ملفـــــ شـــاملـــ عــنــ الـكـونـ والـفـضـاء ( خاص بالمسابقة)

[ST0P_IM_T0P]

اعــضــاء مــنــتــدى الابـداع والـتـمـيــز



أحـبـائـى
اعـضـاء ومـشـرفـيـن ومـراقـبـيـن
قـسـم


◊¯♥Ξ¦¦. ¤™بعيدا™¤ .¦¦♥¯◊
عن
▫♫‗=¨‾ سلك رود ‾¨=‗♫▫

باقدملكوا

ملفـــــ شـــاملـــ عــنــ الـكـونـ والـفـضـاء ( خاص بالمسابقة)




الكون






كيف نشأ الكون


عمر الكون

حسب نظرية الانفجار العظيم هو 13.75 ± 0.11 مليار سنة.
هذا العمر تقديري بدأ من الانفجار العظيم. ومن غير المعروف إن كان هناك شيء موجود قبل حالة التفرد الثقالي.
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


رسم توضيحي لطريقة حساب عمر الكون








مصير الكون




إن مصير الكون هو موضوع في علم الكون الفيزيائي، 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، واذا كانت كمية المادة أكثر انكمش ورجع باتجاه عكسي إلى نقطة الانكماش الأولى بانخماص 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 ادوين هابل ان الكون يضم من المجرات أكثر مما نتصور. وأن كل المجرات تتباعد عن بعضها البعض مثل نقط موجودة على ظهر بالونة. لا تكف عن التوسع تنفخ فيها قوة خفية بدون ملل, توصل إلى توسع الكون هذا عن طريق تقنية (الزحزحة الحمراء) لطيف الضوء. فمن المعروف ان 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 ادرك ان 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.




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



الانفجار العظيم





حسب نظرية الانفجار العظيم نشأ الكون من حالة كثيفة وحارة جدا ثم بدأ بالتمدد والتوسع دافعاً المجرات بعيداً عن بعضها.


في علم الكون الفيزيائي، الانفجار العظيم (Big Bang) نظرية مطروحة في علم الكون، التي ترى بأن الكون قد نشأ من حالة 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 يتمدد وفق نموذج فريدمان للنسبية العامة. 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 أي حسب نظريات العلماء كان الكون قبل الانفجار العظيم بحجم رأس المسمار، 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 نحو 14 مليار سنة تقريباً. تتحدث نظرية الانفجار العظيم عن نشوء وأصل الكون إضافة لتركيب المادة الابتدائية الأولى من خلال عملية التخليق النووي كما تتنبأ بها نظرية الفر-بيتا-جاموف.






قد تكون بداية الإثبات العملي لنظرية الإنفجار العظيم قد بدأت مع رصد الفلكي الأمريكي إدوين هابل للمجرات ومحاولة تعيين بُعد هذه المجرات عن الأرض مستخدماً سطوع النجوم الذي يتعلق بتألق النجوم وبعدها عنا.
أمر آخر يمكن تحديده بالنسبة للنجوم هو طيف الضوء الصادر عن النجم عن طريق تحليله خلال منشور زجاجي، فكل جسم غير شفاف عند تسخينه يصدر ضوءاً مميزاً يتعلق طيفه فقط بدرجة حرارة هذا الجسم، إضافة لذلك نلاحظ أن بعض الألوان قد تختفي من نجم لآخر حسب العناصر المكونة لهذا النجم حيث يمتص كل عنصر لون معيناً ليختفى من طيف النجم عند تحليله، عند دراسة الأطياف الضوئية للمجرات المحيطة بمجرتنا (درب التبانة)، كان هناك إختفاء للألوان المتوقعة في الطيف ولكنها ظهرت منزاحة بإتجاه اللون الأحمر من الطيف. الأمر الذي يذكرنا بظاهرة دوبلر.
في ظاهرة دوبلر: يختلف تردد الموجات الصادرة عن مصدر ضوئي ما بإختلاف شدة وسرعة هذا المصدر، فمثلا السيارة التي تقترب بإتجاهك تكون ذات صوت مرتفع حاد (تردد عالي) لكن نفس السيارة تصبح ذات صوت أجش (تردد منخفض) بعد أن تجتازك وتبدأ بالإبتعاد عنك، فتردد الموجات الصوتية تختلف حسب سرعة المصدر وسرعة الصوت في الهواء والإتجاه بينك وبين المصدر، لأنه في حالة إقتراب المصدر منك (الراصد) يصلك شيئاً فشيئاً مقدار أكبر من الموجات فترصد تردد عالي لموجات الصوت لكن حينما يبتعد المصدر عنك ترصد تردد منخفض.
ينطبق نفس هذا المبدأ على الموجات الضوئية فإذا كان المصدر الضوئي يبتعد عنا فهذا يعني أن ترددات الموجات المُستقبلة ستكون أقل، أي منزاحة نحو الأحمر أما إذا كان المصدر يقترب فستكون الموجات الضوئية المُستقبلة منزاحة نحو الأزرق أو بشكل أدق البنفسجي.
التصور البدائي كان يعتقد أن المجرات تتحرك عشوائياً وبالتالي كان التوقع أن عدد الإنزياحات نحو الأحمر سيساوي الإنزياحات نحو الأزرق وسيكون المحصلة صفر أي (لا إنزياح) لكن رصد هابل بترتيب أبعاد المجرات ورصد أطيافها وبين (هابل) 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 المصدر الضوئي أي المجرة) ليس بعشوائياً بين المجرات بل يتناسب طردياً مع بُعد المجرة عن الأرض (أي أن سرعة إبتعاد المجرات عن الأرض تتناسب مع بعدها عن الأرض)، وحينها تأكد (هابل) أن الكون ليس ساكناً كما كان الإعتقاد سائداً وإنما آخذاً في الإتساع. كانت مفاجأة أذهلت الكثير من العلماء.
رغم أن قوى الجاذبية التي تحكم الكون كانت كافية لتدلنا أن الكون لا يمكن ان يكون ساكناً بل يجب أن يتقلص تحت تأثير جاذبيته ما لم يكن في الأساس متوسعاً أو يملك قوة مضادة للجاذبية، فإن نيوتن لم يناقش هذه الحالة وحتى أينشتاين رفض فكرة كون غير ساكن حتى أنه أضاف ثابتاً كونياً يعاكس الجاذبية ليحصل على كون ساكن، الوحيد الذي قبل بنتائج معادلات النسبية العامة وأثبت أن الكون يتمدد ويتوسع 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).

نتيجة ذلك حصل فريدمان على ثلاثة نماذج تناقش حركية الكون وإمكانيات توسعه وتقلصه.







إشعاع الخلفية الميكروني الكوني




صورة بالقمر الصناعي WMAP للأشعة المنتشرة في خلفية الكون التي تشكل بقايا الحالة فائقة السخونة للكون قبل نشأة النجوم والمجرات وذلك قبل نحو 13 مليار سنة. المناطق الصفراء والحمراء هي مناطق نشأت فيها فيما بعد (بعد نحو 500 مليون سنة من الانفجار العظيم) تجمعات النجوم والمجرات.


وفي شركة بل بنيوجرسي كان آرنو بينزياس و روبرت ويلسون يختبران كاشفاً للموجات السنتيمترية (أمواج كهرومغناطيسية ترددها 10 جيجا هيرتز (عشرة مليارات هيرتز) في الثانية وتسمى موجات (ميكروويف))، وكانت المشكلة أن جهازهما كان يستقبل إشعاعات مشوشة أكثر مما ينبغي، كانت الإشعاعات المشوشة أشد عندما يكون الجهاز في وضع رأسي منها عندما تكون في وضع أفقي، أما فرق الشدة بين الوضع الرأسي وجميع الإتجاهات الأفقية فكان ثابتاً.
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، لأن حركة الأرض تغير جهة الجهاز ومن المفروض أن تغير شدة الإشعاع المشوش، ولكن هذا لم يحدث.
كان هذا الإشعاع غريباً في تماثله في جميع نقاط الكون المرصود فهو لا يتغير من جهة رصد لأخرى ولا من نقطة لأخرى، كان ديك و بيبلز من جهة أخرى يدرسان إقتراح جاموف (تلميذ فريدمان) والذي يقول أن الكون بما أنه كان عبارة عن جسم ساخن وكثيف جداً ومشع في بداية أمره فإن إشعاعه لا بد أنه باق إلى الآن، كما أن توسع الكون لا بد أن ينزاح نحو الأحمر (تأثير دوبلر) وأن يكون إشعاع سنتمتري.
عندئذ أدرك كل من بنزياس وويلسون أن ما رصداه ما هو إلا بقايا إشعاع الكون البدئي الذي أطلق عليه لاحقا اسم : إشعاع الخلفية الكونية الميكروي.

• إشعاع الخلفية الميكروني الكوني (بالإنجليزية Cosmic Microwave Background Radiation CMBR) هي أشعة كهرومغناطيسية توجد في جميع أرجاء الكون بنفس الشدة والتوزيع وهي تعادل درجة حرارة 2.72 كلفن.

عندما نشاهد السماء بالمقراب نرى مسافات واسعة بين النجوم والمجرات يغلبها السواد، وهذا ما نسميه الخلفية الكونية، ولكن عندما نترك المنظار الذي نرصد به الضوء المرئي، ونمسك بمقراب يستطيع رؤية الموجات الراديوية، يصور لنا ضوءاً خافتاً يملأ تلك الخلفية، وهو لا يتغير من مكان إلى مكان وإنما منتشر بالتساوي في جميع أرجاء الكون، وتوجد قمة هذا الإشعاع في حيز طول موجة 1.9 مليمتر وتعادل 160 مليار هرتز (160 GHz)، اكتشف تلك الأشعة المهندسان آرنو بينزياس وزميله روبرت ويلسون وكان ذلك في عام 1964، وحصل العالمان على جائزة نوبل للفيزياء عام 1978.

• تفسير الظاهرة

يفسر نموذج الإنفجار العظيم ذلك الإشعاع، فعندما كان الكون صغيراً جداً وقبل تكون النجوم والمجرات كان شديد الحرارة جداً وكان يملأه غبار (دخان) ساخن جداً موزعاً توزيعاً متساوياً 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 الـترابط بقوة كهربية ساكنة مع الإلكترونات مكونة ذرات الهيدروجين، وبدأ الكون بعد أن كوّن الذرات أن يكون شفافاً وانتهت فترة تعتمه، وكانت الفوتونات الموجودة تنتشر في جميع الأرجاء إلا أن طاقتها بدأت تضعف حيث يملأ نفس عدد الفوتونات الحجم المتزايد نتيجة سرعة تمدد الكون، وهذه الفوتونات هي التي تشكل اليوم إشعاع الخلفية الميكروني الكوني، وأنخفضت درجة حرارتها عبر نحو 13.7 مليار من السنين (هو العمر المقدر فلكياً للكون إلى أن وصلت إلى درجة الحرارة الخلفية في الوقت الحالي والتي تصل إلى 2.72 كلفن في جميع أنحاء الكون المرصود).







نماذج فريدمان

استنتج فريدمان من فرضيتيه نموذجاً واحداً يتحدث عن كون يتوسع كالبالون بحيث أن جميع البقع على سطح البالون 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 قوى الجاذبية بتقليص الكون ليعود إلى حالته البدئية المضغوطة (في البداية تتزايد المسافات بين المجرات حتى حد أعلى ثم تبدأ بالتناقص بفعل الجاذبية لتعود المجرات إلى التلاصق من جديد، يتنبأ هذا النموذج أيضا بإنزياح طيف المجرات نحو الأحمر بشكل متناسب مع بعد المجرات عنا (و هذا يتلائم مع نتائج ما رصده ادوين هابل عام 1929).
عام 1935 أقترح الأمريكي روبرتسون والبريطاني وولكر نموذجان إضافيان إنطلاقا من فرضيتي فريدمان نفسهما، في هذين النموذجين: يبدأ الكون بالتوسع من حالة كثيفة جداً بمعدل توسع عال جداً لدرجة أن الجاذبية لا يمكنها إيقاف هذا التوسع فيستمر التوسع إلى ما لا نهاية (إستمرار زيادة المسافات بين المجرات)، في الحالة الأخرى يبدأ الكون بالتوسع بمعدل متوسط إلى أن يصل لمرحلة يتوازن بها التوسع مع التقلص التجاذبي فيصبح في حالة ثابته لا تتوسع ولا تتقلص (تصل المسافات بين المجرات إلى قيمة ثابتة لا تتغير بعدها).







تاريخ الانفجار العظيم

تطورت نظرية الانفجار العظيم من ملاحظات واعتبارات نظرية. الملاحظات الأولى كانت واضحة منذ زمن وهي ان السدم اللولبية (بالإنجليزية: spiral nebulae) تبتعد عن الأرض، لكن من سجل هذه الملاحظات لم يذهب بعيدا في تحليل هذه النتائج. في عام 1927 قام الكاهن البلجيكي جورج لومتر Georges Lemaître باشتقاق معادلات فريدمان-لومتر-روبرتسون-ووكر انطلاقا من نظرية آينشتاين العامة واستنتج بناء على تقهقر المجرات الحلزونية أن الكون قد بدأ من انفجار "ذرة بدائية"، والتي تمتاز بالكثافة اللا نهائية ودرجة الحرارة العظيمة جدا والتي هي أسخن من مليون مليون مليون درجة حرارة نواة الشمس، وهذا ما سمي لاحقا بالانفجار العظيم (بالإنجليزية: Big Bang).
في عام 1929، أثبت إدوين هابل (بالإنكليزية: Edwin Hubble) نظرية لومتر بإعطاء دليل رصدي للنظرية. اكتشف هابل أن المجرات تبتعد وتتراجع نسبة إلى الأرض في جميع الاتجاهات وبسرع تتناسب طرديا مع بعدها عن الأرض، هذا ما عرف لاحقا باسم قانون هابل. حسب المبدأ الكوني cosmological principle فإن الكون لا يملك إتجاها مفضلا ولا مكانا مفضلا لذلك كان استنتاج هابل ان الكون يتوسع بشكل معاكس تماما لتصور أينشتاين عن كون ساكن static universe تماما.


مراحل تطور الانفجار



مراحل تطور الانفجار العظيم


بناءا على قياسات الانفجار الكوني باستخدام مستعر أعظم نوع 1أ (بالإنجليزية: Type Ia supernova) وقياسات إشعاع الخلفية الميكروني الكوني (بالإنجليزية: 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 إم (بالإنجليزية: Lambda-CDM model) الذي يصف تفصيلا طبيعة محتويات الكون.
الكون البدئي كان مملوءا بشكل متجانس بكثافة طاقية عالية ودرجات حرارة وضغط عاليين. يقوم الكون بالتوسع والتبرد (كنتيجة لتوسعه) ليمر بمرحلة انتقال طور phase transition مماثلة لتكاثف البخار أو تجمد الماء عند تبرده، لكنها هنا انتقال طور للجسيمات الأولية.
تقريبا بعد 10−35 ثانية من فترة بلانك يؤدي الانتقال الطوري إلى خضوع الكون لنمو أسي خلال مرحلة تدعى التوسع الكوني. بعد توقف التوسع، تكون المكونات المادية للكون بشكل بلازما كوارك-غلوون.[1]
و في حين يستمر الكون بالتوسع تستمر درجة الحرارة بالانخفاض. عند درجة حرارة معينة، يحدث انتقال غير معروف لحد الآن يدعى تخليق باريوني baryogenesis، حيث يتم اندماج الكوراكات والباريونات معا لإنتاج باريونات مثل البروتونات والنترونات، منتجا أحيانا لا تناظر الملاحظ بين المادة والمادة المضادة. درجات حرارة أكثر انخفاضا بعد ذلك تؤدي للمزيد من انتقالات الأطوار الكاسرة للتناظر التي تنتج القوى الحالية في الفيزياء والجسيمات الأولية كما هي حاليا.



يتبع

[ST0P_IM_T0P]

تسلسل زمني للانفجار العظيم




يصف الخط الزمني للانفجار العظيم الأحداث طبقا للنظرية الأكثر قبولا من قبل الفيزيائيين بشأن الانفجار العظيم. وطبقا للمشاهدات 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 الافتراض بجانب مشاهداتنا العملية للكون.
وبعد مرور ذلك الجزء من الثانية الأولى بدأ الكون يتشكل ويتطور طبقا لمعرفتنا في أطار فيزياء الطاقة العالية. تمثل هذه امرحلة الفترة التي تكون فيها أول البروتونات، والإلكترونات والنيوترونات، وكونت هذه أنوية وذرات. وبتكون الهيدروجين المتعادل كهربيا ظهر إشعاع الخلفية الميكروني الكوني والذي نستطيع قياسه اليوم بأجهزتنا.
وبعد تكون الهيدروجين، بدأ يتجمع مكونا نجوم ومجرات وكوازارات، وعناقيد من المجرات ووعناقيد مجرات هائلة.
وتوجد نظريات عديدة عن مصير الكون في المستقبل.

• وأننا عندما نرصد جرم سماوي يبعد عنا مثلا 30 مليون سنة ضوئية فإننا نراه على حاله في الماضي . وأننا كلما رصدنا جرم سماوي أبعد من ذلك فإننا نتوغل في الماضي لأننا نراه في حالة قديمة ، ذلك لأن الضوء الذي يصلنا الآن قد غادره من وقت طويل ، وقطع المسافة بسرعة 300.000 كيلومتر في الثانية.

• الزمن الكوني : يقصد بالزمن الكوني عمر الكون الآن البالغ 8و13 مليار سنة . ويستخدم الزمن الكوني في بعض المسائل المتعلقة بتعيين بُعد المجرات والأجرام السماوية عنا . وهي تستخدم قياس الانزياح الأحمر في طيف المجرة أو الجرم السماوي المراد تعيين بُعده . في تلك المعادلات نرمز للزمن الكوني بالرمز = 8و13 مليار سنة (الآن).

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.











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 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 وهو ما يعرف بطول بلانك.
10−36 ثانية
انفصال قوة التآثر القوي عن القوة الإلكترونووية لتصبح هذه الأخيرة مؤلفة من نوعين من القوى فقط : التآثرالكهرومغناطيسي والتآثر الضعيف.
تعتبر عادة الجسيمات الأولية المرافقة والمشاركة للتآثر القوي أثقل من الجسيمات المرافقة للقوتين الأخرتين، 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 التآثر 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 الكهرومغناطيسي والتآثر الضعيف. ويؤدي طور الانفصال هذا إلى الانتفاخ الكوني حيث يتزايد حجم الكون تزايدا أسياً. 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 هيجز المفترض.







مرحلة الانتفاخ

تضخم مفاجيء عظيم بين 10−36 ثانية و 10−32 ثانية بعد الانفجار العظيم.
لا نعرف بالضبط الوقت الذي حدث فيه الانتفاخ. ويفترض أن الكون خلال التضخم كان مسطحا، أي أن انحناء الفضاء المتري كان مستويا بحيث يشكل طورا متساوي التوزيع متوسعا بسرعة فائقة، تتشكل خلالها جسيمات التكوين البنائي الكوني الأولى. وتتحول بعض طاقات الفوتونات الهائلة العدد إلى جسيمات غير مستقرة مثل الكواركات وهادرونات ثقيلة تتحلل سريعا.
وطبقا لأحد التصورات أن الكون كان باردا وفارغا نسبيا 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 . مرحلة التوحيد معناها مرحلة يفترض فيها أن جميع القوى الطبيعية كانت موّحدة ، ثم بعد ذلك بدأت في الانفصال إلى قوة الجاذبيةو القوة الشديدة و القوة الكهرومغناطيسية وغيرها . بعد فترة التوحيد من المفروض انكسار التناظر (أي انفصال القوى عن بعضها البعض عن "القوة الموحدة " وتشكيلهم على النحو الذي نجدهم عليه الآن ) ، 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 مع عدم وجود مضدات الباريونات (من خبرتنا المعملية مسألة تحول الطاقة إلى جسيمين متضادين، وهذا ما نعهده في الإنتاج الزوجي حيث يمكن لشعاع جاما أن يتحول إلى إلكترون ونقيضه البوزيترون) ، أحدهما سالب الشحنة والآخر موجب الشحنة. ومن أجل تفسير عدم وجود مضادات الباريونات فلا بد من تحقق الظروف التي أشار إليها العالم الروسي زاخاروف في زمن ما 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 ونقيضها البوزيترونات، ونيوترينوات ونقيض نيوترينوات. ولكننا لا نجد في الكون المكون من المادة أي علامة على وجود تجمعات لمضادات المادة. والتقاء المادة ومضاد المادة يؤدي إلى فنائهما في الحال وتحولهما إلى طاقة إشعاعية. لهذا يعتبر زخاروف أن التناظر في تكوين المادة الأولية لم يكن كاملا، وتعتبر تلك الظاهرة أو الافتراض "إنكسارا لمبدأ تناظر الجسيمات ".

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 (المفترض) كتلته أيضا. وفي تلك المرحلة يكون 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 (الهادرونات هي مجموعة الجسيمات الأولية الأكبر كتلة من الإلكترون و الميون) ، 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 380,000 سنة التالية.







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 النووي. ويتم حدوث ذلك خلال 17 دقيقة تنخفض بعده درجة حرارة الكون بحيث لا يمكن للاندماج النووي أن يستمر. في ذلك الوقت تكون كتلة من الهيدروجين قد تكونت ، بنسبة ثلاثة أضعاف ما تكون من الهيليوم-4، مع وجود آثار بسيطة من أنوية العناصر الخفيفة مثل الليثيوم.
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.
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 بالنسية للهيليوم. [2] وبما ان الذرات أصبحت متعادلة فيسهل الآن على الفوتونات الحركة الحرة ويصبح الكون شفافا. وتلك الفوتونات التي انبعثت من الذرات بعد حدوث ارتباط الأنوية بالإلكترونات إنما تشكل ما نراه اليوم من إشعاع الخلفية الميكروني الكوني (أنظر توزيعها في الصورة).








فترة مظلمة

قبل الانفصال كانت معظم الفوتونات في الكون تتفاعل مع الإلكترونات والبروتونات في وسط كثيف من الباريونات والفوتونات. وكان الكون معتما 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. 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 قياس أشعة الخلفية الميكرونية.








تكون البناء



تاريخ الكون باختصار. الانفجار العظيم والتضخم المفاجيء للكون في هيئة طاقة، تكوّن المادة من الطاقة، ثم تجمع المادة (الهيدروجين) مع المادة المظلمة لتكوين مجرات ونجوم ، بل وتجمعات المجرات.





صورة إلتقطها تلسكوب هابل الفضائي فيما يسمى "الحقل البالغ البعد" نشاهد فيه أقدم المجرات، حين نشأت بعد الانفجار العظيم بنحو 700 مليون سنة.(أنظر قائمة أبعد أجرام الكون عنا.



طبقا لنموذج الانفجار العظيم يبدأ تكون البنايات الكونية وذلك بالبنايات الصغيرة قبل تكوّن الكبيرة. وأول البنايات تتخذ شكلا كانت تجمعات نجمية في مجرات بدائية وما يسمى أشباه النجوم quasars وهي تعتبر مجرات نشطة شديدة الضياء 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 كثافة توزيع الجسيمات، حيث كان توزيعها في البدء يكاد يكون متساويا في جميع أنحاء الكون الناشيء. كما يمكن دراسة نماذج لتلك المراحل بالمحاكاة الحاسوبية. ثم بدأت مرحلة تشكيل البنايات المعقدة غير الخطية. وتجرى أيضا على تلك المراحل المتتالية محاكاة بالحواسيب الكبيرة لحسابات نماذج تجمع التآثر بين مليارات من الجسيمات. ومما يجعلنا نطمئن على صحة نموذج عن آخر هو مقارنة نتائج النماذج المحسوبة ببنية الكون كما نشاهده.
بعد افتراض وجود مادة مظلمة خلال السبعينيات من القرن الماضي - بسبب عدم إمكانية المادة المرئية وحدها في الكون من تكوين المجرات وتجمعات المجرات على النحو الذي نراه اليوم - فقد أجريت الحسابات بافتراض وجود ما سمي "المادة المظلمة" . وبالفعل بينت نتائج الحسابات بالمحاكاة الحاسوبية أن المادة المظلمة لها دور رئيسي في تكوين المجرات وتجمعات المجرات . والبحث جاري الآن لاكتشاف تلك المادة المظلمة عمليا (وهي طبقا للافتراض : جسيمات لها جاذبية ولكنها ضعيفة التفاعل مع المادة المرئية، ولا تمتص ضوءا ولا تصدر ضوءا) .








عودة التأين : 150 مليون سنة إلى 1 مليار سنة

• 
  

تتكون أشباه النجوم الأولى (كوازارات) من الانهيار الناتج عن الجاذبية ، حيث تتسبب الطاقة الغشعاعية الصادرة عن ذلك الانهيار في إعادة تأين الهيدروجين في الكون المحيط. كما يعتقد العلماء أن عائلة نجمية III ساهمت إلى جانب أشباه النجوم في تأين الهيدروجين .تتميز العائلة النجمية III بسخونتها ونشاطها في إصدار أشعة فوق البنفسجية تعمل على تأين الهيدروجين . استغرقت حقبة عودة تأين الهيدروجين في الكون في الحقبة الزمنية بين 150 مليون سنة إلى 1000 مليون سنة بعدالانقجار العظيم ، ومنذ ذلك الوقت فيعتبر كل الكون ممتلئا ب البلازما.









