم والفضاء والوقت وكل الحياة بحدث خلق ، حيث كان الإله أو الآلهة مسؤولين عن خلق كل شيء.

بدأ علم الفلك في الظهور كمجال للدراسة في زمن البابليين القدماء. نظم الأبراج والتقويمات الفلكية التي أعدها علماء بابليون في وقت مبكر من الألفية الثانية قبل الميلاد ستواصل إبلاغ التقاليد الفلكية والتراثية للثقافات لآلاف السنين القادمة.

من خلال العصور القديمة الكلاسيكية ، بدأ ظهور فكرة الكون التي تمليها القوانين الفيزيائية. بين العلماء اليونانيين والهنود ، بدأت تفسيرات الخلق تصبح فلسفية بطبيعتها ، مع التركيز على السبب والنتيجة بدلاً من الوكالة الإلهية. تتضمن الأمثلة المبكرة طاليس وأناكسيماندر ، عالمان يونانيان قبل سقراط الذين جادلوا بأن كل شيء ولد من شكل أساسي من المادة.

بحلول القرن الخامس قبل الميلاد ، أصبح الفيلسوف ما قبل سقراط إمبيدوكليس أول عالم غربي يقترح كونًا يتكون من أربعة عناصر - الأرض والهواء والماء والنار. أصبحت هذه الفلسفة شائعة جدًا في الدوائر الغربية ، وكانت مشابهة للنظام الصيني المكون من خمسة عناصر - المعادن والخشب والماء والنار والأرض - التي ظهرت في نفس الوقت تقريبًا.

لم يكن حتى ديموقريطس ، الفيلسوف اليوناني في القرن الخامس / الرابع قبل الميلاد ، أن تم اقتراح كون يتكون من جزيئات غير قابلة للتجزئة (ذرات). أخذ الفيلسوف الهندي كانادا (الذي عاش في القرن السادس أو الثاني قبل الميلاد) هذه الفلسفة أكثر من خلال اقتراح أن الضوء والحرارة هما نفس المادة في شكل مختلف. أخذ الفيلسوف البوذي ديجنانا في القرن الخامس الميلادي هذا الأمر أبعد من ذلك ، مقترحًا أن كل المادة تتكون من الطاقة.

كانت فكرة الوقت المحدود أيضًا سمة رئيسية في الديانات الإبراهيمية - اليهودية والمسيحية والإسلام. ربما مستوحاة من المفهوم الزرادشتي ليوم الدينونة ، الاعتقاد بأن الكون كان له بداية ونهاية سيستمر لإبلاغ المفاهيم الغربية لعلم الكونيات حتى يومنا هذا.

بين الألفية الثانية قبل الميلاد والقرن الثاني الميلادي ، استمر علم الفلك والتنجيم في التطور والتطور. بالإضافة إلى مراقبة الحركات المناسبة للكواكب وحركة الأبراج عبر البروج ، قام علماء الفلك اليونانيون أيضًا بتوضيح نموذج مركزية الأرض للكون ، حيث تدور الشمس والكواكب والنجوم حول الأرض.

أفضل وصف لهذه التقاليد في القرن الثاني الميلادي أطروحة رياضية و فلكيةالماجستالذي كتبه عالم الفلك اليوناني المصري كلاوديوس بطليموس (الملقب بطليموس). ستعتبر هذه الدراسة والنموذج الكوسمولوجي الذي تبناها قانونًا من قبل علماء أوروبا والإسلام في العصور الوسطى لأكثر من ألف عام قادم.

ومع ذلك ، حتى قبل الثورة العلمية (من القرن السادس عشر إلى القرن الثامن عشر) ، كان هناك علماء الفلك الذين اقترحوا نموذج مركزية الكون للكون - حيث تدور الأرض والكواكب والنجوم حول الشمس. وشملت هذه الفلكي اليوناني أريستارخوس من ساموس (حوالي 310-230 قبل الميلاد) ، والفلكي والفيلسوف الهلنستي سلوقس من سلوقية (190-150 قبل الميلاد).

خلال العصور الوسطى ، حافظ الفلاسفة والعلماء الهنود والفارسيون والعرب على الفلك الكلاسيكي وتوسعوا فيه. بالإضافة إلى الحفاظ على الأفكار البطلمية وغير الأرسطية حية ، اقترحوا أيضًا أفكارًا ثورية مثل دوران الأرض. بعض العلماء - مثل عالم الفلك الهندي Aryabhata وعلماء الفلك الفارسي Albumasar و Sijzi - حتى الإصدارات المتقدمة من الكون المتمركز حول الشمس.

بحلول القرن السادس عشر ، اقترح نيكولاس كوبرنيكوس المفهوم الأكثر اكتمالاً للكون الشمسي عن طريق حل المشاكل الرياضية المتبقية مع النظرية. تم التعبير عن أفكاره لأول مرة في مخطوطة من 40 صفحة بعنوان Commentariolus ("تعليق بسيط") ، الذي وصف نموذج مركزية الشمس على أساس سبعة مبادئ عامة. تنص هذه المبادئ السبعة على ما يلي:

الأجرام السماوية لا تدور كلها حول نقطة واحدة
مركز الأرض هو مركز الكرة القمرية - مدار القمر حول الأرض ؛ تدور جميع المجالات حول الشمس القريبة من مركز الكون
المسافة بين الأرض والشمس هي جزء ضئيل من المسافة من الأرض والشمس إلى النجوم ، لذلك لا يتم ملاحظة اختلاف المنظر في النجوم
النجوم غير قابلة للتغيير - سبب حركتها اليومية الواضحة هو الدوران اليومي للأرض
يتم تحريك الأرض في كرة حول الشمس ، مما يتسبب في الهجرة السنوية الواضحة للشمس
الأرض لديها أكثر من حركة واحدة
تتسبب الحركة المدارية للأرض حول الشمس في عكس الاتجاه في اتجاه حركات الكواكب.

تم إصدار معالجة أكثر شمولًا لأفكاره في عام 1532 ، عندما أكمل كوبرنيكوس عمله الكبير - دو ثوران أوربيوم (في ثورات المجالات السماوية). في ذلك ، قدم حججه السبعة الرئيسية ، ولكن في شكل أكثر تفصيلاً ومع حسابات مفصلة لدعمها. بسبب المخاوف من الاضطهاد ورد الفعل العكسي ، لم يتم نشر هذا المجلد حتى وفاته عام 1542.

سيتم تحسين أفكاره بشكل أكبر من قبل علماء الرياضيات في القرن السادس عشر / السابع عشر والفلكي والمخترع جاليليو جاليلي. باستخدام تلسكوب من صنعه ، سيقوم جاليليو بعمل ملاحظات مسجلة للقمر والشمس والمشتري والتي أظهرت عيوبًا في نموذج مركزية الأرض للكون بينما تعرض أيضًا الاتساق الداخلي لنموذج كوبرنيكان.

نُشرت ملاحظاته في عدة مجلدات مختلفة طوال أوائل القرن السابع عشر. تم تفصيل ملاحظاته لسطح القمر المنقوش وملاحظاته للمشتري وأكبر أقماره في عام 1610 مع Sidereus Nuncius (الرسول النجمى) بينما تم وصف ملاحظاته في البقع الشمسية على البقع التي لوحظت في الشمس (1610).

كما سجل جاليليو ملاحظاته حول درب التبانة في رسول النجوم، التي كان يُعتقد سابقًا أنها غامضة. بدلاً من ذلك ، وجد غاليليو أنه كان عددًا كبيرًا من النجوم معبأة بكثافة مع بعضها البعض لدرجة أنها بدت من مسافة بعيدة لتبدو مثل الغيوم ، ولكنها كانت في الواقع نجومًا أبعد بكثير مما كان يعتقد سابقًا.