تكوّن النجوم

تعتبر العائلة النجمية III من النجوم هي أول ما نشأ من النجوم، تتكون من الهيدروجين و الهيليوم بصفة أساسية حيث نتج هذان العنصران خلال الانفجار العظيم (وآثار قليلة جدا من الليثيوم). كانت تلك النجوم كبيرة وساخنة جدا بسبب استهلاكها الشديد للهيدروجين والهيليوم ، وبذلك بدأ تحويل العناصر الخفيفة التي تكونت خلال الانفجار العظيم (الهيدروجين والهيليوم)إلى عناصر أثقل . إلا أنه لم نستطع حتي الآن مشاهدة نجوم من الفصيلة III من هذا الوقت المبكر في عمر الكون.







تكوّن المجرات

تتجمع احجام كبيرة من المادة مكونة مجرة. ويعتقد انه بتلك الطريقة تكونت العائلة النجمية II من النجوم، ثم يتبعها تكون العائلة النجمية I في أزمنة لاحقة. تتميز العائلة النجمية I (ومن ضمنها الشمس) بتكونها من الهيدروجين والهيليوم بالإضافة إلى نسبة كبيرة نسبيا من العناصر الثقيلة ، خلقت في قلوب ما كان من قبلها من عائلات نجمية III و II ، ثم انفجرت تلك العائلات التي سبقتها في هيئة مستعرات عظمى ونثرت تلك العناصر في الفضاء .
واستطاع مشروع يوهانيز شيدلار مشاهدة شبه النجم 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 13 و2 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.











تكوّن المجموعات وعناقيد المجرات

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








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.









حالة الكون اليوم : بعد 13.7 مليار سنة

تدل أحسن نتائج القياس على ان عمر الكون يبلغ 13.7 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.




يتبع

[ST0P_IM_T0P]

الانسحاق الشديد


الانسحاق الشديد في علم الكونيات الماديه عكس عملية الانفجار العظيم ،هي أحد السيناريوهات المحتملة لمصير الكون ، والتي تفرض أن التوسع الحاصل للكون بسبب طاقة الانفجار العظيم ستتبدد وتنتهي بعد مدة من الزمان وستبدأ طاقة الجذب المركزية في لملمة أطراف الكون إلى أن يعود كتلة واحدة صغيرة في الحجم عالية الكثافة والكتلة.




التفسير

يتوقع العلماء أن سرعة توسع الكون تتباطئ مع الزمن، إذ تشير الحسابات الرياضية إلى أن التمدد بعد الانفجار العظيم كان بمعدلات أعلى بكثبر مما هي عليه الآن، و مع تباطؤ سرعة التوسع ستتفوق قوة الجاذبية على قوة الدفع إلى الخارج فيؤدي ذلك إلى اندفاع المجرات و المادة و الطاقة نحو مركز مفترض للكون، كذلك يتجمع الزمكان في هذه النقطة فتنحسر الأبعاد و تتجمع في نقطة واحدة متناهية في الصغر يعود الكون إلى الحالة الأولى.








مسافة مسايرة



يطلق مصطلح مسافة مسايرة أو مسافة متماشية (بالإنكليزية: Comoving distance) (مقاربة لعبارة مسافة صحيحة) على عملية قياس بُعد بين جسمين ضمن إطار مرجعي اختياري بحيث يكون المراقب ضمن هذا الإطار. معنى هذا أن الإطار المرجعي يظل دائما ثابتا بالنسبة للمراقب حتى وإن بدى متحركا بالنسبة لمراقب آخر. تعد كل من المسافة المسايرة و المسافة الصحيحة مقاييس ذات أهمية كبرى في علم الكون.




الإحداثيات المسايرة

لما كانت النسبية العامة تسمح للمرء بصياغة القوانين الفيزيائية باستعمال إحداثيات اختيارية، تكون بعض خيارات الإحداثيات خيارات طبيعية يسهل التعامل معها ، و تمثل الإحداثيات المسايرة أحد هذه الأمثلة. تضع هذه الإحداثيات إحداثيات مكانية ثابتة القيم بالنسبة للمراقبين الذين يدركون الكون على أنه متحد الخواص. يطلق على هذا النوع من المراقبين بالمراقبين المسايرين لأنهم يتماشون مع قانون هابل الذي ينص على أن سرعة ابتعاد المجرات تزداد بازدياد بعدها عنا.




المسافة المسايرة

(ملحوظة: في الوصلة الخارجية رقم (1) يوجد رسم متحرك يوضح مفهوم المسافة المسايرة في كون يتمدد.)
المسافة المسايرة هي البعد بين نقطتين مقاساً على طول مسار معرف في الوقت الكوني الحالي. بالنسبة للأجسام السيارة تبعا ل قانون هابل، تم اعتبارها ثابتة بالنسبة للزمن. المسافة المسايرة من مراقب إلى جسم يبعد عنه (مجرة مثلا) يمكن حسابها بالعلاقة الاتية:
حيث

• هو عامل تحجيم ،
• زمن انبعاث الفوتونات التي يرصدها المشاهد أو الراصد ،
• الوقت "الحالي" (زمن وصول الضوء إلى المشاهد).

بالرغم من إجراء التكامل بالنسبة للزمن، فإن هذا يعطي حتماً المسافة التي ستقاس فرضا بواسطة شريط عند زمن ثابت 't.
تعريفات

• تستخدم بعض الكتب الرمز للتعبير عن المسافة المسايرة. ولكننا يجب أن نفرق بين وبين أحداثيات المسافة r للتعبير عن احداثيات مسايرة في مترية FLRW للكون ، حيث تأخذ المترية الشكل :

في هذه الحالة تنتسب في الإحداثيات المسايرة إلى بالمعادلة
إذا كانت k=0 (كون منبسط), وبالمعادلة إذا كانت k=1 (كون منحني موجبا "كرويا"), وبالمعادلة إذا كانت k=-1 (كون منحني سالبا - 'قطع زائد' ).

• معظم الكتب تعرف المسافة المسايرة بين مراقبين مسايرين ككمية ثابتة غير متغيرة غير معتمدة على الزمن بينما يسمون الحركية ( تغير المسافة بينهم ) مسافة صحيحة. بالنسبة إلى ذلك الاستخدام تكون المسافة المسايرة والمسافة الصحيحة متساويتان في العمر الحالي للكون ، ولكنهما سيختلفان في الماضي وفي المستقبل ، فإذا كانت المسافة المسايرة إلى أحد المجرات , تكون المسافة الصحيحة

في زمن اختياري ويعطى بالمعادلة حيث عامل تحجيم. (e.g. Davis and Lineweaver, 2003) المسافة الصحيحة بين مجرتين في الوقت t هي المسافة بينهما التي نقوم بقياسها باستخدام مسطرة في وقت واحد.





استخدامات المسافة المسايرة

يتساوي الزمن الكوني مع الزمن الذي نقيسه في الوقت الحالي ، أي بالنسبة لمشاهد يوجد في نقطة مسايرة في الفضاء (بسبب تمدد الكون طبقا لقانون هابل) . وتتساوي المسافة المسايرة مع المسافة الصحيحة عند قياسها لبُعد أحد الأجرام السماوية "المحلية" القريبة منا . ولكي نقوم بقياس البُعد الصحيح بين جرمين كونيين " بعيدين" عنا ، نتصور عدة مشاهدين مسايرون يوجد كل منهم في نقطة على الخط بيننا وبين الجرمين المراد قياس البعد الصحيح بينهما ، بحيث تكون المسافة بين كل اثنين من هؤلاء المشاهدين المسايرين مسافة "قصيرة" . وكل هؤلاء المشاهدون يكونون في نفس الزمن الكوني . ويقوم كل مشاهد بقياس المسافة بينه وبين أقرب المشاهدين إليه . ومجموع تلك المسافات التي قيست كسلسلة تكون هي المسافة الصحيحة.
المسافة المسايرة هي التي تأخذ تمدد الكون في الحسبان . فمثلا أبعد المجرات عنا التي نقوم برصدها "الآن" تبعد 11 مليار سنة ضوئية عنا . وعندما غادرها الضوء الذي يصل إلينا الآن كانت المجرة أقرب لنا وقطع الضوء مسافة متزايدة بسبب تمدد الكون حتى وصلنا . والسؤال الآن : ما هو بعد المجرة الآن عنا ، بمعنى ما هو الزمن الذي نحتاجه لكي نصل إلى تلك المجرة إذا بدأنا الرحلة الآن بافتراض أننا نطير بسرعة الضوء؟ نجد أننا نحتاج إلى زمن قدره 23 مليار سنة للوصول إليها ، ولهذا نهتم بمعرفة "المسافة المسايرة" .




أمثلة حسابية

يمكنك أن تحسب بـُعد جرم سماوي يبلغ الانزياح الأحمر لطيفه 3 .

• باستخدام الوصلة الخارجية (2) ، نضع 3 في خانة الانزياح الأحمر . فيقوم الحاسب بعملية الحساب ، ونجد :

- المسافة المسايرة بيننا وبين الجرم السماوي = 7و20 مليار سنة .
- عمر الكون أنذاك = 1و2 مليةبر سنة .
مثال آخر: انزياح أحمر في مجرة = 9
- المسافة المسايرة بيننا وبين المجرة المشاهدة = 30 مليار سنة ضوئية
- عمر الكون أنذاك = 537و0 مليار سنة ضوئية.








إشعاع الخلفية الكونية الميكروي



إشعاع الخلفية الكونية الميكروي أو الخلفية المكروية الكونية أو إشعاع الخلفية الميكروني الكوني أو بإختصار إشعاع خلفية الكون (بالإنكليزية: cosmic microwave background radiation) هي أشعة كهرومغناطيسية توجد في جميع اركان 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 بالإنكليزية (CMB cosmic microwave background).
عندما نشاهد السماء بالتليسكوب نرى مسافات واسعة بين النجوم والمجرات (الخلفية) يغلبها السواد، وهذا ما نسميه الخلفية الكونية. ولكن عندما نترك التليسكوب 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). اكتشف تلك الأشعة الباحثان أرنو بنزياس وزميله روبرت ويلسون وكان ذلك في عام 1964. وحصل العالمان على جائزة نوبل للفيزياء عام 1978.





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 النجوم والمجرات كان شديد الحرارة جدا وكان يملأه دخان ساخن جدا موزعا توزيعا متساويا في جميع أنحائه. وكانت مكونات هذا الدخان من بلازما الهيدروجين، أي بروتونات وإلكترونات حرة من شدة الحرارة وعظم الطاقة التي تحملها. وبدأ الكون يتمدد ويتسع فبدأت بالتالي درجة حرارة البلازما في الانخفاض، إلى الحد الذي تستطيع فيه البروتونات الاتحاد مع الإلكترونات مكونين ذرات الهيدروجين.وخلال الفترة الزمنية بعد الانفجار العظيم من 100 إلى 300 ثانية ـكونت بنسي قليلة عن الهيدروجين أنوية عناصر تتلوه في الثقل، مثل الديوتيريوم والهيليوم.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.




خواص

تعتبر الخلفية الميكرونية الكونية موحدة الخواص حتى جزء في كل 100000 حيث أن التغيرات في جذر متوسط المربع هي بحدود 18 ميكرو كلفن فقط.[nb 1] 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 أساسية وجسيمات 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 ذرات الهيدروجين. حدث هذا التوليف عند 3000 كلفن تقريباً أي عندما كان عمر الكون حوالى 379,000 سنة.[nb 3] 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.[nb 4]
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.











طاقة مظلمة



في علم الكون، الطاقة المظلمة أحد الأشكال الافتراضية للطاقة التي تملأ الفضاء والتي تملك ضغطاً سالبا. وفق النسبية العامة، تأثير مثل هذا الضغط السالب يكون مشابها كيفيا لقوة معاكسة للجاذبية في المقاييس الكبيرة. افتراض مثل هذا التأثير هو الأكثر شعبية حاليا لتفسير تمدد الكون بمعدل متسارع، كما يشكل تفسيرا معقولا لجزء كبير من المادة المفقودة missing mass في الفضاء الكوني.



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.





المشاهدات

بعدما تاكد الفلكيون من مشاهدة تمدد الكون بواسطة قياس الانزياح الأحمر لأطياف المجرات، قاموا وما زالوا يقومون بإجراء قياسات تفصيلية لغرض تعيين سرعة تمدد الكون ومدى تغيرها عبر الزمن منذ نشاة الكون.


وتختص القياسات بصفة خاصة بقياس بعد المستعرات العظمى البعيدة عنا من نوع 1a. وقد اظهرت 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 يرجع العلماء زيادة سرعة تمدد الكون إلى وجود طاقة مظلمة غير معروفة، وتسمى بالطاقة المظلمة لأنها ليست من اشكال الطاقة المعهودة لنا.
وطبقا لنموذج الكون الذي يناقشه العلماء على أساس المشاهات أن الكون يتكون ينسبة 72% من الطاقة المظلمة ونحو 23 % من مادة مظلمة ونحو 5 % فقط من المادة المرئية الباريونية.
كما يمكن للطاقة المظلمة تفسير ظاهرة انبساط الكون. فمما هو مسلم به أن المادة العادية الموجودة في الكون لا تكفي لأن تجعل الكون في صورته المنبسطة (بمعنى ان 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



تقدير توزيع نسب المادة المرئية والمادة المظلمة والطاقة المظلمة في الكون.


يعتبر افتراض وجود الطاقة المظلمة مهم بالنسبة إلى تفسير قياسات الكوين الهندسي للكون وكمية ما يحتويه من مادة بصرف النظر عن حقيقة طبيعة لطاقة المظلمة. وتبين قياسات إشعاع الخلفية الميكروني الكوني وتوزيعها التي قام بقياسها مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية WMAP أن الكون قريب من أن يكون مسطحا، ومن أجل أن يكون شكل الكون مسطحا يلزم ان 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 ضوءا) 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

بالنسبة إلى ماهية الطاقة المظلمة فيحيطها الغموض، إلا أنه يعتقد أن ترايد سرعة تمدد الكون المشاهدة يعود على طاقة وضع لمجال غير متجه ويسمى هذا المجال غير المتجه مجال كوينتيسينس.
ويختلف مجال الكوينتيسيسنس عن الثابت الكوني لأينشتاين في أنه قابل لتغيير في الزمان والمكان. ولكي لا يتراكم ولا يتخذ أشكالا بنائية مثلما تفعل المادة، فيجب أن يتصف هذا المجال بالخفة وطول موجة كومبتون طويلة.
ولم يكتشف مجال الكوينتيسينس بعد ولكن يميل ببعض العلماء إلى الاعتقاد بوجوده. وافتراض وجود مجال الكوينتيسينس يسمح بمعدل أقل لتمدد الكون عن تأثير الثابت الكوني. وتفترض أحد 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 تمدد الكون 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 التكون في صورتها الحالية على الأقل كون.
وفي عام 2004 عندما حاول بعض العلماء الربط بين تطور الطاقة المظلمة والقياسات الكونية فتبين لهم أنه من الممكن ان تكون معادل الحالة للكون 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.









يتبع

[ST0P_IM_T0P]

مادة مظلمة





صورة بالأشعة السينية مأخوذة من قبل ROSAT تظهر توهج لغاز نتيجة لقوة جاذبية كبيرة من مجموعة وعناقيد من المجرات ولكن قوة الجاذبية تتجاوز مجموع قوى الجاذبية لكل مجرة على حدى، وبالتالي الجاذبية الزائدة سببها المادة المعتمة


في علم الفلك وعلم الكون، المادة المظلمة أو المادة المعتمة أو المادة السوداء (بالإنجليزية: Dark matter) هي مادة افترضت لتفسير جزء كبير من مجموع كتلة الكون. لايمكن رؤية المادة المظلمة بشكل مباشر باستخدام التلسكوبات، حيث من الواضح أنها لا تبعث ولاتمتص الضوء أو أي إشعاع كهرومغناطيسي آخر على أي مستوى هام. عوضاً عن ذلك، يستدل على وجود المادة المظلمة وعلى خصائصها من آثار الجاذبية التي تمارسها على المادة المرئية، والإشعاع، والبنية الكبيرة للكون. وفقا لفريق بعثة بلانك، واستنادا إلى النموذج القياسي لعلم الكونيات، فإن مجموع الطاقة-الكتلة في الكون المعروف يحتوي على المادة العادية بنسبة 4.9٪، و المادة المظلمة بنسبة 26.8٪ والطاقة المظلمة بنسبة 68.3٪. وهكذا، فأن المادة المظلمة تشكل 84.5٪ من مجمل المادة في الكون، بينما الطاقة المظلمة بالإضافة إلى المادة المظلمة تشكل 95.1٪ من المحتوى الكلي للكون.
أتت المادة المظلمة إلى اهتمام علماء الفيزياء الفلكية نتيجة التباين بين كتلة الأجسام الفلكية المحددة من آثار الجاذبية الخاصة بهم، وتلك المحسوبة من "المادة المضيئة" التي تحويها هذه الأجسام مثل النجوم والغاز والغبار. افترض جان أورت المادة المظلمة لأول مرة عام 1932 لحساب السرعات المدارية للنجوم في مجرة درب التبانة، وافترضها فريتز زفيكي للحصول على دليل حول "الكتلة المفقودة" للسرعات المدارية للمجرات في عناقيد المجرات. لاحقاً، أشارت بعض الملاحظات إلى وجود المادة المظلمة في الكون، بما في ذلك سرعة دوران المجرات حول نفسها بواسطة فيرا روبين، تشكل عدسات الجاذبية من الأجسام الخلفية من قبل عناقيد المجرات، مثل عنقود الرصاصة، وتوزيع الحرارة للغازات الساخنة في المجرات وعناقيد المجرات. وفقاً لتوافق الآراء بين علماء الكون، تتكون المادة المظلمة بشكل أساسي من نوع من الجسيمات الدون الذرية جديدة وغير محددة بعد. اليوم يعد البحث عن هذه الجسيمات بشتى الوسائل هو أحد الجهود الأساسية في فيزياء الجسيمات

بالرغم من قبول المجتمع العلمي السائد عموماً لوجود المادة المظلمة، اقترحت العديد من النظريات البديلة لشرح الشذوذ الذي من أجله افترضت المادة المظلمة.






نظرة عامة



التوزيع المقترح للمادة والطاقة في الكون، اليوم (في الأعلى)، وعند تحرر إشعاع الخلفية الميكروني الكوني (في الأسفل).


يستدل على وجود المادة المظلمة من آثار الجاذبية التي تمارسها على المادة المرئية وتشكل عدسات الجاذبية لإشعاع الخلفية، وافترضت أساساً لتفسير التباين بين كتلة المجرات وعناقيد المجرات المحسوبة بطرق الديناميكا والنسبية العامة، وبين تلك المحسوبة اعتماداً على كتلة المادة المرئية "المضيئة" التي تحويها المجرات وعناقيد المجرات مثل النجوم والغاز والغبار للوسط البين نجمي و الوسط بين المجرات.
التفسير الأكثر قبولاً لهذه الظواهر، هو أن المادة المظلمة موجودة وتتكون على الأرجح من جسيمات ثقيلة تتفاعل من خلال الجاذبية وربما القوة النووية الضعيفة. على أية حال، اقترحت تفسيرات بديلة، ولا يوجد حتى الآن أدلة تجريبية كافية لتحديد أي من هذه التفسيرات هو الصحيح، وتجرى حالياً العديد من التجارب لتحديد جسيمات المادة المظلمة المقترحة من خلال وسائل غير مرتبطة بالجاذبية.
وفقاً لملاحظات البنى الأكبر من النظام الشمسي بالإضافة إلى الانفجار العظيم بموجب معادلات فريدمان وإحداثيات روبرتسون-ووكر، تشكل المادة المظلمة 23% من متحوى كتلة وطاقة الكون المنظور مقابل 4.6% للمادة العادية، وتعزى النسبة الباقية إلى الطاقة المظلمة. وفقاً لهذه الأرقام، تشكل المادة المظلمة 83%، (23/(23+4.6))، من المادة في الكون، في حين تشكل المادة العادية نسبة 17% فقط.
تلعب المادة المظلمة دوراً مركزياً في نمذجة تشكل البنية وتشكل وتطور المجرات، ولها تأثيرات قابلة للقياس على عدم توحد الخواص الملاحظ في الخلفية الميكرونية الكونية. كل هذه الدلائل تقترح أن المجرات، وعناقيد المجرات، والكون ككل تحتوي مادة أكثر بكثير من تلك التي تتفاعل مع الإشعاع الكهرومغناطيسي.
باعتقاد أهمية وجود المادة المظلمة في الكون، الدلائل المباشرة لوجودها والفهم الملموس لطبيعتها تبقى بعيدة المنال. بالرغم من بقاء نظرية المادة المظلمة الأكثر قبولاً لشرح الشذوذ الملاحظ في الدوران المجري، طورت بعض الطرق النظرية البديلة والتي تدخل على نطاق واسع في قوانين الجاذبية المعدلة وقوانين الجاذبية الكمية.









تاريخياً


بعد ثورة كوبرنيكوس ونسبية أينشتاين وجد العلماء أنفسهم أمام مشهد جديد في مسيرة العلوم، إذ أن المادة "العادية" (التي تشكل كل شيء وتدخل في تركيبة البشر وجميع الكائنات الحية) ما هي إلا نسبة بسيطة من الكتلة الكلية للكون فهناك عنصر أخر يدخل في تركيبته، وهو عنصر غير معروف ولا يصدر عنه ضوء، وكانت هناك آثار يمكن تتبعها ولكن ليس هناك ما يمكن رؤيته.. وقبل أكثر من 60 سنة تنبه الفلكيون إلى أن النجوم في مجرة درب التبانة تدور حول مركز المجرة بسرعة أكبر مما تتوقعه النظريات والحسابات الفلكية، وبما أن سرعة النجوم تعتمد على الجاذبية الناتجة عن كتلة المجرة ككل، فقد توصل الفزيائيون إلى نتيجة تقول بوجود كمية مادة أكبر من المادة المرئية لنا. تمت مراقبة نفس الأمر على مستويات أكبر؛ فالمجرات تدور حول مركز مجموعتها بسرعة أكبر من المتوقع. " قوانين الفيزياء تحدد وبدقة متناهية كما من المادة يجب أن يوجد حتى يتم التوازن بين تحركات الأجرام والمجرات، اكتشاف أن الكتلة الكلية للكون المرئي هي أدنى من الرقم الذي تم حسابه أمر محير، ". فالمادة الغامضة لا تصدر ما يمكن من رصده حتى بواسطة أدوات رصد الأشعة الكهرومغناطيسية مثل أشعة جاما أو أشعة إكس أو الأشعة تحت الحمراء، فلا يمكن معرفة تكوينها لأنه لاتوجد أية طريقة تمكن من ذلك مع اختفائها الكامل عن كل أجهزة الرصد







دور المادة المظلمة

لعبت المادة المظلمة دوراً أساسياً في تخليق النجوم في البدايات الأولى من الكون، إذا كانت المادة المظلمة على هذه الحالة، على أية حال، يجب أن يشتمل المادة المظلمة على الجزيئات المعروفة بـ"النيوترونات العقيمة". قام بيتر بيرمان من معهد ماكس بلانك لعلوم الفلك الإشعاعي في بون، وألكسندر كوسينكو، من جامعة كاليفورنيا في لوس أنجليس، باظهار أنه عندما تضمحل النيوترونات العقيمة، فإنها تسرّع عملية خلق جزيئات الهيدروجين، هذه العملية ساعدت على إضاءة النجوم الأولى فقط منذ حوالي 20 إلى 100 مليون سنة بعد الانفجار الكبير، كل هذه المعطيات تعطينا تفسيراً بسيطاً لبعض الملاحظات المحيرة الأخرى التي تتعلق بالمادة المظلمة، النيوترونات العقيمة، والمادة المضادة.
اكتشف العلماء بأن تلك النيوترونات لها كتلة خلال تجارب قياس ذبذبة النيوترونات. هذا قاد إلى افتراضات بإن النيوترونات العقيمة الموجودة - هي كذلك معروفة أيضا بالنيوترونات اليمينية، وبأنها لا تشارك في التفاعلات الضعيفة مباشرة، ولكنها تتفاعل من خلال خلطها مع النيوترونات العادية.إن العدد الكلي للنيوترونات العقيمة غير واضح، إذا كانت كتلة المادة المظلمة نعادل بضعة كيلو إلكترونوفولتز (1 KeV تعادل مليون كتلة ذرة الهيدروجين)، فإنها توضح ضخامة الكتلة المفقودة في الكون، أحيانا، تسمى المادة المظلمة، ودعمت ملاحظات الفلكيين الفيزيائيين وجهة نظر باحتمال بأن المادة المظلمة تشتمل على النيوترونات العقيمة.