في عام 1632 ، تناول غاليليو أخيرًا "المناقشة الكبرى" في أطروحتهDialogo sopra i due Massimi sistemi del mondo (حوار بشأن الرئيسين العالميين)، حيث دافع عن نموذج مركزية الشمس على مركزية الأرض. باستخدام ملاحظاته التلسكوبية والفيزياء الحديثة والمنطق الصارم ، قوضت حجج غاليليو بشكل فعال أساس نظام أرسطو وبطليموس للجمهور المتنامي والمتقبل.

تقدم يوهانس كيبلر بالنموذج أكثر مع نظريته حول المدارات الإهليلجية للكواكب. إلى جانب الجداول الدقيقة التي تنبأت بمواقع الكواكب ، تم إثبات نموذج كوبرنيكان بشكل فعال. من منتصف القرن السابع عشر فصاعدًا ، كان هناك عدد قليل من علماء الفلك الذين لم يكونوا كوبرنيكان.

جاءت المساهمة العظيمة التالية من السير إسحاق نيوتن (1642/43 - 1727) ، الذي عمل مع قوانين كيبلر لحركة الكواكب قاده إلى تطوير نظريته عن الجاذبية العالمية. في عام 1687 ، نشر أطروحته الشهيرة Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica ("المبادئ الرياضية للفلسفة الطبيعية") ، التي عرضت بالتفصيل قوانينه الثلاثة للحركة. تنص هذه القوانين على ما يلي:

عند عرضه في إطار مرجعي بالقصور الذاتي ، يبقى الجسم في حالة راحة أو يستمر في التحرك بسرعة ثابتة ، ما لم يتم التصرف من خلال قوة خارجية.
مجموع المتجهات للقوى الخارجية (F) على جسم ما يساوي الكتلة (م) من ذلك الكائن مضروبًا في متجه التسارع (أ) للكائن. في الشكل الرياضي ، يتم التعبير عنها على النحو التالي: F =مأ
عندما يمارس جسم واحد قوة على جسم ثانٍ ، يمارس الجسم الثاني في نفس الوقت قوة مساوية في الحجم والعكس في الاتجاه على الجسم الأول.

وصفت هذه القوانين مجتمعة العلاقة بين أي شيء ، والقوى التي تعمل عليه ، والحركة الناتجة ، وبالتالي إرساء الأساس للميكانيكا الكلاسيكية. سمحت القوانين لنيوتن أيضًا بحساب كتلة كل كوكب ، وحساب تسطيح الأرض عند القطبين والانتفاخ عند خط الاستواء ، وكيف يخلق سحب الجاذبية للشمس والقمر مد الأرض.

كانت طريقة التحليل الهندسي التي تشبه حساب التفاضل والتكامل قادرة أيضًا على حساب سرعة الصوت في الهواء (استنادًا إلى قانون بويل) ، بداية الاعتدال - الذي أظهره نتيجة لجاذبية القمر للجاذبية الأرضية - وتحديد مدارات المذنبات. سيكون لهذا المجلد تأثير عميق على العلوم ، حيث تبقى مبادئه قانونًا لمدة 200 عامًا التالية.

حدث اكتشاف كبير آخر في عام 1755 ، عندما اقترح إيمانويل كانط أن مجرة درب التبانة كانت عبارة عن مجموعة كبيرة من النجوم متماسكة معًا بواسطة الجاذبية المتبادلة. تمامًا مثل النظام الشمسي ، ستدور هذه المجموعة من النجوم وتتسطح كقرص ، مع تضمين النظام الشمسي داخله.

حاول الفلكي ويليام هيرشل رسم شكل درب التبانة عام 1785 ، لكنه لم يدرك أن أجزاء كبيرة من المجرة محجوبة بالغاز والغبار ، الذي يخفي شكلها الحقيقي. لم تأت القفزة العظيمة التالية في دراسة الكون والقوانين التي تحكمه حتى القرن العشرين ، مع تطور نظريات آينشتاين عن النسبية الخاصة والعامة.

نظريات أينشتاين الرائدة حول المكان والزمان (لخصت ببساطة E = mc²) جزئيا نتيجة محاولاته لحل قوانين ميكانيكا نيوتن مع قوانين الكهرومغناطيسية (كما تتميز معادلات ماكسويل وقانون قوة لورنتز). في نهاية المطاف ، سيحل آينشتاين التناقض بين هذين الحقلين من خلال اقتراح النسبية الخاصة في بحثه لعام 1905 ، "في الديناميكا الكهربائية للأجسام المتحركة“.

في الأساس ، ذكرت هذه النظرية أن سرعة الضوء هي نفسها في جميع الأطر المرجعية بالقصور الذاتي. وقد كسر هذا الإجماع الذي تم التوصل إليه سابقًا بأن الضوء الذي يسير عبر وسيط متحرك سيتم جره على طول ذلك الوسيط ، مما يعني أن سرعة الضوء هي مجموع سرعته عبر متوسط بالإضافة إلى السرعة من تلك الوسيلة. أدت هذه النظرية إلى العديد من القضايا التي ثبت أنه لا يمكن التغلب عليها قبل نظرية أينشتاين.

النسبية الخاصة لم توفق فقط بين معادلات ماكسويل للكهرباء والمغناطيسية مع قوانين الميكانيكا ، ولكنها قامت أيضًا بتبسيط الحسابات الرياضية من خلال التخلص من التفسيرات الدخيلة التي يستخدمها علماء آخرون. كما جعلت من وجود وسيط غير ضروري تمامًا ، تم منحه سرعة الضوء المرصودة بشكل مباشر ، وتمثل الانحرافات المرصودة.

بين عامي 1907 و 1911 ، بدأ آينشتاين في التفكير في كيفية تطبيق النسبية الخاصة على مجالات الجاذبية - ما سيُعرف باسم نظرية النسبية العامة. تُوج هذا في عام 1911 بإصدارات "حول تأثير الجاذبية على انتشار الضوء"، الذي تنبأ فيه بأن الوقت متعلق بالمراقب ويعتمد على موقعه داخل مجال الجاذبية.

كما طور ما يعرف بمبدأ التكافؤ ، الذي ينص على أن كتلة الجاذبية مطابقة للكتلة القصورية. تنبأ أينشتاين أيضًا بظاهرة تمدد الزمن الثقالي - حيث يدرك مراقبان يقعان على مسافات متفاوتة من كتلة الجاذبية اختلافًا في مقدار الوقت بين حدثين. ثمرة أخرى كبيرة لنظرياته كانت وجود الثقوب السوداء والكون المتسع.

في عام 1915 ، بعد بضعة أشهر من نشر أينشتاين نظريته في النسبية العامة ، وجد الفيزيائي والفلكي الألماني كارل شوارزشايلد حلًا لمعادلات أينشتاين الميدانية التي وصفت مجال الجاذبية لنقطة وكتلة كروية. يصف هذا الحل ، الذي يُطلق عليه الآن نصف قطر Schwarzschild ، نقطة حيث يتم ضغط كتلة الكرة بحيث تكون سرعة الهروب من السطح مساوية لسرعة الضوء.

في عام 1931 ، قام عالم الفيزياء الفلكية الهندي Subrahmanyan Chandrasekhar بحساب ، باستخدام النسبية الخاصة ، أن جسمًا غير دوار من المواد المتحللة للإلكترون فوق كتلة محددة معينة سوف ينهار في حد ذاته. في عام 1939 ، وافق روبرت أوبنهايمر وآخرون على تحليل Chandrasekhar ، زاعمين أن النجوم النيوترونية فوق الحد المقرر ستنهار إلى ثقوب سوداء.

نتيجة أخرى للنسبية العامة هي التنبؤ بأن الكون إما في حالة توسع أو انكماش. في عام 1929 ، أكد إدوين هابل أن الأولى كانت هي القضية. At the time, this appeared to disprove Einstein’s theory of a Cosmological Constant, which was a force which “held back gravity” to ensure that the distribution of matter in the Universe remained uniform over time.