المادة المظلمة الباريونية والمادة المظلمة الغير باريونية






من الممكن لنسبة صغيرة من المادة المظلمة أن تكون مادة مظلمة باريونية: الأجسام الفلكية مثل هالة الأجسام الثقيلة المدمجة المؤلفة من مادة عادية تبعث القليل أو لاتبعث على الإطلاق أي اشعاع كهرومغناطيسي، ويشير التوافق مع المشاهدات الأخرى إلى عدم إمكانية الغالبية العظمى من المادة المظلمة الموجودة في الكون لأن تكون مادة مظلمة باريونية أي أنها غير مشكلة من الذرات ولا يمكنها التآثر مع المادة العادية عبر القوى الكهرو مغناطيسية ولا تحمل جسيماتها أي شحنة كهربائية، وتتضمن المادة المظلمة الغير باريونية النيوترينوهات مع إمكانية وجود جسيمات افتراضية مثل الأكسيومز أو الجسيمات فائقة التناظر، وعلى عكس المادة المظلمة الباريونية، لاتساهم المادة المظلمة غير الباريونية في تشكيل العناصر في بداية الكون "الاصطناع النووي للانفجار العظيم" وبالتالي يتم الكشف عن وجودها فقط من خلال تجاذبها الثقالي، بالإضافة إلى ذلك، لو كانت الجسيمات المؤلفة للمادة المظلمة غير الباريونية فائقة التناظر فإنها من الممكن أن تخضع لتفاعلات الإفناء مع نفسها مما يؤدي إلى ملاحظتها من النواتج الفرعية مثل الفوتونات والنيوترينوهات "كشف غير مباشر".
تصنف المادة المظلمة غير الباريونية من حيث كتلة الجسيمات المفترضة لتشكيلها و/أو السرعة النموذجية لانتشار تلك الجسيمات (حيث أن الجسيمات الأثقل تكون أبطأ). هناك ثلاثة افتراضات بارزة للمادة المظلمة الغير باريونية وهي المادة المظلمة الساخنة والدافئة والباردة مع إمكانية المزج بينهم. النموذج الأكثر مناقشة للمادة المظلمة الغير باريونية مبني على فرض المادة المظلمة الباردة ويفترض الجسيم المرتبط به ليكون في الغالب جسيم ثقيل ضعيف التآثر. من الممكن للمادة المظلمة الساخنة أن تتألف من النيوترينوهات الثقيلة. تؤدي المادة المظلمة الباردة إلى تشكيل "قاعدي-علوي" لبنية الكون والمادة المظلمة الساخنة إلى تشكيل "قمي-سفلي" لنفس البنية.





نظرية بيرمان وكوسينكو



Dunkle Materie: التعارض بين سرعة دوران النجوم في مجرتناالمشاهدة(احمر) بالمقارنة بالحسابات المبنية على كمية المادة المنظورة فيها (أزرق)، مما يدعو طبقا لقوانين الجاذبية إلى الاعتقاد بوجود كتلة جسيمات أو أجسام غير منظورة تساعد في عملية الجذب، وسميت المادة المظلمة.


تسلط نظرية بيرمان وكوسينكو الضوء على عدد من الألغاز الفلكية الغير مفسرة، أولا، وأثناء الانفجار الكبير، كانت كتلة النيوترونات المخلوقة في الانفجار الكبير تساوي ما نحتاجه لتفسير المادة المظلمة، ثانياً، هذه الجسيمات يمكن أن تكون الحل لمشكلة كبيرة حول لماذا تتحرك البولسرات بسرعة كبيرة.
البولسرات هي نجوم نيوترونية تدور بسرعة عالية جداً، ونشأت نتيجة لانفجار مستعر فائق (سوبرنوفا) وتكون عادة مقذوفة في اتجاه واحد. الانفجار أعطاها " دفعاً قويا"، مثل محرك صاروخ. مما يجعل البولسرات تسير بسرعات كبيرة تصل إلى مئات الكيلومترات في الثانية - وأحياناً إلى الآلاف. مصدر هذه السرعات تبقى مجهولة، لكن إشعاع النيوترونات العقيمة توضح تحركات البولسرات.
يحتوي سديم القيثارة على بولسرات سريعة جداً، إذا كانت المادة المظلمة صنعت جزيئات مؤينة في الكون - كما يقترح بيرمان وكوسينكو- بأن حركة البولسرات هي التي أنشأت سديم القيثارة.
كما ان النيوترونات العقيمة يمكن أن تساعد على توضيح انعدام المادة المضادة في الكون. في بدايات الكون الأولى، كانت النيوترونات العقيمة "تسرق" ما يعرف بــ" ترقيمات ليبتون" من البلازما. وفي وقت لاحق، أدت قلة ترقيمات ليبتون إلى تحويلها إلى عدد غير صفري من الترقيمات البريونية. اللاتناظر الناتج بين البريونات (مثل البروتون) والبريونات المضادة (مثل البروتون المضاد) يمكن أن يكون السبب حول عدم وجود مادة مضادة في الكون.

فتشكيلة الثقوب السوداء المركزية في المجرة، بالإضافة إلى التركيب القياسي للمجرات الفرعية، تعطي تفسيراً مفضلا حول النيوترونات العقيمة في المادة المظلمة. والإجماع على آراء متعددة معقدة يقود إلى اتجاه واحد باعتقاد أن المادة المظلمة، في الحقيقة، هي نيوترونات عقيمة





مؤشر لاكتشافها

من الصعب اكتشاف جسيمات المادة المظلمة مباشرة حيث أن تآثرها وتفاعلها مع المادة العادية ضعيف جدا جدا كما لو كان ليس لها وجود - مليارات من تلك الجسيمات تمر خلال جسمك وأنت تقرأ هذا ولا تشعر بها - ولكن يمكن قياس نواتجها . فعند اصتدام جسيمان من المادة المظلمة ينتج عنه جسيمان معروفان الإلكترون و نقيض الإلكترون المسمى بوزيترون . وقد زود علماء محطة الفضاء الدولية بمطياف خاص يقيس البوزيترونات . وقد مضى على وجوده في الفضاء نحو عامين من حتى الآن (2013) . سجل مطياف البوزوترونات خلال السنتين نحو 400.000 بوزيترونا يعتقد أنها ناشئة عن اصتدامات جسيمات المادة المظلمة . ويأمل العلماء من التأكد من ذلك بحيث لا تكون تلك البوزيترونات ناشئة عن مصدر آخر لا يعرفوه الآن . هذا الرقم يتمشى مع تقديرات العلماء عن احتمال تصادم جسيمات المادة المظلمة بعضها البعض . ولكن لا بد من التأكد أن البوزيترونات ليست من مصدر آخر . لهذا سيتواصل عمل المطياف في الفضاء لزيادة المعلومات والتأكد من مصدر البوزيترونات






تشكل وتطور المجرات







تشكل وتطور المجرات أحد العلوم البحثية الأكثر نشاطا في الفيزياء الفلكية. بعض النظريات والأفكار حول تطور ونشاة المجرات والمقبولة حاليا بشكل كبير : منها ما يقول أن تشكل المجرات على ما يعتقد تنتج مباشرة من نظريات تشكل البنية structure formation ومحاكاة ن-جسم N-body simulation للتنبؤ بالبنى المجرية، أشكال المجرات (المورفولوجيا) والتنبؤ بتوزع المجرات في فضائنا الكوني









قانون هابل





تلسكوب مرصد مونت ويلسون الذي استخدمه إدوين هابل لرصد المجرات، وقاده لصياغة القانون المعروف باسمه.




تطور نشأة الكون حتى الآن (توضيح بمقياس رسم اختياري لتمدد الكون ، الثانية 0 إلى اليسار).



قانون هابل في الفلك (بالإنجليزية:Hubble's law) هو قانون في علم الكون ينص على أن السرعة التي تبتعد بها مجرة من المجرات عنا تتناسب تناسبا طرديا مع المسافة بينها وبين الأرض. وقد استنبط الفيزيائي والقسيس في نفس الوقت جورج لومتر هذا القانون عن طريق حله ل النظرية النسبية العامة لأينشتاين عام 1927. ثم تبعه إدوين هابل عام 1929 وصاغ مثيلا لهذا القانون عن طريق القياس العملي لسرعة المجرات وسمي القانون باسمه "قانون هابل" حيث أنه يستند إلى قياسات عملية. وذلك بعد عدة سنوات من الرصد وتسجيل القياسات، وقد استنتجت سرعة ابتعاد المجرات عنا عن طريق قياس مقدار الانزياح الأحمر الذي نجده عند قياس أطياف تلك المجرات. وهي تعتبر أول مشاهدة تعتمد على المشاهدة العملية عن طريق التلسكوبات والتي تبين أن الكون يتمدد وهي أحد الإثباتات المعترف بها في وقتنا الحاضر لحدوث الانفجار العظيم منذ نحو 13.7 مليار سنة ونشأة الكون.
تطورت نظرية الانفجار العظيم من ملاحظات واعتبارات نظرية. الملاحظات الأولى كانت واضحة منذ زمن وهي ان 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 لومتر Georges Lemaître باشتقاق معادلات فريدمان-ليمايتري-روبرتسون-ووكر Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker equations انطلاقا من النظرية النسبية العامة لأينشتاين واستنتج بناء على ظاهرة استمرار السدم الحلزونية spiral nebulae في الابتهاد عن مجرتنا، مجرة درب التبانة أن الكون لا بد وأن يكون قد بدأ من انفجار "ذرة بدئية"، وهذا ما دعي لاحقا في الأوساط العلمية ب الانفجار العظيم Big Bang.
وفي عام 1929، أثبت إدوين هابل Edwin Hubble نظرية لومتر بإعطاء دليل رصدي للنظرية. اكتشف هابل أن المجرات تبتعد بعيدا من الأرض في جميع الاتجاهات وبسرعة تتناسب طرديا مع بعدها عن الأرض. هذا ما عـُرف لاحقا باسم قانون هابل. حسب المبدأ الكوني cosmological principle فإن الكون لا يملك إتجاها مفضلا ولا مكانا مفضلا لذلك كان استنتاج هابل أن الكون يتمدد بشكل معاكس تماما لتصور أينشتاين الذي كان يعتقد في كون ساكن static universe.




ثابت هابل

تقدر أحدث القياسات (مارس 2010) ثابت هابل التي حصل عليها تلسكوب هابل الفضائي بواسطة مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية (تقدير ديسمبر 2012 (عفوا ,,, لايمكنك مشاهده الروابط لانك غير مسجل لدينا [ للتسجيل اضغط هنا ]) ) بـ 3و69 (km/s)/(Mpc ), أي نحو 3و69 كيلومتر في الثانية لكل مليون فرسخ فلكي. (الفرسخ الفلكي = 3,26 سنة ضوئية).

• أي أنه إذا كانت مجرة تبعد عن مجرتنا 3و3 مليون سنة ضوئية مثلا فتكون المجرة تبتعد عنا بسرعة 3و69 كيلومتر/ثانية ، أو
• لو كانت المجرة تبعد عنا 33 مليون سنة ضوئية فهي تبتعد عنا بسرعة 693 كيلومتر في الثانية.

إلا أنه توجد أيضا بعض القياسات الأخرى :





قياسات تعيين ثابت هابل

يهتم العلماء منذ سنين طويلة بالحصول على ثابت هابل بدقة. وهم لذلك يستخدمون أجهزة مختلفة لقياسه، منها تلسكوب هابل الفضائي، ومسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية WMAP وأيضا قياسات تلسكوب شاندرا الفضائي للأشعة السينية.
يستغل تلسكوب هابل قياس ضوء المتغيرات القيفاوية (هي نجوم نباضة وتتميز بتناسب بين دورة ضوئها (الدورية) وقدر سطوعها)، كما تستغل المستعرات العظمى من نوع a1 كي تشكل "شمعات عيارية".
كما توجد طريقة جديدة لرصد المجرات وهي ظاهرة عدسة الجاذبية، وهي طريقة تمكن من قياس تغيرات سطوع المجرات عند عبرور ضوئها أحد عدسات الجاذبية. فعند عبور ضوء مجرة تقع خلف مجرة بالنسبة للمشاهد فإن مسارات ضوء المجرة الخلفية تتأثر بمجال الجاذبية للمجرة الوسطية بحيث تظهر للمشاهد كما لو كانت عدة مجرات وليست مجرة واحدة. فعند تغير سطوع المجرة المصدرة للضوء فإن هذا يغير أيضا من الصور التي يحصل عليها المشاهد. ومن معرفة هذا التغير في درجة السطوع يمكن حساب المافة بيننا وبين المجرة المصدرة للضوء. وبمعرفة بعدها وكذلك مقدار الانزياح الأحمر والذي يعطي سرعة اتعاد المجرة عنا يمكن تعيين معدل تمدد الكون.
أما الطريقة الثالثة وهي قياسات مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية فهي تختص بقياس توزيع الحرارة للموجات الكهرومغناطيسية في نطاق الميكروويف. ويمثل إشعاع الخلفية الميكروني الكوني جزءا تلك الأشعة الكهرومغناطيسية، وما إشعاع الخلفية هذا إلا بواقي التوزيع الحراري بعد الانفجار العظيم مباشرة. فمسبار ويلكينسون يقيس ذلك الاختلاف الضعيف في درجة الحرارة في صفحة السماء، وهي تمثل تشتت الإشعاع الأولي بوساطة المجرات وقت نشأتها وعطينا في وقتنا الحالي صورة لما كان في الماضي.

• وتعطي نتائج تلسكوب هابل الفضائي حاليا أدق قيمة لثابت هابل المقدار:

• ومن نتائج قياسات أجراها مسبار ويلكينسون لمدة 5 سنوات نصل إلى القيمة

• ومن تحليل صور تلسكوب هابل التي أجراها باستخدام طريقة عدسات الجاذبية فهي تعطي قيمة لثابت هابل تبلغ:

حيث : Mpc تساوي مليون parsec أي لكل مليون فرسخ فلكي. (مع العلم بأن الفرسخ الفلكي يعادل مسافة 3.3 سنة ضوئية)






تضخم كوني





التضخم الكوني (بالإنجليزية: cosmic inflation) هو مرحلة زمنية قصيرة بعد الانفجار العظيم اشتد خلالها انتفاخ الكون وتضخم تضخماً كبيراً جداً، ويقترح حدوثها العلماء لكي يتفادوا عدم انكفاء الكون الناشئء على نفسه ثانيةً ويضيع إلى الفناء. فنظراً لعظمة كبر الكتلة الأولى المتكونة وعظمتها بالإضافة إلى صغر المقاييس صغراً عظيماً بين أجزائها أيضاً، فإن قوى الجاذبية -حسب معرفتنا الحالية للطبيعة- تصبح لا نهائية مما يجعل الكون الناشئ ينكفئ على نفسه في لحظة نشأته وينتهي. لهذا اقترح أحد الفيزيائيين وهو آلان غوث مرحلة قصيرة يفترض فيها حدوث تضخم كوني غير عادي أبعد الأجزاء عن بعضها البعض لفترة وجيزة تكفي للتغلب على قوة الجاذبية وتؤدي إلى نشأة الكون.
بعد تلك المرحلة القصيرة التي قد تكون قد حدثت عندما كان عمر الكون أقل من ثانية تفترض النظرية أن تمدد الكون استمر ولكن بمعدل منخفض جداً بحيث يسمح بتكون الجسيمات الأولية من بروتونات والكترونات، ثم تكون منها الهيدروجين والهيليوم . وطبقاً للخط الزمني للانفجار العظيم تكونت النجوم الأولى والمجرات من سحابات الهيدروجين والهيليوم. وبدأت المرحلة الأولى لتكون تلك التجمعات النجمية والمجرات وأشباه النجوم الضخمة نحو 380000 سنة بعد الانفجار العظيم، ثم استمر تطور تلك الأنظمة الهائلة إلى وقتنا هذا.
وقد تكون بداية التأكيد العملي لنظرية الانفجار العظيم قد بدأت مع رصد الفلكي الأمريكي هابل للمجرات ومما قام به من أرصاد للمجرات، وأوضح شيئين من نتائجه في عام 1929: أن مجرة درب التبانة التي نعيش فيها ليست المجرة الوحيدة في الكون، بل توجد مجرات كثيرة في جميع أرجاء الكون، والتيجة الثانية التي استخلصها "هابل" من قياساته أن المجرات حولنا تبتعد عنا، وأن سرعة ابتعادها عنا تزداد بزيادة بعدها عنا.


تاريخ نشأة الكون - موجات ثقالية يفترض حدوثها خلال مرحلة التضخم الكوني (اسرع من سرعة الضوء) بعد الأنفجار العظيم مباشرة .طبقا لقياسات نشرت في 17 مارس 2014 .











وصف الافتراض

طبقا لافتراضات العلماء بدأ التضخم الكوني بين 10−43 ثانية (أي خلال زمن بلانك وبذلك لحظة الانفجار العظيم نفسه) و10−35 ثانية واستمر لمدة زمنية بين 10−33 من الثانية و10−30 من الثانية بعد الانفجار العظيم.
ويصل الافتراض إلى أن الكون تضخم خلال تلك الحقبة القصيرة جداً تضخماً هائلاً يصل إلى 1026 ضعف على الأقل. وواصل الكون تمدده بحسب نموذج الانفجار العظيم كما تصفه معادلات فريدمان.
وضع الافتراض عن مرحلة التضخم الكوني الأولية العالم الفلكي آلان غوث في عام 1981، وهو لا يشكل عنصراً من عناصر النموذج الأصلي للانفجار العظيم. وكان السبب الذي استدعى ألان جوت بافتراض التضخم الكوني الأولي هو أن علم الفلك المبني على تأثيرات النظرية النسبية كان يحتاج إلى حدود دقيقة جداً بالنسبة إلى الأحداثيات الفلكية، والتي هي أيضاً في محل تساؤلات. إن افتراض التضخم الكوني يسمح بعملية فيزيائية، تنتج تفسيراً لبعض الخصائص الكونية التي نرصدها .
وبناءً عليه يفترض أن السبب في التضخم هو تغير في حالة مجال غير متجه له كمون منبسط. "مجال التضخم" هذا يوصف بأنه مجال غير متجه ويمكن وصفه بمعادلة حالة ذات ضغط سلبي. وطبقاً للنظرية النسبية العامة يؤدي ذلك إلى قوة تنافر، وبالتالي إلى تمدد الكون. ويعتبر تغير حالة المجال أثناء طور التضخم مماثلاً لتحول طوري من الدرجة الأولى (كما نعرفه في الكيمياء ولكنه في هذه الحالة تحول طوري فيزيائي). طبقاً لنظرية التوحيد العظمى تتعين الظروف الملائمة التي تؤدي إلى حدوث تحول طوري بواسطة آلية هيغز .
ويبدو أن افتراض التضخم الكوني عشوائياً من جهة، ولكن من جهة أخرى يحل عدداً لا بأس به من المعضلات الهامة في علم الفلك، بل ويحلها بطريقة متناسقة:

• إن الكون المرئي الذي نراه حالياً له نفس الخصائص ونفس البنية في جميع أجزائه. ومن جهة أخرى فهو يتكون من مناطق تتفاعل مع بعضها البعض بواسطة تبادل للقوى تتفق مع تضخم عادي ووصل إلى تلك المرحلة في وقت متأخر جداً، حيث ابتعدت عن بعضها في البدء بعد الانفجار العظيم بسرعة أعلى من سرعة الضوء. أما حقيقة أن الكون موزعاً توزيعاً متساوياً في جميع أنحائه ومتماثل وهذا ما توضحه قياسات إشعاع الخلفية الميكرويفي الكوني فهو يعتبر "مسألة أفق" ولا يستطيع تمدد عادي تفسيرها. ولكن بافتراض تضخم كوني تكون جميع الأجزاء الحالية في الكون المرئي قد تفاعلت مع بعضها البعض لفترة قبل حدوث التضخم.

• لا نجد في الكون الذي نراه اليوم أي نوع من انحناء المكان. وفي حالة تمدد عادي لكان من اللازم حدوث تناسق في منتهى الدقة بعد الانفجار العظيم مباشرة، تناسق بين كثافة المادة وطاقة الحركة لا يوجد لها تفسير. أما في حالة حدوث تضخم كوني فيكون التوزيع المنبسط للمكان الذي نراه حالياً هو نتيجة مباشرة لاتساعه العظيم، حيث أن الكون المرئي إنما يشكل مجرد جزءٍ صغير منه.

• علاوة على ذلك فإن افتراض التضخم الكوني يفسر التغيرات الطفيفة في كثافة الكون والتي نتجت منها المجرات و تجمعات المجرات فهي نتيجة لتموجات كمومية حدث في مجال التضخم. وعمل التضخم العظيم على زيادة تلك التموجات على نطاق واسع كبير لا يستطيع تمددٌ عادي أن يقوم به بطريقة مرضية.

• بعض النظريات تفترض نشأة أقطاب مغناطيسية منفردة وقت الانفجار العظيم، ولكن لم تثبت القياسات التي نجريها وجود تلك الأقطاب المغناطيسية المنفردة. ولكن بافتراض التضخم الكوني لكانت كثافة الجسيمات لتلك الأقطاب قد انخفضت سريعاً إلى حد بحيث يصبح احتمال وجود تلك الأقطاب في الكون المرئي صغير جداً، وهذا ما يتوافق مع النتائج التجريبية.

ديناميكية المجال

من أجل تفسير ديناميكية التضخم (حركيته) يفترض وجود مجال كمومي غير متجه يكون موزعاً توزيعاً متساوياً وله كثافة طاقة معينة. فإذا تغير المجال ببطء كاف ( في اتجاه انخفاض لكثافة الطاقة) فيكون له ضغط سالب ويسلك مسلك الثابت الكوني، أي يؤدي إلى تضخم متسارع للكون. ويتبع التضخم دالة أسية عندما تكون كثافة الطاقة للحقل الكمومي هي الغالبة في الكون. ولا يوجد حالياً أي دليل على هذا المجال الكمومي. والاشارة إلى مجال كمومي ليكون سبباً في حدوث التضخم إنما هو تضخم لجسيمات وسطية (تعمل كحامل للقوي بين الجسيمات الأولية) وتسمى بوزونات عيارية.
ويمكن للمستوى القاعي لطاقة مجال التضخم أن يختلف عن الصفر، ولكن هذا ليس شرطاً. فهذا يعتمد على أحداثيات كثافة كمون الطاقة للمجال. فيعتبر أن مجال التضخم كان في حالة أعلى للطاقة قبل مرحلة التمدد ثم أدت تموجات كمومية عشوائية إلى تحول طوري بحيث أصدر التضخم كمون طاقته في شكل مادة وإشعاع عندما انتقل إلى حالة منخفضة للطاقة. فأنتجت تلك العملية قوة تنافر عملت على تسريع تمدد الكون.
ويمكن تمثيل نموذج بسيط لحقل التضخم بالكمون الفيزيائي:
حيث يكون الاعتماد على درجة الحرارة T متعلقاً بالتآثر مع التموجات الحرارية للجسيمات الأخرى والمجالات الموجودة في الكون. فعند درجة حرارة عالية يكون هذا الكمون أقل ما يمكن ومنفرداً. وعندما تنخفض درجة الحرارة بسبب تمدد الكون إلى درجة حرارة حرجة ، حينئذ تظهر حالة ثانية منخفضة محلية لدالة الكمون عند . ويكون للكمون عند تلك الحالة المنخفضة الثانية قيمة أعلى من الحالة المنخفضة العامة ، التي يوجد فيها المجال. وعندما تصل درجة الحرارة إلى درجة حرجة ثانية وتنخفض عنها، فيصل الكمون في الحالة القاعية الثانوية إلى قيمة منخفضة أقل من القيمة المنخفضة الأولية. وتسمى الحالة القاعية العامة لدالة الكمون بأنها الفراغ الحقيقي وتسمى الحالة القاعية المحلية الفراغ الزائف.
ولكي ينتقل المجال من حالة الفراغ الزائف إلى حالة الفراغ الحقيقي فلا بد له من اجتياز حاجز للطاقة أو يتخلله عن طريق نفق كمومي. ونظراً لأن كثافة الطاقة في الكون المتمدد لا تتغير في حالة الفراغ الزائف فلا بد من أن يكون الفراغ الزائف سالباً ويؤدي طبقا لـمعادلات فريدمان إلى تمدد أسي، هذا مع اعتبار أن عملية اختراق النفق الكمومي تتم ببطء مناسب.




نشأة من العدم؟

إن نظرية التضخم الكوني هي نظرية تحاول أيضاً وصف أحداث قبل الانفجار العظيم. فإن التضخم العظيم المفترض يمكن من الوجهة النظرية أن الكون كله قد يكون قد نشأ من كتلة متناهية في الصغر والأبعاد ولكنها تحتاج إلى كثافة عالية جداً بسبب حالة الفراغ الزائف المفترض. إن هذا الافتراض تخميني إلى حد بعيد ولكنه ربما يعطي تفسيراً لما نعهده اليوم من قوانين فيزيائية متناسقة على الرغم من كون نظرية الفراغ الزائف حتى الآن ليست مفهومة تماماً.
كما توجد نظريات أخرى تتعلق بالنشأة من العدم، ومنها ما يستخدم "تموج الفراغ" التي يقترحها تيرون أو يفترض "عمليات أنفاق كمومية" مثلما يقترح فيلينكين Vilenkin.




نظرة إلى المستقبل

يمثل افتراض التضخم الكوني أحد فروع البحث التي يناقش فيها عدد كبير من النماذج. وعلى الأخص دراسة طبيعة الجسيمات والحقول، تلك التي تبحث في طبيعة ما أدى إلى حالة الفراغ المفترض، وهي مسائل لا تزال غامضة.
وإذا كانت عملية تضخم قد حدثت بالفعل عند بدء الكون فلا بد من أن تجيب على ذلك المشاهدة العملية، وهذا هو الآن تحت البحث. وتتفق حالياً الاختلافات البسيطة في درجة الحرارة التي يأتي بها إشعاع الخلفية الميكرويفي الكوني بواسطة مسبار الفضاء الأمريكي WMAP مع افتراض حدوث التضخم، ولكنها لا تأتي بالحكم القاسم.
وتبين مشاهدات ورصد لمستعرات عظمى أجريت حديثا أن الكون في حالة تمدد متسارع، ويُرجع ذلك إلى وجود مادة مظلمة لها ضغط سالب، تشابه ميكانيكيته الفيزيائية للتضخم الكوني في بدء نشأة الكون. ولكن يختلف العلماء عما إذا كانت القياسات الحالية تعبر فعلياً عن تمدد متسارع للكون. ورغما عن تعقيدات تلك النظرية يؤيدها معظم علماء العالم، لأنها الوحيدة التي تقدم افتراضاً منطقياً أولياً.






أقوال

"بحسب نظرية التضخم الكوني إن مئات البلايين من المجرات التي ترصع السماء كالماس المتألق ليست سوى ميكانيكا كم كتبت رموزها العريضة على صفحة السماء. وإن تلك المعرفة بالنسبة لي هي المعجزة الكبرى لعصر العلم الحديث ." براين غرين










بنية الكون من منظار واسع


يهتم العلماء بمعرفة بنية الكون من منظار واسع عن طريق مشاهدة توزيع المادة ومن ضمنها النجوم والمجرات في الكون ودراسة الضوء المنبعث منها سواء كان ضوءا مرئيا أو أشعة سينية أو أشعة جاما وغيرها. كما يهتم العلماء بدراسة توزيع الهيدروجين في الكون عبر أبعاد كبيرة تقدر بمليارات السنوات الضوئية وذلك بقياس موجته الكهرومغناكيسية البالغ طول موجتها 21 سنتيمتر . ويبدو من توزيع المجرات والنجوم أنها تكون تجمعات ، وتنضم تلك التجمعات إلى تجمعات أكبر وكما يبدو أن التجمعات منفصلة عن بعضها البعض وتوجد بينها فراغات عائلة تقاس بمئات السنوات الضوئية وتلك الفراغات تكاد تكون خالية من المادة . وتتصل المجموعات بعضها البعض بفتيلات كونية Galaxy filament من المادة . وعند النظر إلى تكوين الكون على مستوى أكبر من ذلك بإته يبدو متجانسا تنتشر فيه المادة انتشارا متساويا.




تجمعات وفراغات





يبدو أن البنية الكونية تبدا بالنجوم التي تتجمع في مجرات ، وتتجمع تلك المجرات في مجموعات منها ، والي بدورها تتجمع بدورها في تجمعات أعظم وتفصلها فراغات مهولة . وكان الاعتقاد قبل عام 1989 أو تجمعات المجرات هي أكبر بناية في الكون وأنها موزعة توزيعا متساويا. إلا أن الدراسة التالية المسماة ريدشيفت redshift survey أطهر وجود ما يسمى بالجدار العظيم . وهي مجموعة مسكحة من تجمعات المجرات يبلغ طولها 500 مليون سنة ضوئية وعرضها نحو 200 مليون سنة ضوئية . ولكن سمكها لا يزيد عن 15 مليون سنة ضوئية . ولم يكن في استطاعة الإنسان رؤية هذا الجدار العظيم من قبل لأنه يستلزم مسحا بالتلسكوبات في ثلاثة أبعاد . وفي أبريل عام 2003 بين المسح أكتشاف جدار عظيم آخر سمي Sloan Great Wall.






التجمعات العظمى للمجرات حول مجرتنا وأبعادها(خريطة)

تخليق نووي



طبقا لنظرية الانفجار العظيم حدث تخليق نووي Nucleosynthesis في الانفجار العظيم خلال الثلاثة دقائق الأولى حيث تولد الهيدروجين-1 و الديوتيريوم-2 و الهيليوم-4 من البروتونات و النيوترونات التي هي بدورها مكونة من كواركات و جلوونات . كما توجد آثار بسيطة من الليثيوم و البيريليوم تكونت أيضا خلال الانفجار العظيم .

• أما ما نجده في الطبيعة من عناصر أثقل من الهيليوم ، مثل الكربون و النحاس و الحديد ، فقد تكونت معظمها في النجوم التي هي أفران لصنع تلك المواد عن طريق الاندماج النووي ، والتفاعلات النووية التي تؤدي إلى توليد تلك العناصر في أفران النجوم هو موضوع أخر .

• وهناك العناصر الأثقل من الحديد ، وهذه تم اندماجها وتكوينها أثناء انفجار النجوم عند انتهاء عمرها بحدوث سوبرنوفا .

3 دقائق بعد الانفجار العظيم

نجد في الكون ذرة ديوتريوم واحدة من بين 100.000 ذرة هيدروجين. ورغم أن تلك النسبة ضعيفة جدا إلا أن الديوتريوم يشكل بترتيبه السابع بين جميع العناصر الموجودة في الكون واحد من العناصر (الكثيرة). و نواة ذرة الديوتريوم تربطها روابط ضعيفة نسبيا ، وهي تحتوي على 1 بروتون و 1 نيوترون 2H) ، ويسمى الديوتريوم أيضا الهيدروجين الثقيل . وهو يتحلل في أفران النجوم ذات حرارة تبلغ عشرات الملايين من الدرجات ويتحول إلى عناصر أخرى ثقيلة. نشأ هذا العنصر أثناء الانفجار العظيم في درجة حرارة عالية ، وسمح له الانتفاخ السريع الذي حدث خلال 100 ثانية الأولى بانخفاض درجة الحرارة بحيث احتفظ الديوتيوم بكميته .
وتبلغ كمية الهيليوم-4 في الكون بين 23 % و 30 % ، بجانب نحو 70 % هيدروجين. كما تنتج أفران النجوم عنصر الهيليوم بواسطة الاندماج النووي للهيدروجين ، إلا أن الهيليوم المتكون بهذه الطريقة يظل حبيسا في النجم ، ولا يستطيع تفسير تلك الكمية الهائلة الموجودة في الكون من هذا العنصر .
ونجد الهيليوم بنسبة بين 23 % و 30 % في أجواء المجرات بصرف النظر عن اختلاف أنواعها ، ولا يوجد ما يفسر وجود الهيليوم هو الآخر بنسبته هذه إلا أن يكون قد خُلّق أثناء الانفجار العظيم .
ويعرف العلماء تفاعلا نوويا وهو التشتيت spallation ، وفيه تصطدم أشعة جاما ذات الطاقة العالية جدا بأنوية ذرات مثل الكربون والنيتروجين والأكسجين وتشتت مافيها من بروتونات و نيوترونات ولا يتبقى سوي أنوية خفيفة مثل الليثيوم 6Li, 7Li > , والبريليوم sup>9Be> ، والبورون sup>10B ، 11B > كما ينتج الهيليوم والهيدروجين خلال هذه التفاعلات ، ولكن كميات تلك العناصر الناتجة قليلة جدا ولهذا فتفاعل التشتت هو الآخر لايستطيع تفسير النسب الموجودة في الكون من الهيدروجين والهيليوم والديوتريوم وتواجدها منذ الدقائق الأولي للانفجار العظيم بهذه النسب . ومن المهم بخصوص الليثيوم و البريليوم و البورون ، انها لا تُنتج في النجوم وتبقى إذ سرعان أن تُستهلك خلال الاندماج النووي وتدخل في تكوين العناصر الثقيلة فيها .
وبفضل معرفتنا للتفاعلات النووية التي تحدث في النجوم بالإضافة إلى التخليق النووي الذي حدث خلال الانفجار العظيم يمكننا فهم نسب جميع العناصر الموجودة في الكون .







توالي التخليق

يبدأ التخليق النووي عندما تنخفض درجة حرارة الانفجار العظيم إلى درجة 109 كلفن ، ومن المفترض أن يكون ذلك بعد الدقيقة الأولى من الانفجار .
قبل ذلك خلال الدقيقة الأولى كانت درجة الحرارة 1010 كلفن ، وكانت الفوتونات و النيوترنوات ونقيض النيوترنوات و الباريونات و النيوترونات و البروتونات ، وكذلك الإلكترونات و البوزيترونات في حالة توازن تبعا للتفاعلات :

• 
• 
• 

وكانت النسبة بين عدد البروتونات والنيوترونات مطابقة ل توزيع ماكسويل-بولتزمان ، أي أن:

• 

وانفصلت النيوترينوات عند درجة حرارة 1010 كلفن . وكذلك اختفى نقيض النيوترينوات واختل التوازن . وباختلال التوازن أصبحت النسبة بين عدد البروتونات إلى عدد النيوترونات np/nn تساوي 6 (أي نيوترون واحد لكل 6 بروتونات ) . ثم تغيرت تلك النسبة بالتحلل بيتا للنيوترون حيث يصدر إلكترونا (β-) و يصبح بروتونا
و يتحلل النيوترون بعمر النصف مقداره 889,1 ثانية .فتحسنت بذلك النسبة بين البروتونات والنيوترونات .
وعند درجة حرارة 109 كلفن بسبب تمدد واتساع الكون النشأ السريع ، بدأت تتكون أنوية الديوتريوم طبقا للتفاعل : () وكان بعض منها يتحلل ثانيا بفعل الفوتونات ذات الطاقة العالية .
ولم تستقر تلك الأنوية إلا عند انخفاض درجة الحرارة إلى 109 كلفن . وأصبحت النسبة بين البروتونات والنيوترونات np/nn ≈ 7 وبدأ تخليق الأنوية الخفيفة طبقا للتفاعلات النووية الآتية:
(γ : فوتون جاما )


بعد مرور زمن يقدر ب 1000 ثانية وبسبب مرحلة الانتفاخ السريع للكون ، انخفضت درجة الحرارة وكذلك انخفضت الكثافة إلى درجة ضعيفة بحيث لا تسمح باستمرار الاندماج النووي لتوليد عناصر خفيفة أخرى وانتهى التخليق .

• يحدث فيما بعد ، بعد زيادة حجم الكون وانخفاض درجة حرارته بعد مرور نحوا من 380.000 سنة بعد الانفجار العظيم أن تتجمع جزء من المادة المخلقّة سابقا مكونة مجرات و نجوم ويبدأ الكون يتخذ شكلا بنائيا . في هذا الوقت تبدأ النجوم الأولى في تصنيع العناصر الثقيلة من الهيدروجين والهيليوم بواسطة تفاعلات الاندماج النووي .

كون منظور



الكون المشاهد أو المرصود هو الكون الذي نستطيع مشاهدته اليوم من الأرض من مجرات ومادة عن طريق ما يصل إلينا من ضوء أو إشارات صادرة من مرحلة الانتفاخ الكوني التي حدثت بعد الانفجار العظيم.



صورة عميقة جدا بالتلسكوب هابل Hubble Ultra Deep Field لبقعة صغيرة جدا للكون المشاهد في اتجاة مجموعة فورناكس Fornax. ويبدو فيها الضوء الصادر من أقدم المجرات منذ 13 مليار سنة ذو أكبر انزياح أحمر.


وباعتبار أن المادة في الكون موزعة توزيعا متساويا فإننا نستطيع المشاهدة لأبعاد متساوية حولنا كما لو كان الكون على شكل كرة. وقد يختلف الشكل الحقيقي للكون عن الشكل الكري. إلا أن ما نستطيع رؤيته من ضوء أو أشارات أخرى إنما هي آتية إلينا من مصادر بعيدة من جميع الاتجاهات. وكذلك هو الأمر بالنسبة لأي نقطة مشاهدة في بقعة أخرى من الكون فهي تراه كرويا.
وفي الواقع فإننا نستطيع مشاهدة تكوينات قد تكون بعيدة عنا بعد إشعاع الخلفية الميكروني الكوني ولكن قبله كان الكون معتما. وربما استطعنا في المستقبل مشاهدة الخلفية النيوترنوية والتي سبقت ظهور الخلفية الميكرونية الكونية أو ما هو أبعد من ذلك مثل موجات الجاذبية. ويمكن أحيانا التفريق بين الكون المرئي والذي يشمل ضوء صادر وتعدد انكساره، وبين الكون المشاهد والذي يشمل أشارات تصل إلينا منذ بدء الانفجار العظيم أو نهاية مرحلة التوسع الكوني كما نفهمها حاليا في علم الفلك. فيعتبر نصف قطر الكون المشاهد أكبر 2% من الكون المرئي.






الكون والكون المرصود

قد تكون بعض الأجرام في الكون بعيدة جداً بحيث لم يتسن للضوء الصادر منها -بعد الإنفجار العظيم- وقتاً كافياً للوصول إلى الأرض بَعد فيكون هذا القسم من الكون خارج نطاق الكون المرصود. سيتسنى لنا في المستقبل رؤية بعضاً من المناطق التي لا نستطيع رؤيتها حالياً حالما يصل هذا الضوء إلى الأرض, بيد أن الأجزاء البعيدة عنّا من الكون تبتعد بسرعة تفوق سرعة الضوء طبقاً لـقانون هابل (تمنع النسبية الخاصة ابتعاد الأجرام المتجاورة في منطقة محلية واحدة في الكون من الابتعاد عن بعضها البعض بسرعة تفوق سرعة الضوء, لكن لايوجد أية قيود كهذه بالنسبة لمجموعات الأجرام البعيدة عن بعضها البعض حيث يستمر الفراغ بينهما بالازدياد. شاهد استخدامات المسافة المسايرة للاطلاع على المناقشة), ومعدل التوسع هذا في ازديادٍ مستمر بفعل الطاقة المُظلمة. ولو افترضنا أن الطاقة المظلمة ستبقى ثابتة (أي ثابت كوني لامتغير) بحيث يظل معدل توسع الكون في ازديادٍ مستمر سيكون هنالك "محدودية في الرؤية المستقبلية" بعد أن يستحيل للأجرام السماوية الدخول في مجال رؤيتنا خلال المستقبل اللانهائي نظراً لاستحالة وصول الضوء الصادر منها إلينا. (بمعنىً أدق قد تكون هنالك حالات تصلنا بها -في نهاية المطاف- إشارة قد أصدرتها إحدى المجرات التي تبتعد عنّا بسرعة تفوق سرعة الضوء قليلاً وذلك يعود إلى انخفاض عامل هابل المتغير مع مرور الزمن. تقدر محدودية الرؤية المستقبلية بمسافة -متغيرة بطريقة مترابطة- بـ19 مليار فرسخ نجمي (ما يعادل 62 مليون سنة ضوئية) وذلك إن افترضنا أن الكون سيظل يتمدد إلى الأبد. مما يعني بأن عدد المجرات التي سيكون في وسعنا مشاهدتها نظرياً في المستقبل اللانهائي (بغض النظر عن أولئك اللاتي من المستحيل رؤيتها عملياً بسبب ظاهرة "الانزياح الأحمر". كما سيتم مناقشته في الفقرة التالية) أكبر من عدد المجرات التي يمكن رؤيتها حالياً بمعامل قدره 2.36




تصوّر نفذه فنان لمقياس لوغاريتمي يمثل الكون المرصود ويظهر في مركزه النظام الشمسي والكواكب الداخلية والخارجية وحزام كايبر وسحابة أورت ورجل القنطور وذراع حامل رأس الغول ومجرة درب التبانة ومجرة المرأة المسلسلة ثم المجرات القريبة ثم الشبكة الكونية ثم الإشعاع الكوني الميكروي ثم البلازما غير المرئية للإنفجار العظيم على حافة الكون.



على الرغم من أن المزيد من المجرات ستكون مرئية في المستقبل إلا أن عدداً متزايداً منها سيتأثر بظاهرة الانزياح الأحمر حتى أنها ستتلاشى تدريجياً وتصبح غير مرئية, وذلك نظراً لتوسع الكون المستمر. وفي حال تَلَقِّينا لإشاراتٍ قد صدرت من مجرةٍ ما في الماضي فستقع -عند مسافةٍ (متغيرة بطريقة مترابطة) معينة- في مجال "الكون المرصود" (كإشارةٍ أرسلتها مجرةٌ ما بعد 500 مليون سنة فقط من "الانفجار العظيم"). لكن قد يأتي زمنٌ -في المستقبل اللامتناهي- لا تصلنا فيه أية أشارة من ذات المجرة بسبب توسع الكون المستمر (على سبيل المثال لن نرى كيف كان شكل هذه المجرة بعد 10 مليارات من "الانفجار العظيم") حتى وإن بقيت في المسافة -المتغيرة بطريقة مترابطة- عينها ("المسافة المتغيرة بطريقة مترابطة" هي المسافة الثابتة مع الزمن, على عكس "المسافة الصحيحة" وهي السرعة الراكدة بفضل توسع الفضاء) وهي أقل من نصف قطر الكون المرئي -المتغير بطريقة مترابطة-. وبمقدورنا استخدام هذه الحقيقة العلمية لتعريف أحد أنواع أفق الحدث الذي يتغير بُعده عنّا مع مرور الزمن. فعلى سبيل المثال تقدّر المسافة بيننا وبين هذا الأفق بحوالي 16 مليار سنة ضوئية, مما يعني بأنه يمكن لإشارةٍ صادرة من حدثٍ في الكون -وقع في الزمن الحاضر- أن تصل إلينا يوماً ما في المستقبل بشرط أن لا يبعد عنّا ذلك الحدث أكثر من 16 مليار سنة ضوئية, أما إن كان يبعد عنّا أكثر من تلك المسافة فيستحيل وصولها. تستخدم كِلا المقالات البحثيّة العامّة والمتخصصة في علم الكون مصطلح "الكون" للإشارة إلى "الكون المرصود". ويُعزى ذلك إلى عجزنا عن معرفة أية أمر يتعلق بالمناطق المنفصلة -سببياً- من الكون عنّا من خلال التجارب المباشرة, على الرغم من أن العديد من النظريات الموثوقة تفترض وجود كون كُلّي أكبر بكثير من الكون المرصود.. لا يوجد دليل يشير إلى أن حدود الكون المرصود هي حدود الكون بأكمله, ولا يوجد أصلاً أية نماذج كونية سائدة تقترح وجود حدود فيزيائية للكون, وإن كانت بعضها تقترح إمكانية محدوديته لكن بلا حدودٍ -محسوسة-, أي تماماً كسطحٍ ثنائي الأبعاد لمجسمٍ كروي, فهو محدود في المكان لكن بلا أية حدود. من المعقول جداً أنّ تمثل المجرات ضمن كوننا المرصود جزءاً ضئيلاً من المجرات الموجودة في الكون بأكمله. فوِفقاً لنظرية "التضخم الكوني" ومؤسسها آلان غوث "" , لو افترضنا بأن التضخم الكوني قد بدأ بعد 10−37 ثوانٍ من "الانفجار العظيم" و -بحسب الفرضية المعقولة- بأن حجم الكون حالياً كان يساوي تقريباً سرعة الضوء × عمر الكون, فذلك يعني بأن حجم الكون الكلّي حالياً لايقل عن 3*1023 أضعاف حجم الكون المرصود.[12] وهنالك تقديرات أقل تُدلي بأن حجم الكون بأكمله يتجاوز حجم الكون المرصود بـ 250 ضعفاً.[13] ولو كان حجم الكون بأكمله يساوي على أقل تقدير 250 ضعف حجم الكون المرصود فسيتجاوز قطره 176 مليار فرسخ نجمي (أي ما يعادل 575 مليار سنة ضوئية). ومادام الكون محدوداً لكن بلا أية حدودٍ محسوسة فمن المحتمل أيضاً أن يكون الكون الفعلي أصغر حجماً من الكون المرصود. وفي هذه الحالة قد تكون في الحقيقة المجرات التي نعدها شديدة البعد صور مستنسخة لمجراتٍ قريبة قد شكلها الضوء المسافر في الكون. من الصعب اختبار هذه النظرية تجريبياً وذلك يُعزى إلى إظهار الصور المختلفة لمجرةٍ بعينها حقباً مختلفة من تاريخها وتبدو المجرة في نهاية المطاف مختلفة تماماً. يطالب بيليويز وغيره بوضع حدٍ أدنى بمسافة 27,9 مليار فرسخ نجمي (أي ما يعادل 91 مليار سنة ضوئية) على قطر "سطح التشتت" الآنف (وبما أنه حداً أدنىً, فتترك الدراسة المجال مفتوحاً لاحتمالية أن يكون الكون الكُلّي أكبر من ذلك بكثير -بل لا نهائي-). وتستند هذه القيمة على تحليل الدائرة المطابقة لبيانات مسبار ويلينكسون لتباين الأشعة الكونية على مدى 7 سنوات. وقد حصل جدل على هذه الطريقة.







حجم الكون

تقدر المسافة -المتغيرة بطريقة مترابطة- من كوكب الأرض إلى حافة الكون المرصود بحوالي 14 مليار فرسخ نجمي (وذلك يعادل 46 مليار سنة ضوئية أو 4.3×1026 متر) في أي اتجاه. ولذا فإن الكون هو عبارة عن طبقة قطرها حوالي 29 مليار فرسخ نجمي (أي ما يعادل 93 مليار سنة ضوئية أو 8.8 × 1026 م). ويتطابق هذا الحجم مع الحجم _المتغير بطريقة مترابطة- الذي يقدر بحوالي 1.3 × 104 مليار فرسخ نجمي3 (4.1 × 105 مليار فرسخ نجمي3 أو 3.5 × 1080 م3) وذلك لو افترضنا أن شكل الكون مسطح تقريباً. تمثل الأرقام المذكورة أعلاه المسافة في الوقت الحالي (في الزمن الكوني) وليس في الوقت الذي انبعث فيه الضوء. فعلى سبيل المثال لقد انبعث الإشعاع الطبيعي, أو مايسمى بإشعاع الخلفية الكونية الميكروي, الذي نراه الآن, في زمن انفصال الفوتون والذي قُدِّر وقت حدوثه بحوالي 380,000 سنة بعد الإنفجار العظيم الذي حدث قبل 13.8 مليار سنة مضت. وقد انبعث هذا الإشعاع من مادة تكثف معظمها إلى مجرات في الوقت الحالي, وتقدر المسافة بيننا وبين هذه المجرات 49 مليار سنة ضوئية. ولتقدير المسافة بيننا وبين تلك المادة في الزمن الذي انبعث فيه الضوء منها يجدر بالذكر أولاً أنه إذا كنا نتلقّى في الزمن الحاضر ضوءاً ذو الانزياح الأحمر Z فعامل التحجيم -في الوقت الذي انبعث فيه الضوء في الأصل- يتمثل في المعادلة التالية, وذلك وفقاً لإحداثيات فريدمان-ليمايتر-روبرتسون-ووكر التي استُخدِمت لتصميم نموذج الكون الآخذ في التوسّع.

تُظهر نتائج مسبار ويلكينسون لتباين الأشعة الكونية لمدة 9 سنوات أن الانزياح الأحمر لانفصال الفوتون هوz=1091.64 ± 0.47 مما يعني أن عامل التحجيم في الزمن الذي انفصل في الفوتون يقدر بـ 1⁄1092.64. إذاً لو كانت المادة التي قد بعثت فوتونات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي على مسافة حالية تقدر بـ 46 مليار سنة ضوئية فالمسافة يمكن أن تكون حوالي 42 مليون سنة ضوئية فقط في وقت الانفصال الذي انبعثت فيه الفوتونات في الأصل.





تصوّر ثلاثي الأبعاد للتسعة وثلاثون مليار مجرة -أو للكون المرصود ذو الثمانية وعشرون فرسخ نجمي. تمثل الحبيبات الدقيقة في هذا المقياس مجموعات تحوي أعداداً كبيرة من العناقيد المجرية الهائلة. يقع عنقود مجرات العذراء العظيم ومقر درب التبانة في المركز بيد أنه لا يمكن رؤيتهما في الصورة لصغر حجمهما.








المفاهيم الخاطئة

لقد ذكرت العديد من المصادر الثانوية تشكيلة واسعة من أرقامٍ غير صحيحة لحجم الكون المرصود. وفيما يلي بعض من هذه الأرقام أدناه مع وصفٍ موجز للأسباب المحتملة وراء هذه المفاهيم الخاطئة.
13,8 مليار سنة ضوئية يقدر عمر الكون بأنه 13.8 مليار سنة ضوئية. وفي حين شيوع المفهوم الذي يفيد أنه لا شيء سرعته تساوي أو تتخطى الضوء تنتشر فكرة خاطئة مفادها أنه لابد وأن نصف قطر الكون لا يتجاوز الـ 13.8 مليار سنة ضوئية. قد يكون هذا المنطق صحيحاً فقط في حالة واحدة وهي أن يكون تصور زمكان مينكوفيسكي الثابت المسطح بموجب النسبية الخاصة صحيحاً. لكن الزمكان (الزمان والوقت) في الكون الواقعي منحني بطريقة متوافقة مع توسع الكون كما أثبت قانون هابل. ولايوجد دليل مادي مباشر على صحة المسافات المتوصل إليها عن طريق ضرب سرعة الضوء في الفاصل الزمني الكوني.

15,8 مليار سنة ضوئية
تم التوصل إلى هذا الرقم أيضاً بنفس الطريقة التي استخدمت للتوصل إلى الرقم 13,8 مليار سنة ضوئية إلا أن الرقم المنسوب إلى عمر الكون والذي نُشِر في الصحف الشعبية في منتصف عام 2006 غير صحيح. اطلع على المرجع التالي في نهاية هذه المقالة للاطلاع على تحليل هذه النظرية والمستندات الداعمة لها.