To this, Edwin Hubble demonstrated using redshift measurements that galaxies were moving away from the Milky Way. What’s more, he showed that the galaxies that were farther from Earth appeared to be receding faster – a phenomena that would come to be known as Hubble’s Law. Hubble attempted to constrain the value of the expansion factor – which he estimated at 500 km/sec per Megaparsec of space (which has since been revised).

And then in 1931, Georges Lemaitre, a Belgian physicist and Roman Catholic priest, articulated an idea that would give rise to the Big Bang Theory. After confirming independently that the Universe was in a state of expansion, he suggested that the current expansion of the Universe meant that the father back in time one went, the smaller the Universe would be.

In other words, at some point in the past, the entire mass of the Universe would have been concentrated on a single point. These discoveries triggered a debate between physicists throughout the 1920s and 30s, with the majority advocating that the Universe was in a steady state (i.e. the Steady State Theory). In this model, new matter is continuously created as the Universe expands, thus preserving the uniformity and density of matter over time.

After World War II, the debate came to a head between proponents of the Steady State Model and proponents of the Big Bang Theory – which was growing in popularity. Eventually, the observational evidence began to favor the Big Bang over the Steady State, which included the discovery and confirmation of the CMB in 1965. Since that time, astronomers and cosmologists have sought to resolve theoretical problems arising from this model.

In the 1960s, for example, Dark Matter (originally proposed in 1932 by Jan Oort) was proposed as an explanation for the apparent “missing mass” of the Universe. In addition, papers submitted by Stephen Hawking and other physicists showed that singularities were an inevitable initial condition of general relativity and a Big Bang model of cosmology.

In 1981, physicist Alan Guth theorized a period of rapid cosmic expansion (aka. the “Inflation” Epoch) that resolved other theoretical problems. The 1990s also saw the rise of Dark Energy as an attempt to resolve outstanding issues in cosmology. In addition to providing an explanation as to the Universe’s missing mass (along with Dark Matter) it also provided an explanation as to why the Universe is still accelerating, and offered a resolution to Einstein’s Cosmological Constant.

Significant progress has been made in our study of the Universe thanks to advances in telescopes, satellites, and computer simulations. These have allowed astronomers and cosmologists to see farther into the Universe (and hence, farther back in time). This has in turn helped them to gain a better understanding of its true age, and make more precise calculations of its matter-energy density.

The introduction of space telescopes – such as the Cosmic Background Explorer (COBE), the Hubble Space Telescope, Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) and the Planck Observatory – has also been of immeasurable value. These have not only allowed for deeper views of the cosmos, but allowed astronomers to test theoretical models to observations.

For example, in June of 2016, NASA announced findings that indicate that the Universe is expanding even faster than previously thought. Based on new data provided by the Hubble Space Telescope (which was then compared to data from the WMAP and the Planck Observatory) it appeared that the Hubble Constant was 5% to 9% greater than expected.

Next-generation telescopes like the James Webb Space Telescope (JWST) and ground-based telescopes like the Extremely Large Telescope (ELT) are also expected to allow for additional breakthroughs in our understanding of the Universe in the coming years and decades.

Without a doubt, the Universe is beyond the reckoning of our minds. Our best estimates say hat it is unfathomably vast, but for all we know, it could very well extend to infinity. What’s more, its age in almost impossible to contemplate in strictly human terms. In the end, our understanding of it is nothing less than the result of thousands of years of constant and progressive study.

And in spite of that, we’ve only really begun to scratch the surface of the grand enigma that it is the Universe. Perhaps some day we will be able to see to the edge of it (assuming it has one) and be able to resolve the most fundamental questions about how all things in the Universe interact. Until that time, all we can do is measure what we don’t know by what we do, and keep exploring!

To speed you on your way, here is a list of topics we hope you will enjoy and that will answer your questions. Good luck with your exploration!