27,6 مليار سنة ضوئية
تم حساب هذا القطر باستخدام رقم (غير صحيح) لنصف قطر الكون وهو 13.8 مليار سنة ضوئية.
78 مليار سنة ضوئية
في عام 2006 توصل العالم كورنيش وعلماء آخرون إلى هذا الرقم كحد أدنى ليمثل قطر الكون بأكمله (وليس فقط المرصود منه) وذلك لو سلّمنا بمحدودية الكون في حجمه نظراً لطوبولوجيته (بنيته الهندسية) المعقدة وبهذا الحد الأدنى المستند على المسافة الحالية المقدرة بين النقاط التي يمكننا رؤيتها على جانبين متقابلين من إشعاع الخلفية الكونية الميكروي لو كان الكون بأكمله أصغر حجماً من هذه الطبقة فسيكون قد تسنى للضوء الإبحار فيه منذ حدوث الانفجار العظيم منتجاً صوراً عديدة لجهات بعيدة في "إشعاع الخلفية الكونية الميكروي" وتظهر على شكل أنماط من الدوائر المتكررة. لقد بحث كورنيش وآخرون عن مثل هذا التأثير على مستويات تصل إلى 24 مليار فرسخ نجمي (يعادل ذلك 78 جيجا سنة ضوئية أو 7.4×1026 م) لكنهم أخفقوا في العثور عليه, فاقترحوا أنه لو كان بإمكانهم توسيع نطاق البحث لكي يشمل جميع الاتجاهات المحتملة فعندئذٍ " سيكون بوسعهم استبعاد احتمالية عيشنا في كونٍ يصغر قطره عن 24 مليار فرسخ نجمي. خمّن العلماء أيضاً أننا سنتمكن من البحث عن دوائر أصغر, بالإضافة إلى توسيع الحدود حتى ~28 مليار فرسخ نجمي, باستخدام خرائط منخفضة الضوضاء وعالية الدقة لـ"الإشعاع الكوني الميكروي" (من مسبار ويلكينسون لتباين الأشعة الكونية في مهمته الممتدة, ومن مرصد بلانك الفضائي). يتطابق هذا التخمين للحد الأدنى -كحد أقصى- ,والذي يمكن اعتماده في الرصد المستقبلي, مع دائرة نصف قطرها 14 مليار فرسخ نجمي أو حوالي 46 مليار سنة ضوئية, ويقارب ذلك الرقم الذي يمثل نصف قطر الكون المرصود (المحدد بواسطة طبقة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي) الوارد في الجزء الافتتاحي لهذه المقالة. وهو مطبوع خاص قد أصدره العلماء عينهم (كورنيش والآخرون) قدم الحد الأدنى الحالي بقطر يبلغ 98.5% من قطر "طبقة إشعاع الخلفية الكونية الميكروي أو ما يقارب 26 مليار فرسخ نجمي.

156 مليار سنة ضوئية
تم التوصل إلى هذا الرقم من خلال مضاعفة الـ 78 مليار سنة ضوئية, بافتراض أنها تمثل قطر الكون. بما أن قطر الكون هو 78 مليار سنة ضوئية (قد ورد في البحث الأصلي لـكورنيش وآخرون أنه "بتوسيع نطاق البحث لكي يشمل جميع الاتجاهات المحتملة عندها سيكون بوسعنا استبعاد احتمالية عيشنا في كونٍ يصغر قطره عن 24 مليار فرسخ نجمي " وتعادل 78 مليار سنة ضوئية). إن هذا الرقم المُضاعف والذي ذُكِر على نطاق واسع غير صحيح لقد تم التنويه على هذا الخطأ في بيان صحفي عُقِد في جامعة ولاية مونتانا - مدينة بوزمان حيث يعمل عالم الفيزياء الفلكي كورنيش وذلك أثناء مناقشة قصة وردت في مجلة ديسكوفر قائلين: "لقد ذكرت مجلة ديسكوفر على نحوٍ خاطئ أن حجم الكون هو 156 مليار سنة ضوئية, باعتقادهم أن الـ 78 مليار سنة ضوئية تمثل قطر الكون بدلاً من نصف قطره".

156 مليار سنة ضوئية
لقد ترافق هذا التقدير مع تقدير عمر الكون وهو 15.8 مليار سنة كما ذُكِر في بعض المصادر, وقد تم التوصل إليه من خلال إضافة 15% إلى الرقم 156 مليار سنة ضوئية.
180 مليار سنة ضوئية
لقد ترافق هذا التقدير مع تقدير عمر الكون وهو 15.8 مليار سنة كما ذُكِر في بعض المصادر, وقد تم التوصل إليه من خلال إضافة 15% إلى الرقم 156 مليار سنة ضوئية.







يتبع

[ST0P_IM_T0P]

انزياح أحمر





تحرك مصدر ضوئي بالنسبة للمشاهد.


الإنزياح نحو الأحمر هي ظاهرة زيادة طول الموجة الكهرومغناطيسية القادمة إلينا من أحد الأجرام السماوية نتيجة سرعة ابتعاده عنا، وهي تشبه ظاهرة دوبلر، وتعتبر ظاهرة هامة في علم الفلك، ومثال على ذلك : لو أن نجماً يتزايد إبتعاده عن الأرض بسبب تحركه بعيداً عنا، ويكون الضوء الصادر من هذا النجم ضوءاً أصفر مثلا ً، فإن هذا الضوء نتيجة تزايد حركة إبتعاد النجم فتنزاح في اتجاه اللون الأحمر للطيف، هذه الظاهرة تحدث بسبب أن طول موجة الشعاع القادم إلينا يزداد طولها نسبيا ً بسبب حركة النجم في الإبتعاد عنا، وهذه الزيادة في طول موجة الشعاع التي تصل إلينا تجعله يظهر بلون آخر في إتجاه الطرف الأحمر من الطيف، وطبقا ل ظاهرة دوبلر فإن العكس يحدث إذا كان النجم يتحرك في إتجاه الأرض، فبسبب حركته ينضغط طول موجة شعاع الضوء القادم إلينا فتصبح قصيرة نسبيا ً مما يجعل الطيف الذي نسجله لهذا النجم منزاحاً في إتجاه اللون البنفسجي من الطيف.

• وبصفة عامة فهناك ثلاثة مسببات للإنزياح الأحمر للضوء القادم إلينا من أعماق الكون :
• 1. انزياح أحمر بسبب ظاهرة دوبلر
• 2. انزياح أحمر ينشأ عن اختلاف الجاذبية علي الأرض عن الجاذبية في النجم وهذا يتبع النظرية النسبية لأينشتاين.
• 3. انزياح أحمر بسبب تمدد الكون واستمراره في الإتساع، فجميع النجوم والمجرات تبتعد عنا.

انزياح خطوط الطيف تحت تأثير سرعة المصدر


ونظرا لبعد المسافات الفلكية، والتي تـُقاس بالسنوات الضوئية، ونحن نعرف أن الضوء يأخذ مئات السنوات حتى يقطع مئات السنوات الضوئية حتى يصل إلينا، وخلال هذه السنوات التي يتحركها الضوء إلينا يكون النجم الذي أصدر هذا الضوء قد تحرك من مكانه وأصبح في مكان آخر، أو ربما قد إنفجر النجم وتلاشي ضوؤه ولم يصل إلى الأرض بعد.

• أصبح الإنزياح الأحمر مقياسا ً لتحديد أبعاد النجوم والمجرات عنا، وأول من إستخدمه كان عالم الفلك الشهير إدوين هابل في العشرينيات، حيث كان يراقب المجرات المحيطة بنا وآخرى في أعماق الكون، ولاحظ أن المجرات القريبة منا لها إنزياح أحمر طفيف في حين أن أطياف المجرات التي تبعد عنا تـُظهر أطيافا ً تتزايد إزاحتها نحو الأحمر بتزايد بعدها عن الأرض، وكان ذلك غريباً له، لأن كان الإعتقاد السائد أن المجرات ثابتة في الكون، وكانت نتيجة بحثه مدهشة فنحن الآن نعرف منذ نشر هابل نتيجة أبحاثه عام 1929 أن المجرات تبتعد عنا وتتزايد سرعاتها بتزايد بعدها عنا، وذلك في جميع الإتجاهات التي ننظر إليها في الفضاء الكوني، وهذا يعني بما لايدع مجالاً للشك أن الكون كله في حالة إتساع مستمر.

وعن طريق الإنزياح الأحمر يستطيع علماء الفلك معرفة إتجاه دوران المجرات التي نراها من جانبها. تظهر تلك المجرات لنا مثل القرص الذي يدور حول محور عمودي علي مركزه، وننظر إليه من الجانب. فجزء المجرة الذي يدور في اتجاه الأرض يظهر لونه أزرق، وأما الطرف الآخر للمجرة الذي يدور في إتجاه يبتعد عن الأرض، نراه بلون أحمر.

• وكما عرفنا أن الإنزياح الأحمر للضوء، يشبه ظاهرة دوبلر التي تحدث للموجات الصوتية، ونلاحظ تلك الظاهرة أحياناً في حياتنا اليومية، فعندما تقترب بإتجاهك سيارة مطافئ أو إسعاف، فتسمع صفارتها بتردد أعلي عن تردد الصوت الذي تسمعه بعد أن تمر من أمامك وتبتعد عنك، وتفسير ذلك أن الموجات الصوتية القادمة اليك من السيارة المتجهه نحوك ينضغط طول موجتها وبالتالي يزداد ترددها، في حين أن طول موجات الصوتية الصادرة من السيارة المبتعدة عنك يزداد طولها الموجي، وهذا يعني أن ترددها يقل.

العلاقة بين طول الموجة والتردد

تحكم العلاقة الآتية العلاقة بين طول الموجة وتردد الموجة.
1) بالنسبة للصوت :
سرعة الصوت (في الهواء) = طول الموجة x التردد فإذا كان طول الموجة الصوتية 2 متر وسرعة الصوت في الهواء 340 متر/ثانية، كان تردد الصوت 170 هرتز.
2) بالنسبة للضوء:
سرعة الضوء = طول الموجة x التردد وتقدر سرعة الضوء في الفراغ بنحو 300.000 كيلومتر في الثانية تقريباً




شكل الكون



شكل الكون (بالإنجليزية:shape of the universe ) هو أحد موضوعات "علم الكون الفيزيائي" ويختص بدراسة عما إذا كانت مترية الكون منبسطة أو منحنية . تحاول المناقشة العلمية التوصل من كون ذو ثلاثة أبعاد (يمكن وصفه باحداثيات مسايرة ) إلى كون زمكان.
من الوجهة العملية فقد قام مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية WMAP بتسجيل الأشعة الراديوية المتبقية من الانفجار العظيم ووجدها متساوية في جميع أنحاء السماء (الفروق في شدتها لا تزيد عن 0.004 ) . تلك النتيجة جعلت ناسا تفصح بالآتي: "تحققنا الآن أن الكون منبسطا في حدود خطأ لا يزيد عن 0.4%. في نفس الوقت يتفق هذا مع شكل الكون طبقا للنظرية السائدة والتي تمثلها مترية فريدمان-لامتر-روبرتسون-ووكر بأنه منبسطا ، أي أن قياسات الخلفية الكونية الراديوية تؤيد النظرية القائلة بأن الكون منبسطا وليس منحنيا (هذا يعتمد على كمية المادة فيه).



مقدمــــة



شكل الكون يعتمد على احداثية الكثافة ، فإذا كانت احداثية كثافة المادة فيه Ω أكبر أو أقل أو مساوية 1 .
من اعلى إلى أسفل: كون كروي ، حيث Ω > 1,أو كون في شكل القطع الزائد ، إذا كانت Ω < 1, أو كون منبسط إذا كانت Ω = 1. مع ملاحظة أن التمثيل هنا ذو بعدين للتوضيح ويسهل تخيله في ثلاثة أبعاد .

• 
  

يمكن تقسيم مناقشة شكل الكون إلى جزئين:

1. الاحداثيات المحلية , ويقصد بها انحناء الكون في حيز الكون المرئي ،
2. الإحداثيات الشمولية ، وهي تنتسب إلى طبيعة الكون الشمولية ، الشيئ الذي ربما يا يكون في متناول القياسات والرصد .

فإذا كان الكون المرئي يشمل جميع الكون فيمكننا إذا من تعيين بنية الكون الشمولية بواسطة المشاهدة . إما إذا كان الكون المرئي أصغر من الكون الكلي ، فإن المشاهدة تكون محصورة في الجزء الذي نعيش فيه (المرئي) فقط ولا تنطبق عليه ككل .
يتعامل الفلكيون عادة مع جزء من الزمكان في هيئة "مكانية" تسمى احداثيات مسايرة. و جزء الزمكان الذي يمكن رؤيته فهو الذي نراه في المخروط الضوئي عن الماضي (جميع النقاط التي يمكن رؤياها في أفق الضوء الكوني الذي يصل خلال زمن معين إلى المشاهد) ، بينما ما يؤول إلى "حجم هابل " فيمكن وصفه إما بالمخروط الضوئي السابق أو الفضاء المساير حتى سطح الانعكاس الأخير. ومن أجل الكلام عن " شكل الكون (في نقطة زمنية معينة) فهو ناقص من وجهة نظر النظرية النسبية الخاصة حيث أن التزامن نسبي ولا نستطيع اعتبار نقاط مختلفة في الكون بأنها "في نفس النقطة الزمنية" ، وبالتالي لا يصح الكلام عن "شكل الكون في نقطة معينة من الزمن".




الشكل المحلي

تشير المشاهدات الفلكية الناتجة عن مشاهدة المستعرات العظمى و إشعاع الخلفية الميكرويفي الكوني إلى أن الكون المرئي متماثل في جميع أرجائه متساوي التوزيع ، ويبدو أنه في حالة تسارع.




نموذج FLRW للكون

يطبق نموذج فريدمان-لومتر-روبرتسون-وولر (إحداثيات روبرتسون-ووكر) النظرية النسبية. ويمكن التعبير عن هذا النموذج بمعادلات فريدمان ، وهي تطرح انحناءا للكون مبنيا على ديناميكا السوائل ، بمعنى أنها تعامل المادة في الكون معاملة سائل مثالي. ومع أن النجوم و بنيات الكتلة يمكن أدخالها في نموذج إف إل آر دبليو ، إلا أن نموذج إف إل آر دبليو الخالص يستخدم فقط لتمثيل الانحناء المحلي للكون المرئي.
وبافتراض آخر ، إذا أهملنا كل أشكال الطاقة المظلمة فيمكننا تعيين انحناء الكون عن طريق قياس متوسط كثافة المادة فيه ، مع افتراض أن كل المادة متوزعة بالتساوي فيه. ويؤيد هذا الافتراض المشاهدات التي تشير إلى أن الكون بصفة عامة متساوي التوزيع (على الرغم من كون توزيع المادة ليست متساوية بنسبة 100% نظرا لوجود مجرات وتجمعات مجرات فيه ، بمعنى وجود بؤر تزداد فيها المادة ) .
يعطي تساوي توزيع المادة في الكون انحناءا ثابتا . وينتج عن النظرية النسبية ونموذج FLRW أن احداثية الكثافة ( Omega (Ω تنتسب إلى انحناء الفضاء . وتمثل Ω متوسط كثافة الكون مقسومة على كثافة الطاقة الحرجة ، بمعنى الطاقة اللازمة يكون الكون ذو انحناء مقداره صفر.
إن انحناء الفضاء هو وصف رياضي عما إذا كانت هندسة فيثاغورس تنطبق على الكون في "الإحداثيات المكانية" أم لا. فإذا كانت لا تنطبق عليها فهي تقدم معادلات بديلة للتعبير عن العلاقات المحلية بين المسافات :

• إذا كان الانحناء مساويا للصفر ، تكون Ω = 1, وبالتالي تنطبق هندسة فيثاغورس على الكون ،
• وإذا كانت Ω > 1, يكون انحناء الكون سالبا ،
• وإذا كانت Ω < 1 ، يكون احناؤه موجبا .

وفي الحالتين الأخيرتين لا تنطبق هندسة فيثاغورس (ولكن الاختلافات ستشاهد فقط في مثلثات يبلغ طول ضلعها أبعادا فلكية ( مثل E+26 متر )).
إذا قمت بقياس محيط دوائر متزايدة الأقطار ، وتقوم بقسمة محيط الدائرة السابقة على محيط الدائرة الأخيرة فإن الثلاثة النماذج تعطي نفس القيمة π للمقاييس الصغيرة ، ولكن النسبة π ستختلف في حالة الدوائر الكبيرة ذات مقاييس فلكية ، ما عدا إذا كانت Ω = 1 .

• في حالة Ω > 1 (حالة كروية ،أنظر الشكل) ستكون π التي تحصل عليها أقل من π التي نعرفها ، وفي الواقع أن محيط الدوائر الكبيرة على كرة ستكون ضعف قطرها فقط،
• وفي حالة Ω < 1 ستكون النسبة أكبر من π .

تشير الأرصاد الفلكية لكثافة كلا من المادة والطاقة في الكون وفي فترات الزمكان الناتجة عن بمشاهدة أحداث المستعرات العظمى إلى أن الانحناء الفضائي قريب جدا من الصفر ، هذا مع أنهما لا يفصلان في أمر هل هو انحناء موجب أم سالب. هذا يعني أنه على الرغم من الانحناء المكاني للزمكان الذي تنادي به النظرية النسبية يعتمد على "فترات زمكان " ، فيمكن تقريب "الثلاثة أبعاد" الفضائية بواسطة الهندسة الإفليدية المعروفة.






انحناءات محلية ممكنة

توجد ثلاثة تصنيفات للانحناءات الفضاء الممكنة ذات انحناء ثابت ، ويعتمد على إشارة الانحناء . فإذا كان الانحناء مساويا للصفر تكون الهندسة المحلية مستوية ، وإذا كان موجبة الإشارة فتكون الهندسة المحلية كريوية ، وإذا كانت سالبة الإشارة فستكون الهندسة المحلية في شكل القطع الزائد.
وتمثل هندسة الكون (انحناء الكون) ينظام أحداثيات مسايرة يمكن معها إهمال تمدد الكون . فالإحداثيات المسايرة تشكل إطارا واحدا مرجعيا بحيث تكون هندسة الكون ثابتة لا يتغير في ثلاثة أبعاد مكانية.
وبافتراض أن الكون متجانس والمادة فيه موزعة توزيعا متساويا فيمكن وصف انحناء الكون المرئي - أو الهندسة المحلية - بواسطة هندسة واحدة من بين ثلاثة هندسات "بدائية ".
وتسمى هذه في الرياضيات بنماذج هندسية :

• 3-أبعاد مستوية مطابقة للهندسة الإقليدية ، ويرمزلها بالرمز E3
• 3-أبعاد هندسة كروية ذات انحناء صغير ، ويرمز لها بالرمز S3
• 3-أبعاد هنسية القطع الزائد ذات انحناء صغير.

وحتى لو كان الكون ليس مستويا تماما يكون الانحناء المحلي قريبا جدا من الصفر ، بحيث يكون نصف قطره مساويا تقريبا لأفق الرؤية في الكون المرئي أو يتعداه قليلا.






الرصــد

تعتمد احتمال قياس انحناء الفضاء عن طريق القياس المباشر على مقدار الانحناء : الانحناء الصغير للكون المرئي بحيث يكون نصف قطر الانحناء أكبر من الأفق المرئي يجعل قياسه صعبا أو مستحيلا إذا كان الانحناء في شكل القطع الزائد. وبالنسبة إلى هندسة كروية ذات انحناء صغير (بمعنى أن يكون نصف قطر الانحناء كبير) ، فهذه حالة من الممكن قياسها .
تحليل البيانات التي سجلها مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية يبين - على مستوي التشتت الأخير للموجات - أن إحداثية كثافة الكون لا تتعدى خطأ أكبر من 0.5% من القيمة التي تجعل الكون منبسطا ، بحيث تنطبق الهندسة الإقليدية عليه.






خط زمني لعلم الكون



يتفقد الخط الزمني لعلم الكون (بالإنجليزية: timeline of cosmology أو timeline of cosmological theories) تطور النظريات والمشاهدات التي أنجزها الإنسان بغرض فهمه للكون الذي نعيش فيه وبصفة خاصة منذ ألفي عام أو بعض الوقت قبل ذلك التاريخ. وقد اتبع التطور الحديث في علم الفلك المسلك العلمي في دراسة الكون الفيزيائي




التطور قبل عام 1900

• في القرن 16 قبل الميلاد بدأ تفكير البامليار في أصل الكون، حيث اعتقد أن الأرض والسماء يكونان وحدة كونية فضائية مستديرة تدور حول مكان إلاهي.

وكانوا يعتقدون في تعدد الأرض والسماء.

• وفي القرن 6 قبل الميلاد تبين خريطة بابل للعالم أن بابل على نهر الفرات وتحيطها دوائر من البلاد تبين أشور وأرمينيا وبعض مدن أخرى ويحيطها جميعا مياه مالحة بها سبعة جزر منظومة على شكل نجمة سباعية. وكان يعتقد ان الأرض تغطيها قبة مرصعة بالنجوم.

• في القرن 4 قبل الميلاد نادى أرسطو بكون تتوسطه الأرض حيث اعتبر أن الأرض ثابتة وأن الكون محدود ولكنه اعتبر أن الزمن لا حدود له.

• في القرن 3 قبل الميلاد اقترح أرستارخوس ساموس كونا تتوسطه الشمس.

• في القرن 2 قبل الميلاد اقترح بطليموس السكندري كونا تتوسطه الأرض، واعتبر أن الشمس والكواكب تدور حول الأرض.

• بين القرن 5 والقرن 11 بعد الميلاد نادى بعض الفلكيون مثل أريابهاتا وجهفر بن محمد أبو معشر البلخي وكذلك السيجي كونا تتوسطه الشمس.

• في القرن السادس بعد الميلاد نادى جون فيلوبونوس بكون نهائي في الزمن واعترض على الفكرة الإعريقية القديمة التي كانت تنادي بكون لانهائي زمنيا.

• في القرن 8 بعد الميلاد نشأت الفكرة الهندوسية في الفلك التي تصف أن الكون يمر بدورات متعددة في التطور يتخللها الفناء وعودة الميلاد. وكانت تلك الفكرة تظن أن كل دورة تستغرق نحو 3 و4 مليار سنة.

• بين القرن 9 والقرن 12 بعد الميلاد عضد كل من علماء المسلمين مثل الكندي ,و سعد بن يوسف، الغزالي فكرة نشأة الكون في الماضي، وعززوا نظريتهم بتفكير المنطقي يناهض فكرة الكون اللانهائي زمنيا، تلك الفكرة التي اتبعها عمانويل كانت

• عام 964 قام العالم المسلم عبد الرحمن بن عمر الصوفي الإيراني الأصل باجراء أول مشاهدة لمجرة المرأة المسلسلة (مجرة) ومجرة ماجلان الكبرى، وهما أول مجرات تعرف إلى جانب مجرة درب التبانة التي توجد فيها الشمس، وسجل تلك المشاهدات في كتابصور الكواكب الثمانية والأربعين.

• في القرن 12 بعد الميلاد ناقش العالم المسلم فخر الدين الرازي موضوع الكون ورفض رأي أرسطو القائل بأن الأرض تتوسط الكون وبرجوعه إلى ما جاء في القرآن الكريم في سورة الأعراف مثلا، أية 54 : "تبارك الله رب العالمين" صدق الله العظيم وغيرها، وأخذ بالتصور بأن الكون مكون من آلاف الآلاف من العوالم خارج هذا العالم.

ونادى بأن توجد فضاء خارجي لا نهائي خارج عالمنا وأنه قد توجد عوالم أخرى لا حصر لها.

• في القرن 13 قدم نصير الدين الطوسي أول دليل عملي لدوران الأرض حول محورها،
• وفي القرن 15 قدم على بن محمد سمرقندي دليل عملى على دوران الأرض حول محورها ورفض آراء أرسطو وبطليموس بأن الأرض ثابتة.

• وبين القرن 15 - والقرن 16 بعد الميلاد اقترح نيلاكانثا وتيخو براها كونا تتوسط فيه الشمس مدارات الكواكب ,ان الشمس تدور حول الأرض، وهذا النموذج يسمى "نظام تيخو".
• وفي عام 1543 قام نيقلاوس كوبرنيكوس بنشر بحثه عن توسط الشمس لجميع الكواكب وكان عنوانه De revolutionibus orbium coelestium.

• في عام 1576 قام توماس ديجيس بتعديل نظام كوبرنيكوس عن طريق إزالته للحافة الخارجية وملأها بفضاء يحوي نجوم متناثرة.

• في عام 1584 اقترح جوردانو برونو كونا لا تسوده المجموعة الشمسية أي أنها لا تتوسط الكون ونادى بأن المجموعة الشمسية ما هي إلا عبارة عن نظام من نظم النجوم.

• عام 1610 ناقش يوهانز كبلر على أساس الليالي المظلمة مفسرا عدم إمكان أن يكون الكون لانهائيا

• وفي عام 1687 قام سير إسحاق نيوتن بوصف حركة الكواكب.

• في عام 1720 وضع إدموند هالي صيغة أوليه "لتناقض أولبرز " (أنظر الصورة وانظر اسفله)

Olbers' paradox

• في عام 1744 أيد جين فيليب شيسو التصور الأولي أيضا لتناقض أولبرز.

• عام 1791 دون إراسموس داروين قصيدته الشعرية The Botanic Garden عن كون يتمدد وينكمش دوريا

• عام 1826 صاغ هاينريش فلهلم أولبرز التناقض المسمى باسمه "تناقض أولبرز". وتناقض أولبرز يسمى أيضا تناقض ظلام الليل :وهو يقول أنه لو كان الكون لانهائيا وممتلئ بالنجوم لأصبح الليل مضيئا، إذ في غياب الشمس وإذا كانت السماء ممتلئة بالنجوم لاستطعنا رؤية نجم في كل نقطة من السماء فتكون السماء مضيئة ولا مكان لليل.

• عام 1848 قدم إدجار ألان بوي أول حل سليم لتناقض أولبرز في قصيدة شعرية Eureka: A Prose Poem، وهي قصيدة تعبر عن كون يتمدد وينكمش.

1900–1949

• 1905
• 
  
• قام ألبرت أينشتاين بنشر النظرية النسبية الخاصة وهي تشير إلى الارتباط بين المكان والزمان، وأن كل منهما ليس مطلقا وإنما متحدان في الزمكان

• 1915 صاغ ألبرت أينشتاين النظرية النسبية العامة التي تبين أن توجد كثافة للطاقة تحتضن الزمكان

• 1917 يتوصل فيليم دي سيتر إلى معادلات تصف كونا ثابتا له ثابت كوني، كما تصف كونا يتمدد له ثابت كوني، ويسمى "كون دي سيتر"

• 1922 فيستو سليفر يكتشف انزياح أحمر يتواجد في أطياف السدم الإهليجية

• 1922 ألكسندر فريدمان يجد حلا لمعادلات المجال لأينشتاين تبين تمدد الكون

• 1927 جورج لامتر يناقش عملية الخلق على أساس كون يتمدد تنطبق عليه معادلات المجال لأينشتاين. وعن طريق حلوله لمعادلات أينشتاين يتوصل لعلاقة بين الانزياح نحو الأحمر وبُعد السدم الإهليجية.

• 1928 يبين هوارد روبرتسون أن الانزياح الأحمر الذي قام بقياسه فيستو سليبر بالإضافة إلى قياسات قدر سطوع المجرات تعطي علاقة بين بُعد السدم عنا ومقدار الانزياح الأحمر.

• 1929 يبين إدوين هابل عن طريق قياساته العلاقة الخطية بين الانزياح الأحمر وبعد المجرات ويثبت تمدد واتساع الكون،
• 1933 إدوارد ميلني يصيغ المبدأ الكوني

• 1934 يفسر جورج لومتري الثابت الكوني بأنه يعود إلى طاقة الفراغ لها علاقة تشبه معادلة السائل المثالي.

• 1938 باول ديراك بفترض فرض ديراك للأعداد الكبيرة، والتي تقول بأن ثابت الجاذبية قد يكون صغيرا ربما بسبب انخفاضها البطئي مع الزمن.

• 1948 رالف ألفر وهانز بيته وجورج جاموف يفحصون كل على حده تخليق العناصر في كون يتمدد ويبرد سريعا. ويقترحون أن تكوّن العناصر جاء عن طريق امتصاص النيوترونات

• 1948 هيرمان بوندي وتوماس جولد وفريد هويل يقترحون كون ثابت على أساس المبأ الكوني المثالي،
• 1948 جورج جاموف يتنبأ بوجود إشعاع الخلفية الميكروني الكوني عن طريق دراسته لخواص إشعاع كون يتمدد ناشئ.

مصير كون يتمدد



مصير كون يتمدد في علم الفلك (بالإنجليزية: Future of an expanding universe) تبين المشاهدة أن الكون يتمدد باستمرار، وعلى هذا فسوف تقل درجة حرارته بسبب زيادة اتساعه، وقد يصل إلى مرحلة يصبح فيها باردا لدرجة لا تسمح باستمرار الحياة فيه. لذلك يسمى بعض الفيزيائيون ذلك النموذج بنموذج "التجمد العظيم" Big Freeze.


WMAP صورة بالقمر الصناعي لأشعة الخلفية للكون وهي أشعة تعادل حرارتها 7و2 درجة مطلقة هي بقايا الحالة الشديدة الحرارة بعد الانفجار العظيم وقبل تكون النجوم والمجرات. المناطق الصفراء والحمراء هي مناطق ظهرت فيها تجمعات النجوم والمجرات فيما بعد.


إذا عمل الثابت الفلكي cosmological constant على تسريع تمدد الكون فسوف تتسع المسافات بين المجرات وكذلك تتسع بين تجمعات المجرات بمعدل أسرع. وسيعمل الانزياح الأحمر على استطالة موجات الفوتونات وحتى استطالة أطوال موجات أشعة جاما السالفة حتى تصل إلى موجات طويلة ذات وتضعف طاقتها. ومن المتوقع أن تنشأ نجوما جديدة لمدة 1×1012 إلى 1×1014 من السنين، ذلك لأن الغاز الأولي الذي تتكون منه النجوم سيكون قد استهلك. وعندما ينطفئ الجيل الأخير من النجوم بسبب استهلاك وقودها فسوف تكف عن اصدار ضوء.
وبحسب نظريات تفترض تحلل البروتون فسوف تحتفي بقايا النجوم أيضا، تاركة الثقوب السوداء وحدها ن ولكن تلك الأخيرة سوف تتبخر هي الأخرى عن طريق اصدارها إشعاع هوكينج., §IV. وأخيرا حينما يصل الكون إلى درجة حرارة متساوية في كل مكان، فلن يوجد شغل حركي مؤديا إلى فناء حراري للكون., §VID.











عن علم الفلك

ولا يحدد التمدد الانهائي انحناء الكون، فقد يكون كونا مفتوحا (ذو معامل انحناء سالب) أو يكون مسطحا أو مغلقا (ذو معامل انحناء موجب)، مع استمرار تواجد طاقة مظلمة فيه في حالة تواجده في حالة مغلقة وهي ستعمل على مقاومة قوى الجاذبية للمادة وأي قوى أخرى تكون من خصائصها العمل على انكماش الكون.وفي حالتي الكون المنبسط والمفتوح فإن الكون في تلك الحالتين سيستمر التمدد والاتساع حتى في حالة غياب الطاقة المظلمة.
وتستنبط مشاهدات إشعاع الخلفية الكونية التي تجريها تجربة ويلكنسون الميكرونية أن الكون منبسط ,انه توجد فيه قدرا كبيرا من الطاقة المظلمة
وفي هذه لحالة فسوف يستمر تمدد الكون مع زيادة معدل تسريعه. وتؤيد مشاهدات المستعرات العظمى البعيدة زيادة سرعة تمدد الكون. فإذا كان طبقا نموذج لامدا سي دي إم Lambda-CDM model لعلم الكون الفيزيائي أن الطاقة المظلمة هي نوع من الثابت الكوني، فقد يزداد تمدد الكون بمعدل دالة أسية طبيعية بحيث يتضاعف حجم الكون بمعدل ثابت.






تأريخ المستقبل

حتى عام 1970 انحصرت دراسة مستقبل الكون في أبحاث عالم الفلك جمال نصر الإسلام والفيزيائي فريدمان ديسون. وفي وقتنا الحاضر قام العالمان فريد أدم وجريجوري لولين بتقسيم الماضي والمستقبل للكون إلى خمسة مراحل. المرحلة الأولى منهم وتسمى العصر البدائي وهي المرحلة التي عقبت الانفجار العظيم في وقت لم تكن فيه النجوم والمجرات التي نراها قد نشأت. وفي تلك المرحلة، تكون النجوم من سحب غازية تتقلص. وبعدها تأتي مرحلة التحلل حيث تكون النجوم قد استهلكت كل ما لديه من وقود، وتصبح أجراما شديدة الكثافة مثل الأقزام البيضاء وونجوم نيوترونية ووثقب سوداء.
وفي مرحلة الثقب السوداء والأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية وأجرام أخرى أصغر منها قتختفي بسبب تحلل البروتون مخلفة وراءها ثقوبا سوداء. ثم أخيرا تأتي المرحلة المظلمة، تكون فيها الثقوب السوداء قد اختفت هي الأخرى تاركة بعدها غاز متبعثر من الفوتونات والليبتونات.
ويفترض تأريخ المستقبل والخط الزمني الموصوف أسفله استمرار تمدد الكون. فإذا بدأ الكون وقتا ما في الانكماش فقد لا تحدث بعض أحداث الخط الزمني حيث يتجه تطور الكون نحو الانهيار العظيم Big Crunch، وهو إعادة تكون الكون في مرحلة عظيمة السخونة وعظيمة الكثافة مماثلة لحالة الكون بعد الانفجار العظيم مباشرة.






تأريخ زمني

بالنسبة إلى الماضي وما يضمه من مرحلة قبل نشاة النجوم اقرأ خط زمني للانفجار العظيم :
مرحلة النجوم



مراحل تطور الانفجار الكوني، هنا الثلاثة عشر مليار سنة الأولى، مسار الزمن من اليسار إلى اليمين (انقر الصورة). ويظهر إلى اليسار بالأزرق وقت إشعاع الخلفية الميكروني الكوني وبعده بنحو 500 مليون سنة تبدأ النجوم في الظهور وتضيئ الكون.


بين مليون سنة و 100 ترليون (1014) سنة بعد الانفجار العظيم:

يقدر عمر الكون في وقتنا الحالي بنحو 7و13 مليار سنة. وتسمي تلك المرحلة مرحلة نشاة تكون النجوم Stelliferous Era. فقد تكون أول نجم نحو 155 مليون سنة بعد الانفجار العظيم. ومن ذلك الحين تنشأ النجوم عن طريق انكماش بؤرات زادت فيها كثافة غاز بارد من الهيدروجين والهيليوم. وأنتج ذلك التقلص الناتج عن قوة الجاذبية نجوما أولية ساطعة ساخنة. وبعد تقلص النجم الابتدائي بقدر مناسب تصبح درجة حرارة قلبه عالية وكافية لابتداء اندماج نووي للهيدروجين وعندئذ يبدأ عمر النجم بمعناه المعهود. , pp. 35–39.
وتستهلك النجوم الصغيرة كل ما فيها من الهيدروجين وتحوله إلى هيليوم حتى تصبح أقزاما بيضاء وهذا هو مصير نجوم النسق الأساسي.

قد تطرد نجوم ذات كتلة صغيرة أو متوسطة بعضا من مادتها فتكوّن سدما كوكبية وقد يتطور بعضها إلى قزم أبيض، في حين أن تنفجر النجوم ذات كتلة كبيرة في صورة مستعر أعظم مكونة نجما نيوترونيا أو ثقبا أسودا.
بذلك يتجمع الغاز الكوني رويدا رويدا ويتركز في نجوم تمر بمرحلة الاندماج النووي النشطة ثم تنتهي في هيئة أقزام بيضاء أو نجوم نيوترونية أو ثقوب سوداء.






تلاقي المجرة مع مجرة المرأة المسلسلة

(بعد نحو 3 مليارات من السنين من الآن وبعد 17 مليار سنة من الانفجار العظيم :)
تبعد مجرة المرأة المسلسلة (مجرة) حاليا نحو 5و2 مليون سنة ضوئية عن مجرتنا درب التبانة وتتحر المجرتات في اتجاه بعضهما بسرعة 120 كيلومتر في الثانية. وقد تتصادم تلك المجرتين وتتداخلا بعد 3 مليار سنة من الآن مكونتان مجرة جبارة تحوي التضم الإثنتين. ونظرا لأن الاتجاه التي تتحرك فيه مجرة المرأة المسلسلة غير معروف تماما فقد لا يحدث ذلك التصادم المنتظر.






تلاقي المجموعة المحلية

من 1011 (100 مليار) إلى 1012 (1 تريليون) سنةترتبط مجموعة المجرات المحلية والت من ضمنها مجرة درب التبانة ومجرة المرأة المسلسلة (مجرة) أقوى الجاذبية. ومن المتوقع أن بين 1011 (100 مليار) و 1012 (1 تريليون) سنة من الآن أن أفلاكها سوف تتضاءل وأن تجتمع المجموعة المحلية بأكملها في مجرة عظمى واحدة., §IIIA.
اختفاء المجرات خارج تجمع المجرات المحلية الكبير

بعد 2×1012 (2 تريليون) سنةباعتبار ان الطاقة المظلمة سوف تستمر في التمدد المعجل لإغنه من المنتظر أنه بعد 2×1012 (2 تريليون) سنة سيكون الانزياح نحو الأحمر قد وصل إلى حد تصل فيه طول موجة أشعة جاما الصادرة من مجرات بعيدة قد وصلت إلى أطوال طويلة لا يمكن مشاهدتها، وبالتالي فلا يمكن عندئذ رؤية تلك المجرات .








مرحلة التحلل

من 1014 (100 تريليون) إلى 1040 سنةبعد 1014 (100 تريليون) سنة من الآن سينتهي تكوّن النجوم وتتبقى الأجرام السماوية في هيئة نجوم خامدة. وتعرف تلك المرحلة بمرحلة التحلل حيث تتحلل خلالها بقايا النجوم نهائيا., § III–IV.






تكوّن النجوم يتوقف

بعد 1014 (100 تريليون) سنةيعتقد أنه بعد نحو 1014 (100 تريليون) سنة من الآن سوف يتوقف تكون نجوم جديدة. وتستهلك النجوم الصغيرة الكتلة ما لديها من وقود خلال عمر نجمي طويل. وطبقا لذلك فإن النجوم المعمرة ستكون نجوما صغيرة، تبلغ كتلتها نحو 08و0 من كتلة الشمس والتي يبلغ عمرها نحو 1013 (10 تريليون) سنة. وهذا هو العمر الذي تبلغه النجوم تقريبا. فمبجرد أن ينتهي تكون نجوم جديدة وأن يستهلك نجم من نجوم الأقزام الحمر ما بقي فيه من وقود فيتوقف الاندماج النووي ويبرد النجم ويتحول إلى قزم أبيض. وتتبقى أجرام تبلغ كتلتها كتلة الكواكب الكبيرة وتصبح أقزاما بنية، تبلغ كتلتها أقل من 08و0 من كتلة الشمس، وأجراما خاملة وأقزاما بيضاء، ناتجة عن نجوم كانت كتلتها الابتدائية بين 08و0 و 8 أضعاف كتلة الشمس، وونجوم نيوترونية وثقوب سوداء نتجت من نجوم كان أصل كتلتها أكثر من 8 أضعاف كتلة الشمس.
ومن المتوقع ان تكون 90% من تلك القايا من نوع الأقزام البيضاء. ومع اختفاء مصادر الطاقة فسوف تبرد جميع تلك الأجرام ويضعف ضوؤها.
ويصبح الكون مظلما بعد نهاية الاندماج النووي. ولكن قد يصدر بعض الضوء في الكون مثلا عندما يجتمع قزم أبيض من الكربون مع قزم أبيض من الأكسجين حينما تتعدى كتلهما المجتمعة 4و1 من كتلة الشمس. فسوف يجري الجرم المتكون منهما تفاعلات الاندماج النووي وينتج عنه مستعر أعظم من نوع Ia supernova ويضيئ المرحلة المظلمة لمدة عدة أسابيع.§IIIC;[13]

وإذا لم تزيد الكتلة الكلية عن كتلة شاندراسيخار ولكنها أكبر من الكتلة الصغرى لتفاعلا الاندماج الكربوني (نحو 9و0 من كتلة الشمس) فقد يتكون نجم كربوني قد يبلغ عمره 1 مليون سنة., p. 91 كذلك إذا اصتدم قزمان أبيضان من الهيليوم وتبلغ كتلتهما معا 3و0 من كتلة الشمس فقد يتكون نجم من الهيليوم وهذا يعمر عدة ملايين من السنين. , p. 91
وأخيرا إذا اصتدمت أقزام بنية مع بعضها البعض وتكون منها قزم أحمر فقد يعمر القزم الأحمر 10 تريليون سنة. §IIIC.[12]






تقارب النجوم وسقوط الكواكب

بعد 1015 سنةمع مرور الزمن تتحلل أفلاك الكواكب بسبب موجات جاذبية وتتطاير كواكب أخرى من أفلاكها بسبب اختلال في الجاذبية ناتج عن تقابل بقايا نجومية. , §IIIF, Table I.
بقايا النجوم تفلت من المجرات أو تسقط في أحد الثقوب السوداء

بين 1019 إاى 1020 سنةومع الزمن ستتبادل البقايا الموجودة في المجرات طاقة حركتها في عملية تسمى التراخي الحركي dynamical relaxation تكتسب خلالها تلك البقايا توريعا مشابه ل توزيع ماكسويل-بولتزمان. وقد يكون التراخي الحركي بسبب اقتراب شديد لنجمين من بعضهما أو عن بسبب مجرد اقتراب من بعيد متعدد. وفي حالة الاقتراب شديد بين قزمين بنيين أو أجرام بقايا فإن البقايا قليلة الكتلة تكتسب تسريع بينما تبطأ حركة الأجرام الكبيرة.[7], pp. 85–87
وبسبب التراخي الحركي فسوف تكتسب بعض البقايا طاقة حركة تكفي لكي تغادر تلك البقايا المجرة التي تتبعها تاركة ورائها مجرة أقل كثافة بالأجرام. ويشتد تقابل بقايا النجوم كلما كانت مجرة من المجرات مليئة بالنجوم. والنتيجة النهائية لذلك أن تفلت معظم البقايا من مجراتها بينما ينهار جزءا صغيرا منها (ربما 1% إلى 15%) على الثقب الأسود البالغ الكبر الموجود في مركز مجرة. , §IIIAD;[7], pp. 85–87


عندما تتحلل البروتونات فمن المفترض أن تتبقى الثقوب السوداء العظيمة الكتلة، ولكنها هي الأخرى من المفترض أن تتبخر إلى فوتونات.






النوكليونات تتحلل

بعد>1034 سنةيعتمد تطور الكون بعد ذلك على الوجود الفعلي لتحلل البروتون ومعدله. وتبين التجارب أنه لو افترض وأن البروتون يتحلل فإن عمر النصف لتحلله يبلغ 1034 سنة على الأقل. وإذا كانت نظرية التوحيد الكبرى صحيحة فتوجد مؤشرات لأن يكون نصف العمر للبروتون أقل من 1041 سنة. , §IVA. ومن المتوقع أن النيوترونات المربوطة في أنوية الذرات سوف تتحلل هي الأخرى بنصف عمر مقارب لعمر النصف للبروتون. , §IVA
وفي حالة عدم تحلل البروتون فإن مادة النجوم سوف تختفي رغم ذلك ولكن أكثر بطءا. (أقرأ مستقبل بدون تحلل البروتون أسفله).
والحقبة الأخيرة من الخط الزمني الموصوف هنا تفترض أن نصف العمر لتحلل البروتون يبلغ 1037 سنة. ويعمل عمر نصف أقصر أو أطول على تسريع أو إبطاء عملية التحلل. أي أنه بعد 1037 من السنين ستكون نصف الكتلة الباريونية قد تحولت بالتحلل إلى أشعة جاما وفوتونات وليبتونات .








كل النوكليونات تتحلل

بعد 10 40 سنةوعلى أساس نصف العمر المفترض للبروتون والنوكليونات (البروتونات والنيوترونات المرتبطة في أنوية الذرات) فإنها ستـُجرى 1000 تحلل على مدى 1040 من السنين. ولتخيل ذلك فيوجد في الكون نحو 1080 من البروتونات، وهذا يعني أن عدد النوكليونات سوف ينخفض إلى النصف في كل تحلل وبعد 1040 سنة من عمر الكون يكون قد أعترى البروتونات 1000 تحلل، وبناءا على ذلك فمن المفترض أن يتبقى نحو ½1,000 (بالتقريب 10−301) من النوكليونات بالمقارنة بعددها حاليا. أي أنه لن يبقى من البروتونات شيئا بعد مرحلة التحلل. فمن المفترض أن مصير كل الكتلة الباريونية هو التحول إلى فوتونات و ليبتونات.








مرحلة الثقوب السوداء

بين 10 40 سنة إلى 10100 سنةبعد 1040 سنة سيغلب وجود الثقوب السوداء في الكون. وسوف تتبخر تلك الأخرى عن طريق إشعاع هوكينج. §IVG.
وسيوف يختفي مثلا ثقب أسود بكتلة معادلة لكتلة الشمس خلال 2×1066 سنة. ولكن من المحتمل أن تندمج كثير منها في ثقوب سوداء كبيرة تكون موجودة في أواسط مجراتها. وبما أن عمر الثقب الأسود يتناسب مع مكعب كتلته فإن الثقوب السوداء الكبيرة سوف تعمر أطول حتى ينتهي تحللها. ومن المفترض أن يتبخر ثقب أسود له كتلة تعادل 100 مليار كتلة شمسية خلال 2×1099 من السنين.
ويتميز إشعاع هوكينج بأن له طيف حراري، وتكون درجة الحرارة خلال معظم عمر الثقب الأسود منخفضة ويكون التبخر غالبا في صورة جسيمات ليست ذات كتلة مثل الفوتون والجرافيتون. ومع انخفاض كتلة الثقب الأسود ترتفع درجة حرارته ويقترب من حالة الشمس عندما تكون كتلة الثقب الأسود قد انخفضت غلى نحو 1019 كيلوجرام. فيشع الثقب الأسود ضوءا خلال مرحلة سيادة الثقوب السوداء.
وخلال المراحل الأخيرة من عملية التبخر فسوف يُصدر الثقب الأسود جسيمات ذات كتلة مثل البروتونات ونقيض البروتونات والإلكترونات والبوزيترونات إلى جانب الجسيمات التي ليست لها كتلة (فوتونات وجرافيتونات). , pp. 148–150.






حالة عدم تحلل البروتون

في حالة عدم تحلل البروتون كما وصفناه أعلاه فسوف تستمر مرحلة التحلل مدة أطول وتلحق بمرحلة سيادة الثقوب السوداء. وخلال زمن يقد بنحو 1065 سنة فمن المفترض أن المواد المتصلبة والصخور ستعيد تنظيم الذارات والجزيئات فيها عن طريق الأنفاق الكمومية بطريقة مشابهة للسوائل ولكن بمعدل منخفض. ولكن من المفترض أن يتحلل البروتون مثلا عن طريق تفاعل يشابه الثقب الأسود التخيلي وذلك ب عمر النصف أقل من 10200 سنة. §IVF




المرحلة المظلمة

بعد 10100 سنة وأكثر


البقايا الوحيدة هي الفوتونات ومن المفترض أنها ستخلف تبخر الثقوب السوداء عظيمة الكتلة.


بعد تبخر جميع الثقوب السوداء (وبعد تحلل جميع المادة المكونة من البروتونات في حالة عدم استقرار البروتونات) فسيكون الكون فارغا. وستطاير فوتونات ونيورينوات وإلكترونات وبوزيترومات من مكان لآخر من دون أن تصتدم ببعضها البعض.
وعند تلك المرحلة والتي تتميز بتلك البقايا المادية المتخلخلة فيكون كل نشاط للكون قد خمد بالمقارنة بالمراحل السابقة، وتكون الطاقة فيه قليلة جدا والزمن طويل جدا. فقد تتقابل إلكترونات وبوزيترونات وقد ينشأ منها ذرات بوزيترونيوم. ولكن تلك الهياكل ليست مستقرة، ولا بد أن مكوناتها من إلكترون وبوزيترون أن تفني بعضها الآخر. , §VF3. كما من الممكن أن تحدث عمليات إفناء أخرى ولكن بمعدل أقل.
ويصبح الكون في حالة قليلة الطاقة وما يجري بعد ذلك فهو من فرض الخيال، فقد يحدث النهيار العظيم في زمن تالي في المستقبل. أو قد يمر الكون بمرحلة انتفاخ ثانية أو بافتراض أن حالة الفراغ الحالي هي فراغ زائف فقد يتحلل الفراغ أيضا إلى حالة طاقة أقل., §VE. وأخيرا فقد يستقر الكون على تلك الحالة إلى مالانهاية، ويقترب من الموت الحراري والذي يعني فناء الحرارة., §VID.







مستقبل بلا تحلل البروتون

إذا لم يتتحلل البروتون فمن المفترض أن تبقى كتلة النجوم في ثقوب سوداء ولكن بسرعة أقل. ويفترض الخط الزمني اللاحق عدم تحلل البروتونات.







تتحلل المادة إلى الحديد

بعد 10 1500 سنة من الآنبعد 101500 سنة من المفترض أن يحدث اندماج بارد عن طريق الأنفاق الكمومية التي تؤدي إلى اندماج أنوية الذرات الخفيفة في أنوية الحديد-56 (أنظر نطائر الحديد). وسوف يؤدي انشطار العناصر الثقيلة وإصدار جسيمات ألفا أيضا إلى تكون الحديد، حتى تصبح كتلة النجم كلها من الحديد البارد وتسمى نجوم حديدية.








انهيار النجوم الحديدية إلى ثقوب سوداء

بعد إلى سنة من الآنستحول الأنفاق الكمومية أيضا الأجرام الكبيرة إلى ثقوب سوداء. وبأخذ الافتراضات المفروضة في الاعتبار يمكن حساب زمن حدوث ذلك بين سنة إلى سنة. (لحساب تلك الأعداد أقرأ tetration.)
وقد تؤدي الأنفاق الكمومية أيضا إلى انهيار النجوم الحديدية لتكوين نجوم نيوترونية بعد نحو سنة.









رسم بياني للخط الزمني

روعي في الرسم البياني تسلسل الأحداث الافتراضية من اليسار (الانفجار العظيم) إلى اليمين بمرور الزمن حتي الموت الحراري Heat death (فناء الحرارة). كما يراعى أن المحور الأفقي الذي يعطي الزمن أنه مقسما تقسيما لوغاريتميا لاعتبار أزمنة طويلة جدا جدا.(ترتيب الأحداث على الرسم البياني هو نفس الترتيب المتبع في المقالة، حيث صعب وضع الأحدات باللغة العربية على الرسم).







يتبع

[ST0P_IM_T0P]

فضاء كوني




في علم الكون، الفضاء أو الفضاء الكوني Universe هو مجمل الزمكان المستمر الذي نعيش به بما في ذلك مجمل الطاقة والمادة الموجودة في هذا الكون، وبالتالي يقابل في العديد من السياقات والمجالات العلمية كلمتي : فضاء أو كون. يفترض العديد من العلماء أن الفضاء الكوني يمكن أن يكون جزءاً من جملة متعددة الأكوان تعرف بالعوالم المتعددة أو الأكوان المتعددة (Multiverse). تستعمل لغرض وصف الفضاء الكوني مجموعة مصطلحات مثل : فضاء معروف (known universe) و فضاء مشاهد (observable universe) وفضاء مرئي (visible universe): هذه المصطلحات تصف أجزاءً من الفضاء الكوني يُمكن أن تكون مرئية أو مقاسة بطرق رصد مختلفة . فما نراه بالعين نراه عند رؤية الضوء ، و طيف الضوء ما هو إلا نطاق ضيق من النطاق الكبير للموجات الكهرومغناطيسية . لهذا يقوم علماء الفلك ببناء اجهزة رصد "ترى" في نطاق الأشعة تحت الحمراء ، ومراصد أخرى "ترى" الأشعة السينية ، وأخرى ترصد أشعة فوق البنفسجية ، وأحهزة ترصد أشعة جاما . عندما تتطابق جميع تلك الصور على بعضها البعض تكتمل رؤيانا للكون وما فيه من نجوم ومجرات وانفجارات في هيئة مستعرات عظمى وعجائب أخرى .
وعلى أساس رؤيانا ورصدنا للأجرام والمجرات السماوية والزيادة المترددة في معرفتنا لتكوينه والعمليات المستمرة الجارية فيه ، تدل تلك المشاهدات على أن الكون بدأ بانفجار عظيم حدث منذ نحو 7و13 مليار سنة . ويعتقد العلماء ان مع هذا الانفجار من نقطة صغيرة جدا فقد بدأ الزمن وبدأ المكان أي بدأ الوجود . كما يعتقد العلماء أن هذا الانفجار العظيم قد تبعته مرحلة تسمى التوسع الكوني (cosmic inflation) عملت على أن لا تلتحم كتلة تلك الغمامة الأولية المحتوية على جسيمات أولية نعرفها ومالا نعرفها تحت فعل الجاذبية. ماهي القوة التي عملت ضد قوى الجاذبية بحيث لا ينكفئ الكون الأول على نفسه ويتدمر ويزول ثانيا ؟ لا يعرف أحد يحتى الآن ، ولا تزال البحوث جارية لمعرفة تلك القوة الغامضة والتي يسميها علماء الفلك الآن طاقة مظلمة .


حسب نظرية الانفجار العظيم نشأ الكون من حالة كثيفة وحارة جدا ثم بدأ بالتمدد والتوسع دافعاً المجرات بعيداً عن بعضها.


بالإضافة إلى ذلك تشير المراصد أن في الكون جسيمات أو أجسام ليست معروفة لنا ،أي لا نحسها ولم نستطع قياسها بأي من الوسائل العلمية التي تحت يدينا حاليا . استنتج العلماء وجود تلك الجسيمات أو الأجسام الغير مرئية بجميع وسائل القياس عندما شاهدوا حركة دوران المجرات حول نفسها . فطبقا لقوانين نيوتن لابد وأن تكون سرعة دوران النجوم على حافة المجرات أقل من سرعة النجوم الدائرة في أفلاك قريبة من حوصلة المجرة . ولكن من "العجيب" فيبين الرصد وقياس سرعات تلك النجوم الخارجية أن سرعاتها عالية أعلى مما تحسبة معادلات نيوتن عن الجاذبية . ورغم تلك السرعات الكبيرة لنجوم حافة المجرات فهي لا تنفص وتفر من المجرة . لهذا يستنتج العلماء أنه لا بد من وجود أجسام أخرى لا نراها تعمل بجاذبيتها على عدم فرار النجوم السريعة من مجرة . وحاليا (فالبحث لا يزال جاريا عنها) يسميها العلماء مادة مظلمة.
البحث عن المادة المظلمة جاري على قدم وساق ولا يبخل في تكاليف البحث عنه ، فمن ابتكار أجهزة لمحاولة قياسه في الفضاء الكوني ، إلى بناء معجلات جسيمات يتم فيها اصتدام بروتونات و مضادات البروتونات بطاقات عالية جدا ، ومشاهدة وتسجيل أنواع الجسيمات المتكونة المختلفة من هذه الاصتدامات ، يأمل الفيزيائيون العاملون في هذا المجال أن يساعدوا علماء الفلك في العثور على تلك المادة المظلمة التي يعتقدون وجودها في الكون ، ولكننا لا نشعر بها . من تلك المعجلات الكبيرة ما اشتركت في بنائه دول الوحدة الأوروبية مثل مصادم الهادرونات الكبير ، والذي تكلف نحو 3 مليار يورو ويعمل فيه نحو 2000 من الفيزيائيين المتميزين .
يعتبر العديد من علماء الفلك أنه من المستحيل ملاحظة كامل الاستمرارية الكونية ، ويميلون إلى الاكتفاء بما يدعى كوننا أو فضائنا الكوني (our universe) .
في الاصطلاح الفلسفي، يكون الفضاء الكوني هو مجموع الجسيمات الموجودة والفضاء الذي تحدث فيه الأحداث جميعها . و يعرف الفضاء أيضاً بأنه كل ما كان علي النطاق الخارجي عن نظام الأرض أو الكرة الأرضية. ودائماً نشير إليه بأنه العالم المجهول المليء بالكائنات والأجسام الغريبة التي نتوق لمعرفتها والبحث في طياتها.






الكون ونشأة الحياة

بناءا على المشاهدات الفلكية وما يقوم به من فيزيائيون وكيميائيون من أبحاث فقد وضع العلماء نموذجا لنشأة الكون ونشأة الحياة فيه . هذا النموذج قد يكون صحيحا أو خاطئا ، ولكن البحث لا يزال جاريا لمعرفة "الحقيقة" . على أية حال يقول النموذج بأن الكون قد بدأ بالانفجار العظيم وبعدها تكونت الجسمات الأولية من بروتونات و نيوترونات ثم بعدها الإلكترونات . ثم التحمت بعض البروتونات مع النيوترونات وكونت أنوية ذرات الهيدروجين و الهيليوم ، تلك هي اللبات الأولية لبناء الكون بالإضافة إلى الإلكترونات ، وتكون غازي الهيدروجين بنسبة نحو 75% والهيليوم بنسبة نحو 23 % وقليل جدا جدا من العناصر الأثقل الخفيفة (مثل الليثيوم ) . تلك هي البداية ، ومع الانفجار العظيم يبدأ الزمن. أي الزمن قبل الانفجار العظيم في علم الغيب . من العجيب أن تتساوي كتلة البروتون و النيوترون (بينهما فرق صغير) ! ولماذا الإلكترون أخف 1840مرة من البروتون ؟ والجاذبية بين تلك الجسيمات التي تعتمد على الكتلة ، تلك القوة ، لماذا هي بهذا القدر بالذات ؟ والتحام البروتونات المتماثلة الشحنة في وجود نيوترونات ، لماذا تتحد (لتكوين عناصر) و لاتتنافر ، أنها القوة الشديدة هي التي تجمع بينهم لتكوين أنوية الذرات ، ولماذا القوة الشديدة تعمل بهذه القوة بذاتها ، وفي حدود ضيقة جدا على مستوى الجسيمات الأولية ، ولا تمتد إلى البعيد مثلما تفعل قوة الجاذبية؟
وطبقا لنمودج الانفجار العظيم بدأ الكون بغمامة شديدة الحرارة مكونة من جسيمات أولية بروتونات ونيوترونات متساوية الكتلة تقريبا ، وإلكترونات أخف منها 1840 مرة . لهذا تدور الإلكترونات (الخفيفة) حول انوية الذرات . في البدء تكون غازي الهيدروجين والهيليوم مع اتساع الكون وانخفاض درجة حرارته . ألتحم بروتونين ونيوترون مع بعضهم وكونوا نواة ذرة الهيليوم-3 . كما اندمج بروتونان مع نيترونان وكونوا نواة الهيليوم-4 . تلك هي اللبنات الاولى في الغمامة الأولية . وتحت فعل الجاذبية إلى تمتد إلى البعيد تجمعت أجزاء من تلك الغمامة مكونة نجوما و مجرات. وبتزايد كميات الهيدروجين والهيليوم في نجم اشتعلت تفاعلات الاندماج النووي فيه ، و "طبخت " في قلب النجوم عناصر أثقل من الهيليوم ، مثل الليثيوم و الكربون و النتروجين و الأكسجين وغيرها حتى عنصر الحديد. وتعتمد الخواص الفيزيائية والكيميائية على خواص اللبنات الأساسية وهي البروتون والنيوترون والإلكترون ، أصل الخلق . ومع ذلك تختلف خواص العناصر اختلافا كبيرا . ومنها على الأخص الكربون والنيتروجين والهيدروجين التي يمكنها تشكيل جزيئات مسلسلة طويلة منها مادة عضوية ومنها ما يسمى مادة حيوية يتكون الجزيئ منها من ألاف الذرات وذلك عندما توجد لها ظروف مناسبة من الضغط ودرجة الحرارة مثل ظروف الأرض .
بقدرة قادر نشأ من الجزيئات الحيوية على الأرض مادة حيوية تستطيع مضاعفة نفسها . [الدنا|فالدنا]] يستطيع توليد نفسه أي يصنع دنا مماثلا له ، وبذلك يتعدد ويتوالد . هذه هي الحياة وبدأت الحياة تدب على الأرض .
ويتساءل العلماء ، هل عالمنا أو كوننا هذا هو الوحيد ؟ هل توجد طريقة وحيدة فقط لتكوين بروتونات ونيوترونات وإلكترونات بهذه الخواص المحددة فقط ،بحيث تؤدي إلى تكوين العالم والكون الذي نعيش فيه ؟ أم من الممكن أن تكون هناك انفجارات عظمى أخرى يمكن أن تتكون فيها مادة وجسيمات من أنواع اخرى تـكون غريبة كل الغرابة عن مادة عالمنا المألوف لنا ؟ من هنا نشأت فكرة تعددية الأكون ( Multi universeا) ، وهي مجرد خيال وتخمينات! أو مجرد تساؤل ! فلدينا في عالمنا الكثير مما يحتاج التفسير ، مادة مظلمة ، و طاقة مظلمة و انفجار عظيم من "لاشيئ "!








الكون والفضاء الكوني

الفرق بين الكون (Cosmos) والفضاء الكوني (Universe) أن التسمية الأولى تُعبر عن الكون المرئي لنا، أما الثانية فهي مُجمل الزمكان في كوننا سواءٌ أكان مرئياً لها. كلمة "Cosmos" كانت تستعمل في الفلسفة، وهي مشتقة من أصل إغريقي بمعنى "النظام"، على عكس الفوضى. ثم أصبحت تطلق على الكون ككل (الكون المعروف) نظراً لانتظامه. أما "Universe" فقد كانت منذ البداية تعبر عن كل الوجود المادي: الأرض والكواكب والشمس والقمر إلخ. في الحقيقة كلمة "كون" باللغة العربية هي تقريباً مرادف لـ"Universe"، أما "Cosmos" فلا يوجد لها مرادف قريب أو بعيد في اللغة العربية.





نظرية الأوتار الفائقة



نظرية الأوتار الفائقة Superstring theory محاولة لشرح طبيعة الجسمات الأولية والقوى الأساسية في الطبيعة ضمن نظرية واحدة عن طريق نمذجتهم جميعا في إطار اهتزازات لأوتار فائقة التناظر شبيهة بالأوتار في نظرية الأوتار. تعتبر هذه النظرية إحدى النظريات الواعدة المرشحة لحل إشكالية الثقالة الكمومية.مصطلح "نظرية الأوتار الفائقة" هي اختصار لعبارة "نظرية الأوتار فائقة التناظر" أي انها تختلف عن نظرية الأوتار البوزونية التي تتضمن دورا للفرميونات مع التناظر الفائق.
المشكلة الأهم في الفيزياء النظرية تكمن في موائمة نظرية النسبية العامة، التي تصف الثقالة (الجاذبية) وتطبق على البنى واسعة المجال (نجوم، مجرات، تجمعات فائقة) مع نظرية ميكانيك الكم التي تصف القوى الأساسية الثلاث الأخرى.
و كانت النتيجة هي تطوير نظرية الحقل الكمومي للقوى التي انتجت احتماليات لامنتهية وبالتالي كانت عديمة النفع في حل المشكلة. للتخلص من هذه اللانهايات كان لا بد للفيزيائيين من تطوير تقنيات رياضية بحتة (تدعى إعادة الاستنظام renormalization)، هذه التقنيات عملت بشكل ناجح مع القوى الثلاث : الكهرومغناطيسية والنووية الضعيفة والقوية، لكنها لم لم تكن ناجحة مع قوة الثقالة. لذا كان من الضروري تطوير نظرية كمومية للثقالة تعتمد وسائل مختلفة لاستيعاب ووصف كافة القوى





تاريخ ونشأة نظرية الأوتار الفائقة

في الثمانينات وبينما كان فيزيائي شاب إيطالي يدعى غابرييل فينيزيانو يبحث عن بعض المعادلات الرياضية التي تصف قوى النواة الكبيرة في الذرة... وفي كتب الرياضيات القديمة التي يملكها وجد معادلة رياضية قديمة عمرها مئتا عام كتبها عالم سويسري يدعى ليونار أويل. فينيتسيانو ذهل باكتشافه أن تلك المعادلات التي اعتبرت لسنين عديدة مجرد فضول رياضي كانت تصف القوى الكبيرة في النواة فعلاً وقام باكتشافه الذي اشتهر به فيما بعد في وصف القوى الكبيرة التي تعمل في نواة الذرة. كان ذلك حدث ولادة نظرية الأوتار. وبسبب شهرة هذا الاكتشاف فقد وقعت تلك المعادلات في يد فيزيائي أمريكي يدعى (ليونارد سسكيند) اكتشف أن وراء الرموز الرياضية وصف لشيء أكثر من مجرد جزيئات. فالمعادلة تقدم متحولات تصف اهتزازات ووصف لخيوط. قام بدراستها أكثر ووجد أنها عمليا تصف خيوطا مهتزة مثل الخيوط المطاطية حرة الطرفين، هذه الخيوط بالإضافة لصفاتها في التمدد والتقلص فهي تهتز بشكل دوراني أيضا حسب تلك المعادلة، المضحك أن سسكند عندما قدم بحثه للنشر تم رفضه لعدم أهميته واعتقد أن اكتشافه سيموت. في تلك الأوقات، كان العلماء منشغلين في اكتشاف الجزيئات وأنواعها الجديدة الدقيقة بالقيام بتعريضها لسرعات كبيرة و اصطدامها ببعضها لشطرها إلى جزيئات أصغر ودراسة نواتج تلك الانشطارات. كانت الاكتشافات كبيرة جدا وأنواع الجزيئات المكتشفة كبير. أدى ذلك إلى اتنتاجات كبيرة على مستوى الفيزياء أهمها أن قوى الطبيعة يمكن وصفها كجزيئات أيضاً. مثلاً القوة التي تنشأ بين جسمين هي عبارة عن جزيء (رسول) بينهما، وكلما انتقل بين الطرفين بمعدل أكثر كلما اقترب الجسمان من بعضهما أو بعبارة أخرى – زادت القوة بينهما. أي أن تبادل الجزيئات هو ما يخلق ما نشعر أنه طاقة. وتم فعلاً تأكيد تلك النظريات باكتشاف الجزيئات المسؤولة عن القوة الكهرطيسية والقوى النووية القوية (المسؤولة عن تماسك النواة في الذرة) والضعيفة (المسؤولة عن النشاط الإشعاعي الذري). وشعر العلماء أنهم اقتربوا من تحقيق حلم توحيد القوى الذي بدأه أينشتين. لأن تلك الجزيئات المسؤولة عن القوى الثلاث (القوة الكهرطيسية والقوى النووية القوية (المسؤولة عن تماسك النواة في الذرة) والضعيفة (المسؤولة عن النشاط الإشعاعي الذري) تبدأ بالتشابه في الخصائص في حال تطبيق حالة الانفجار الكبير أي أنها تنصهر في حرارة وكثافة الكون الشديد عند الانفجار لتصبح نوعا واحدا من القوى ودعى ذلك الشكل من الفهم بـالـ (الشكل القياسي للقوى) standard module العالم ستيفن وينبيرغ، لكن خلف ذلك النجاح برزت مشكلة كبيرة... فذلك الشكل القياسي لجزيئات القوى استطاع أن يصف ثلاث فقط من القوى الرئيسية في الفيزياء مهملا القوة الرابعة (الجاذبية) لأنها كانت تعمل على مستوى مختلف عن العالم الكوانتي الدقيق.
في أواخر السبعينات كان العلماء المتبنون لنظرية الأوتار قليلون ومهملون ويعانون من مشاكل كبيرة في النظرية.. فتلك النظرية مثلا تنبأت بوجود جزيئات عديمة الكتلة تستطيع أن تنطلق بسرعة أكبر من سرعة الضوء (وهذا غير ممكن حسب أينشتين). كانت أيضا تتنبأ بجزيئات بلا كتلة تماماً (غير مرئية وغير ممكن التحقق من وجودها). كانت تحتاج لعشر أبعاد بدلا من الأبعاد الأربعة (ثلاث أبعاد للمكان وبعد زمني). كانت أيضا متضاربة النتائج الرياضية تعطي أرقاما تدل على خطأ معادلاتها. إلى أن جاء العالم جون شوارتز الذي بدأ بوضع تعديلات للنظرية وربط النظرية مع الجاذبية وافتراض أن حجم تلك الأوتار أصغر بمئة مليار مليار مرة من الذرة وبدأت النظرية تأخذ شكلا صحيحا، والجزيء الذي لم يكن يملك كتلة كان بنظر جون شوارتز جزيء (الجرافيتون) Graviton. أو الجزيء المسؤول عن نقل القوة الجاذبية على المستوى الكوانتي. وهو بذلك حل الجزء المفقود الذي قدمه ستيفن وينبيرغ في الشكل القياسي للقوى الذي كان يفتقد لوصف الجاذبية على المستوى الكوانتي.رغم ذلك لم يحظ ذلك البحث أيضا بالاهتمام وبقيت النظرية في الظلام وبقي يعمل فيها ويؤمن بها عالمان اثنان من مجتمع العلماء الفيزيائيين هما جون شوارتز ومايكل غرين. وصل هذان العالمان في أوائل الثمانينات إلى حل المشاكل الرياضية في النظرية وبدأت النظرية تصف القوى الثلاثة الأخرى إلى جانب الجاذبية وهي القوة الكهرطيسية والقوى النووية القوية (المسؤولة عن تماسك النواة في الذرة) والضعيفة (المسؤولة عن النشاط الإشعاعي الذري). وقاد هذا الاكتشاف المذهل العلماء إلى التهافت على النظرية بالمئات وحظيت النظرية أخيرا على الاهتمام وتم تسميتها (نظرية الكل) The Theory of everything.
استطاعت النظرية وصف كل مكونات الطبيعة بشكل واحد مذهل فالبروتونات والالكترونات والنيوترونات التي تتكون منها الذرات تتكون من أجزاء أصغر هي الكواركات quarks . تلك الكواركات التي كان يعتقد أنها مادة هي وبحسب نظرية الأوتار عبارة عن أوتار أو خيوط صغيرة جدا من الطاقة مهتزة بعدة اتجاهات وطرق. كل وتر من هذه الأوتار حجمه صغير جدا مقارنة بالذرة. فهو كحجم شجرة من حجم كوكب الأرض. وكل اهتزاز معين لتلك الأوتار يعطي الجزيء خصائص مختلفة.. فقد يشكل الاهتزاز جزيئا مكونا لذرات المادة أو الطاقة أو الجاذبية، إلكترونات أو جزيئات ألفا أو بيتا..الخ... أي أن كل ما في هذا الكون من مادة أو طاقة أو شحنات هي في الواقع أوتار لكنها مهتزة بطرق مختلفة. والفرق الوحيد بين الجزيئات التي تعطي مادة الخشب والجزيئات التي تعطي طاقة الجاذبية هو طريقة اهتزاز تلك الأوتار فقط.كانت نظرية الأوتار الفائقة حلقة الوصل بين ميكانيك الكم والنظرية النسبية لأنها تفسر وتلغي الفروقات بينهما بناء على طبيعة الأوتار وخصائصها، والكون الفوضوي على المستوى الذري يصبح أقل فوضوية وأقرب إلى الكون الكبير على مستوى الأجسام الكبيرة. وهو نصر كبير على مستوى الفيزياء والرياضيات والكون للعلماء بآن واحد.




متعدد الأكوان


متعدد الأكوان (بالإنجليزية: Multiverse) هو عبارة عن المجموعة الافتراضية المكونة من عدة أكوان - بما فيها الكون الخاص بنا - وتشكل معاً الوجود بأكمله.. والوجود متعدد الأكوان هو نتيجة لبعض النظريات العلمية التي تستنتج في الختام وجوب وجود أكثر من كون واحد، وهو غالباً يكون نتيجة لمحاولات تفسير الرياضيات الأساسية في نظرية الكم بعلم الكونيات. والأكوان العديدة داخل متعدد الأكوان تسمى أحياناً بالأكوان المتوازية Parallel Universes. وبنية متعدد الأكوان، وطبيعة كل كون بداخله، والعلاقة بين هذه الأكوان - تعتمد على النظرية المتبعة من بين عدة نظريات.
ومتعدد الأكوان مفترض في علم الكونيات والفيزياء والفلك والفلسفة واللاهوت والخيال العلمى. وقد تأخذ الأكوان المتوازية في هذا السياق أسماء أخرى كالأكوان البديلة أو الأكوان الكمية أو العوالم المتوازية أو الوقائع البديلة أو خطوط الزمن البديلة، إلخ.





مقدمة

تلسكوباتنا قادرة على رؤیة ما أقصاه أقل من 14 ملیار سنة ضوئیة... لكن ماذا یوجد بعد ذلك؟ نعرف من كل ما توصل إلیھ العلماء بأن الكون نشأ من الانفجار العظیم... لكن ماذا كان هناك قبل ذلك؟ أسئلة حاول الفلاسفة ورجال الدین والمفكرون في مختلف العصور الإجابة علیھا: ماذا یوجد فیما وراء كوننا الذي نراه؟ وكیف جاء الكون؟ ومن أین؟ یعتقد العلماء أننا الیوم قادرون على إعطاء تفسیرات منطقیة ومتوازنة وبعیدة كل البعد عن الأفكار التي كانت سائدة في الماضي.
حتى وقت قصیر مضى، كان كل ما یشغل العلماء هو دراسة الكون بما یحتویه وبما یحكمه من قوانین فیزیائیة، وبما حدث بعد الانفجار العظیم قبل 13.7 ملیار عام... أما الآن فقد بدأ العلم في اقتحام مجال كان حكراً على الفلسفة والأدیان: ماذا كان هناك قبل ولادة الكون ؟ وماذا یوجد خارج نطاق حدوده المعروفة؟









كيف بدأت النظرية؟

في عام 1954، مرشح للدكتوراة من جامعة برنسيتون اسمه هيو إيفيرت جاء بفكرة جذرية: أنه يوجد أكوان متوازية، بالضبط شبه كوننا. كل هذه الأكوان على علاقة بنا، في الواقع هم متفرعين منا وكوننا متفرع أيضاً من آخرين.
خلال هذه الأكوان المتوازية، حروبنا لها نهايات مختلفة عن ما نعرف. الأنواع المنقرضة في كوننا تطورت وتكيفت في الآخرين. في أكوان أخرى ربما نحن البشر أصبحنا في عداد المنقرضين.
هذا التفكير يذهل العقل ولحد الآن ما يزال يمكن فهمه. الأفكار العامة عن الأكوان أو الأبعاد المتوازية التي تشبهنا ظهرت في أعمال الخيال العلمى. لكن لماذا يقوم فيزيائي شاب ذو مستقبل بالمخاطرة بمستقبله المهنى عن طريق تقديم نظرية عن الأكوان المتوازية؟
بنظريته عن الأكوان المتوازية، إيفريت كان يحاول الإجابة عن سؤال صعب متعلق بفيزياء الكم: لماذا الأجسام الكمية تتصرف بشكل غير منضبط؟ إن المستوى الكمى هو أصغر ما اكتشف العلم حتى الآن. دراسة فيزياء الكم بدأت في عام 1900، حينما قدم العالم ماكس بلانك هذا المفهوم لأول مرة على المجتمع العلمى. دراسات بلانك للإشعاع دفعت نحو بعض الاكتشافات التي تتعارض مع قوانين الفيزياء التقليدية. هذه الاكتشافات اقترحت وجود قوانين مختلفة في هذا الكون، تعمل على المستويات العميقة غير تلك القوانين التي نعرفها.
في المدى القصير، الفيزيائيين الذين قاموا بدراسة مستوى الكم لاحظوا أشياء غريبة عن هذا العالم. أولا ً، الجزيئات الموجودة في هذا المستوى تأخذ أشكالاً مختلفة بشكل اعتباطى. على سبيل المثال، العلماء لاحظوا أن الفوتونات (رزم صغيرة من الضوء) تتصرف كجسيمات وكأمواج! حتى الفوتون المفرد يقوم بهذا التناوب في الحالة. تخيل أنك ظاهر وتتصرف كإنسان صلب حينما ينظر إليك صديق، لكن حينما يلتفت إليك ثانية ً تكون تحولت إلى غاز!
عُرف بمبدأ عدم اليقين لهايزنبرج Heisenberg Uncertainty Principle. الفيزيائي "ورنر هايزنبرج" اقترح أنه بمجرد ملاحظة المادة الكمية، فنحن نؤثر في سلوكها. وبالتالى، فنحن لا يمكن أن نتأكد تماماً من طبيعة الشئ الكمى ولا صفاته المميزة، مثل السرعة والموقع.
هذه الفكرة تم دعمها بتفسير كوبنهاجن لميكانيكا الكم. هذا التفسير طرحه الفيزيائي الدنماركى "نيلز بور"، أن الجسيمات الكمية لا تتواجد على حالة واحدة معينة أو على حالة أخرى، لكن في كل هذه الحالات المحتملة في نفس الوقت. إجمالي مجموع الحالات للشئ الكمى يسمى بدالة الموجة wave function. وحالة الشئ الموجود في كل حالاته الممكنة في نفس الوقت، تسمى بالوضع الفائق superposition.
طبقا لبور، حينما نقوم بملاحظة شيء كمى، فنحن نؤثر في سلوكه. الملاحظة تقوم بكسر حالة الوضع الفائق للشئ وتجبره على اختيار حالة واحدة من دالة الموجة الخاصة به. تفسر هذه النظرية لماذا يحصل الفيزيائيين على قياسات متضاربة من نفس الشئ الكمى: فالشئ الكمى يختار حالات مختلفة أثناء عمليات القياس المتتالية.
تم قبول تفسير بور على نطاق واسع، واحتفظ بقبول غالبية مجتمع علماء الكم. ولكن بعد حين، أخذت نظرية العوالم المتعددة لإيفريت بعض الاهتمام الجدى. وفى الجزء التالي سنقرأ معاً كيف تعمل نظرية العوالم المتعددة.







متعدد الأكوان في نظرية العوالم المتعددة

Many worlds theory
هيو إيفيرت الشاب اتفق مع ما اقترحه الفيزيائي القدير نيلز بور عن عالم الكم. هو وافق على فكرة الوضع الفائق وأيضاً فكرة دالة الموجة. لكن إيفيرت اختلف مع بور في نقطة حيوية أخرى.
بالنسبة لإيفريت، فقياس الشئ الكمى لا يجبره على اتخاذ حالة معينة أو أخرى. وبدلا ً من ذلك، فقياس الشئ الكمى يسبب تفرع حقيقى في الكون. فالكون تم نسخه تماماً إلى كونين، وكل واحد من الكونين يمثل نتيجة محتملة للقياس. على سبيل المثال، لنفترض أن دالة الموجة لشئ ما هي كلا ً من جسيم وموجة. حينما يقوم الفيزيائي بقياس هذا الشئ، فهناك نتيجتين محتملتين: إما أن يلاحظ هذا الشئ كجسيم أو كموجة.
حينما يقوم الفيزيائي بملاحظة الشئ، ينقسم الكون إلى كونين اثنين لتلبية كلا ً من الاحتمالين. وعلى ذلك، فالعالم الفيزيائي في أحد الكونين وجد أن الشئ تم قياسه على أنه موجة. أما العالم الفيزيائي المشابة في الكون الآخر فقد قاس الشئ على أنه جسيم. وهذا أيضاً يفسر لماذا يتم قياس الشئ الواحد على أكثر من حالة.
هذا الفارق، هو ما يجعل نظرية العوالم المتعددة لإيفريت منافسة لتفسير كوبنهاجن، كتفسيرين لميكانيكا الكم.
على قدر الإثارة التي قد تبدو عليها، فنظرية العوالم المتعددة لإيفريت لها معانى ضمنية بعد المستوى الكمى. فلو هناك حدث له أكثر من نتيجة محتملة، إذن - لو نظرية إيفيرت صحيحة- الكون سيتفرع حينما يتم هذا الحدث. وهذا يحدث حقيقة ً حتى لو اختار الفرد أن لا يقوم بأي فعل.
وهذا يعنى أنك لو تعرضت لموقف يكون فيه الموت نتيجة محتملة، إذن ففى كون موازى لنا، أنت ميت. هذا مجرد سبب واحد يجعل البعض يشعر بالانزعاج تجاه نظرية العوالم المتعددة.
الوجه الآخر المزعج أيضاً في تفسير العوالم المتوازية أنه يهدم مفهومنا الخطى عن الزمن. تخيل أن خط الزمن يعرض تاريخ حرب فيتنام. فبدلا ً من خط زمنى مستقيم يعرض أحداث جديرة بالملاحظة تتقدم للأمام، فخط الزمن حسب نظرية العوالم المتعددة يتفرع ليعرض كل نتيجة محتملة لكل حدث تم. ومن هنا، كل نتيجة محتملة لحدث تم، ستؤرخ.
لكن الشخص لا يستطيع أن يكون مدرك لتوائمه الآخرين - أو حتى موته شخصياً- الموجودة في أكوان موازية. إذن كيف نستطيع أن نعرف أن نظرية العوالم المتعددة صحيحة؟ التأكيد على أن هذه النظرية ممكنة نظرياً، حدث في التسعينيات عن طريق تجربة فكرية thought experiment (تجربة متخيلة تستخدم لإثبات أو تفنيد فكرة ما نظرياً) اسمها الانتحار الكمى quantum-suicide.
هذه التجربة الفكرية جددت الاهتمام بنظرية إيفيرت. التي اعتبرت هراء ً لسنوات عديدة. ومنذ أن تم إثبات إمكانية العوالم المتعددة، توجه الفيزيائيين والرياضيين إلى البحث في المعانى الضمنية للنظرية في العمق. لكن نظرية العوالم المتعددة ليس النظرية الوحيدة التي تريد أن تشرح الكون. وأيضاً ليست الوحيدة التي تقترح وجود أكوان موازية لنا. وفى الجزء التالي سنقرأ معاً عن نظرية الأوتار string theory وأيضا يمكن ان نجد اشباه لنا في الأكوان الموازية.







متعدد الأكوان في نظرية الأوتار.

String theory
نظرية العوالم المتعددة وتفسير كوبنهاجن ليسوا المتنافسين الوحيدين في محاولة شرح المستوى الأولى من الكون. في الحقيقة، حتى ميكانيكا الكم ليست المجال الوحيد في الفيزياء الذي يبحث عن مثل هذه الشرح. النظريات التي ظهرت من دراسة الفيزياء تحت الذرية ما زالت نظريات. وتسبب هذا في أن مجال الدراسة انقسم بكثرة بنفس طريقة عالم علم النفس. النظريات لها مؤيدين ونقاد، مثل ما يحدث في أطر علم النفس المقدمة من كارل يونج وألبرت إليس وسيجموند فرويد.
منذ أن تطور علمهم، انشغل الفيزيائيين بعكس هندسة الكون reverse engineering، درسوا ماذا يمكن أن يلاحظوا وعملوا من الخلف تجاه مستويات أصغر وأصغر في العالم الفيزيائي. بهذا العمل، يحاول الفيزيائيون أن يصلوا للمستوى النهائي والأكثر أولية. هذا هو المستوى، الذي يأملون، أن يساعد على تأسيس فهم كل شيء آخر.
بعد نظريته الشهيرة عن النسبية، قضى ألبرت أينشتين بقية حياته باحثاً عن المستوى النهائي الذي سيجيب على كل الأسئلة الفيزيائية. أشار الفيزيائيون إلى هذه النظرية الشبحية باسم نظرية كل شيء Theory of Everything. فيزيائيو الكم يعتقدون أنهم على طريق اكتشاف هذه النظرية النهائية. لكن مجال آخر من الفيزياء يعتقد أن المستوى الكمى ليس هو المستوى الأصغر، ولذلك هو لا يمكن أن يمدنا بنظرية كل شيء. بدلا ً من ذلك، تحول هؤلاء الفيزيائيون إلى مستوى نظرى تحت الكم، يسمى نظرية الأوتار، من أجل الإجابة على كل ما في الحياة. الشئ المدهش أن هؤلاء الفيزيائيون خلال أبحاثهم النظرية أيضاً استنتجوا - مثل إيفيرت- وجود الأكوان المتوازية!
نظرية الأوتار أنشئت بواسطة الفيزيائي اليابانى-الأمريكي ميشيو كاكو. نظريته تقول أن كتل البناء الأساسية لكل المواد وأيضاً لكل القوى الفيزيائية في الكون - مثل الجاذبية- موجودة في مستوى تحت الكم. هذه الكتل البنائية تشبه أربطة مطاطية صغيرة جداً - أو أوتار- وهي التي تصنع الكواركات (جسيمات كمية)، وتباعاً الإلكترونات، والذرات، والخلايا وهكذا. ويتحدد بالضبط أي نوع من المادة ينتج بواسطة الأوتار وكذلك سلوك هذه المادة، حسب تذبذب هذه الأوتار. وتتذبذب الأوتار فتؤدي إلى نشوء القوى المختلفة الحاكمة للكون. بهذه الطريقة فإن كوننا بأكلمه عبارة عن عزف موسيقى. ووفقاً لنظرية الأوتار فهذا العزف يحدث عبر 11 بُعد منفصل.
مثل نظرية العوالم المتعددة، فنظرية الأوتار تـُظهر وجود الأكوان المتوازية.
فهذه الأبعاد تلتف حول نفسها بحيث لا ندركها في عالمنا. وبما أن الكون يحتوي على هذه الأبعاد المختلفة بهندساتها العديدة والمتنوعة، وعلماً بأن قوانين الطبيعة تعتمد على هندسة الطبيعة، فمن المتوقع أن تُشكِّل هذه الأبعاد العديدة أكواناً مختلفة في قوانينها وحقائقها. هكذا تؤدي نظرية الأوتار إلى نتيجة أنه توجد أكوان عديدة ومختلفة. بالإضافة إلى ذلك، يشير كاكو إلى حقيقة أنه تم اكتشاف بلايين من الحلول لمعادلات نظرية الأوتار، وكل حلّ من هذه الحلول يصف كوناً متناسقاً رياضياً ومختلفاً عن الأكوان الأخرى التي تصفها الحلول الأخرى للنظرية. هكذا، تدل نظرية الأوتار على وجود أكوان عدة.
وفقاً للنظرية، فكوننا يشبه فقاعة بجانب أكوان موازية شبيهة. وعلى نقيض نظرية العوالم المتعددة، فنظرية الأوتار تفترض أن هذه الأكوان يمكنها أن تكون على اتصال مع بعضها البعض. نظرية الأوتار تقول أن الجاذبية يمكنها التدفق بين هذه الأكوان المتوازية. وحينما تتفاعل هذه الأكوان فإنه ينشأ انفجار كبير مثل الذي خلق كوننا.
حينما يستطيع الفيزيائيون خلق آلة تستطيع رصد المواد الكمية، فالأوتار تحت الكمية ستظل بعيدة عن الملاحظة، وهذا يجعلهم - وبالتالى النظرية القائمة عليهم- نظريين كلية ً. البعض رفض هذا، والبعض الآخر يعتقد أنه صحيح..







مستويات الأكوان المتوازية

قام العالم ماكس تيجمارك بفحص النظريات الفيزيائية المتضمنة أكواناً متوازية، والتي تكوّن أربع مستويات طبيعية هرمية للوجود متعدد الأكوان، بشكل يزيد فيه التنوع كلما تقدمنا:
المستوى الأول: مناطق وراء أفقنا الكوني.

الكون يتمدد إلى مالانهاية وبنيته لها نفس الصفة... خارج هذه الكرة التي هي كوننا أو الحدود المشكلة له، توجد كرات لأكوان أخرى لانهائية أيضاً في حدودها وعددها

• خصائصها: تنطبق عليها نفس القوانين الفيزيائية، لكن مع اختلاف في الظروف الأولية.

• الافتراضات: فضاء غير محدود، تتوزع فيه المادة الكونية ايرجوديكياً ergodic.

• الأسانيد:

1. قياسات الموجات المايكروية تشير إلى تسطح، وفضاء لا متناهي، ونعومة واسعة النطاق.
2. النموذج الأبسط.

المستوى الثاني: فقاعات أخرى متضخمة-المركز.

الكون عبارة عن فقاعة كروية متواجدة في كون "أكبر" محتوي على عدد من الأكوان الأخرى أو "الفقاعات" الأخرى. وهكذا

• خصائصه: نفس المعادلات الأساسية للفيزياء، ولكن ربما بثوابت وعناصر وأبعاد مختلفة.

• الافتراضات: حدوث التضخم الفوضوي.

• الأسانيد:

1. نظرية التضخم تفسر الفضاء المستوي، والتذبذبات ثابتة المقدار، وتحل مشكلة الأفق ومشاكل القطب الواحد ويمكن أن تفسر طبيعياً مثل هذه الفقاقيع.
2. تفسر الثوابت المضبوطة.

المستوى الثالث: العوالم المتعددة لفيزياء الكم.

حسب نظرية العالم هيو إيفيريت فإن وقوع أي حدث عشوائي معناه أن احتمال من ضمن عدة احتمالات أخرى قد وقع... مما يؤدي بنا إلى القول أن الاحتمالات الأخرى قد تكون وقعت في أكوان موازية لكوننا... أي أن ھناك كون لكل احتمال من الاحتمالات المتوقعة

• خصائصه: شبيهه بخصائص المستوى الثاني.

• الافتراضات: وحدوية الفيزياء.

• الأسانيد:

1. دعم تجريبي للفيزياء الوحدوية.
2. النموذج الأبسط رياضياً.

المستوى الرابع : تراكيب رياضية أخرى.

• خصائصه: معادلات الفيزياء الأساسية مختلفة.

• الافتراضات: الوجود الرياضي = الوجود الفيزيائي.

• الأسانيد:

1. التأثير غير المعقول للرياضيات في الفيزياء.
2. تجاوب على سؤال وييلر وهوكينج: " لماذا هذه المعادلات بالذات، وليس غيرها؟"

مقتطفات مفيدة.

إحدى الملاحظات المهمة التي لاحظها العلماء انه لا يوجد مكان محدد للإلكترون فعند دراسة الذره هناك شواهد على وجود الأجسام الذرية في أكثر من مكان واحد في نفس الوقت
وفسر ذلك بوجود عوالم متوازية بالبلايين بحيث يظهر الجزيء الذري في مكان آخر وتظهر جزيئات ذريه من عوالم أخرى في كوننا بعلاقات غير مفهومة.
.............
ويعتقد بعض العلماء أن نموذج تداخل الفوتون المفرد - الملاحظ في تجربة الشق المزدوج - من الممكن تفسيره بتداخل الفوتونات عبر العوالم المتعددة.
.............
ثمة مثال آخر ألا وهو سر "المادة الخفية" في الكوسمولوجيا (علم الكونيات)، والمادة الخفية هي المادة غير المرئية والتي يبدو أنها تكوّن تسعين في المئة من كتلة الكون. ورغم أنها غير مرئية إلا أن العلماء تعرفوا على وجودها من تأثير جاذبيتها. فقد تكون المادة الخفية موجودة في أكوان متوازية. وتؤثر مثل هذه المادة في الكون الذي نعيش فيه من خلال قوة الجاذبية التي حسب نظرية الأوتار تستطيع التدفق بين الأكوان المتوازية. وهذه المادة "خفية" بالضرورة لأن النوعية الخاصة بنا من الفوتونات تلتصق بغشائنا، وبالتالي يتعذر على الفوتونات أن تنتقل عبر الخواء من المادة الموازية إلى أعيننا.
.............
الواقع هناك أكثر من طريق يوصلنا إلى العوالم المتوازية. ليس فقط تمكن العلماء من حل الغموض في نظرية الأوتار التي تقودنا إلى وجود أكوان أخرى ولكن تصرف مكونات الذره التي من الممكن أن تكون في أكثر من مكان في نفس الوقت.
بالإضافة إلى هذين الطريقين يوجد أيضا تساؤل مشروع وهو لماذا توقفت الثوابت الكونيه عند أرقام معينه مثل ثابت الجاذبيه والقانون العام للغازات وغيرها من الثوابت الكثيرة. يعني أنه لابد أن تكون هذه الثوابت لها قيم مختلفه في العوالم الأخرى بحيث تكون هذه القيم لها صور لا متناهيه.
ما هو حل جذر واحد سالب مثلا. رقم حقيقي يدخل تحت الجذر فيصبح نوع من السحر. كمية نستخدمها ونحتاجها ولكننا لا نفهمها. ماذلك إلا لأنها موجوده في كون آخر له رياضيات مختلفه ولهذا الجذر هناك معنى واضح.
.............
وماذا يقول الفيزيائي ميشيو كاكو منشئ نظرية الأوتار؟
يقول إنه بمجرد السماح لإمكانية نشوء عالم واحد، نفتح الباب أمام احتمال نشوء عوالم ممكنة ولا متناهية. بالنسبة إلى ميكانيكا الكمّ، الإلكترون لا يوجد في مكان مُحدَّد بل يوجد في كل الأمكنة الممكنة حول نواة الذرة. لكن الكون كان أصغر من الإلكترون (عند بداية الانفجار الكبير الذي تشكل منه الكون)، وإذا طبقنا ميكانيكا الكمّ على الكون ككل، تصبح النتيجة أن الكون يوجد في كل الحالات العديدة والمختلفة والممكنة في آنٍ معاً. وهذه الحالات الممكنة والمختلفة ليست سوى الأكوان العديدة. من هنا، يستنتج كاكو أنه لا مفر من الاعتراف بإمكانية وجود الأكوان الممكنة. هذه الأكوان التي نتحدث عنها ليست المجرات المختلفة في عالمنا، بل المجرات جزء من عالمنا الواقعي بالذات. إن الأكوان الممكنة قد تشبه عالمنا وقد تختلف عنه، وبعض هذه الأكوان الممكنة تختلف في قوانينها الطبيعية وحقائقها وظواهرها عن الأكوان الممكنة الأخرى وعن عالمنا الذي نحيا فيه.
.............
ويتفق الفيزيائي روجر بنروز مع الآخر استيفين هوكنج أن تطبيق ميكانيكا الكم على الكون تكون نتيجته العوالم المتعددة. رغم أنه يعتقد أن النقص الحالى في نجاح نظرية الجاذبية الكمية (نظرية تحاول توحيد ميكانيكا الكم مع النسبية العامة) يبطل إدعاء عالمية ميكانيكا الكم التقليدية.
.............
ويقول لي سمولين الباحث في معھد بريميتر للفيزياء النظرية أن الأكوان المختلفة تمر بمراحل مشابھة لتلك الخاصة بتطور الكائنات الحية؛ ففي كل مرة يولد فيھا كون من كون آخر، تتغير القوانين الفيزيائية قليلا... ھكذا، قد تنشأ أكوان بقوانين فيزيائية عدائية وتكون نھايتھا ھي الفناء: فإما أن تنھار فوراً على نفسھا، أو أن يكون فيھا عدد خاطئ من الأبعاد، أو لعدم تمكن تلك الأكوان من احتواء ثقوب سوداء والتي بواسطتھا يتمكن كون معين من "حفظ نوعه "... لكن، بالطبع بعض الأكوان تولد بقوانين فيزيائية تسمح بتكون النجوم وبالتالي تسمح بوجود الثقوب السوداء التي تؤدي بدورھا إلى ولادة أكوان "صغيرة".
و كما قال العالم ستيفن ھوكنغ: "لو كان الكون مختلفاً، لما كنا ھنا لنسأل: لماذا نحن ھنا؟"








هل عثرنا على الأكوان الأخرى؟

علماء موجات الراديوالفلكي تمكنوا من العثور على منطقة فارغة، مساحتها تتجاوز كل المناطق الفارغة التي عثرنا عليها في السابق. هذه المنطقة الفارغة تقع عنا على بعد حوالي 8 مليارات سنة ضوئية، ويصل قطرها إلى مالايقل عن مليار سنة ضوئية.
ليست هذه هي المرة الأولى التي يلاحظ فيها العلماء منطقة فارغة. نحن نعلم بوجود حوالي 30 منطقة هائلة تمتد على مساحة بضعة ملايين السنوات الضوئية. المنطقة المكتشفة حديثا أكثر كبرا حتى بالمقارنة مع الكون المرئي. وهي من الكبر إلى درجة ان علماء الفيزياء المعنيين بالانفجار العظيم يجدون صعوبة في تفسير الأمر.

الآن تعتقد مجموعة من علماء الفيزياء الأمريكان انهم عثروا على تفسير مناسب، بالرغم من انها مثيرة للدهشة. حسب هؤلاء العلماء فأن هذه البقعة عبارة عن بصمة كون آخر تضغط على جدار عالمنا. مجموعة باحثين على رأسهم Laura Mersini-Houghton من جامعة ساوث كارولينا. لورا تقول: "علم الكونيات التقليدى لا يستطيع تفسير فجوة كونية هائلة كتلك". وقد اشارت حساباتهم إلى أن هذه المنطقة الفارغة نشأت بتأثير ارتطام عالمنا بالعالم الجار له في لحظة مبكرة من نشوئه. الكون المجاور قام بدفع الأجسام الكونية في المنطقة التي اصطدم بها في كوننا بحيث أنها أصبحت خالية أو تحوي اجسام كونية اقل. لو كان هذا صحيحاً فإنه يعطى الدليل التجريبى الأول على الأكوان المتوازية مع النماذج النظرية الموجودة مسبقاً. وهو أيضاً يدلل ًعلى نظرية الأوتار. هذه المجموعة من العلماء تدعى وجود نتائج قابلة للاختيار، حيث أنه لو كانت نظرية الأكوان المتوازية صحيحة فسيكون هناك فراغ مشابه في نصف الكرة الجنوبي من الكرة السماوية



استطلاع رأي

النظريات الشبيهة بنظرية العوالم المتعددة تعتبر الآن اتجاه عام في مجتمع ميكانيكا الكم. على سبيل المثال، اقتراع تم بين 72 من الفيزيائيين البارزين، قام به الباحث الأمريكي ديفيد روب في عام 1995 ونشر في الدورية الفرنسية Sciences et Avenir في يناير من عام 1998، أشار إلى أن 60 % تقريباً يعتقدون أن نظرية العوالم المتوازية حقيقية.
الاعتقاد بوجود اكوان أخرى هو من محض التخمين، ولا يمكن الإجابة على هذا السؤال بالبحث العلمي والطرق العملية إذ أننا نعيش في كوننا الذي نعرفه ونحاول دراسته وتفسير ظواهره ، ونحن " محبوسون" فيه. ولا تزال تشغلنا أمور فيزيائية واقعية وليست تخمينا، لم نتوصل حتى الآن في حلها، فنحن لا زلنا لا نعرف ما هي المادة المظلمة، ولا نعرف ما هي الطاقة المظلمة، ولا نعرف كيف حدث الانفجار العظيم ؟ من "لا شيئ!"
وأبسط من ذلك، لا نعرف، لماذا خلق البروتون في عالمنا بهذه اللكتلة بالذات وبهذه الشحنة بالذات ؟ ولماذا وكيف خلق الإلكترون بهذه الكتلة بالذات (أخف من البروتون نحو 1840 مرة) ولماذا بهذه الشحنة بالذات والتي تعادل تماما شحنة البروتون، مع كونها شحنة سالبة ؟ ولماذا بخواصه هذه الكهربائية والمغناطيسية والجاذبية ؟ وخواص البروتون ؟ في عالمنا تناسب تلك الخواص تخليق الهيدروجين وتخليق العناصر الأخرى، ويستمد كوننا خواصه من نجوم ومجرات من خواص تلك اللبنات الأولية من بروتونات ونيوترونات وإلكترونات. السؤال حول تعدد الأكوان ينبع من : هل توجد انفجارات عظمى أخرى تؤدي إلى خلق جسيمات غير التي يتكون منها كوننا ؟ كوننا فيه نظام باهر ويعترف به كل العلماء، ويعم بالحركة والحياة، فهل هو الوحيد ؟ هل نحن مميزون ؟ أم هناك العديد من الأكوان المختلفة في تركيبتها، وهل حدث أن توافقت الظروف في عالمنا فقط، فأصبحنا هنا ؟ البعض يتساءل :هل نحن مميزون؟









يتبع

[ST0P_IM_T0P]

المجموعة الشمسية

" أَوَلَمْ يَنْظُرُوا فِي مَلَكُوتِ السَّمَاوَاتِ وَالأَرْضِ وَمَا خَلَقَ اللَّهُ مِنْ شَيْءٍ وَأَنْ عَسَى أَنْ يَكُونَ قَدِ اقْتَرَبَ أَجَلُهُمْ فَبِأَيِّ حَدِيثٍ بَعْدَهُ يُؤْمِنُونَ " الأعراف: 185
" وَالشَّمْسُ تَجْرِي لِمُسْتَقَرٍّ لَهَا ذَلِكَ تَقْدِيرُ الْعَزِيزِ الْعَلِيمِ ، وَالْقَمَرَ قَدَّرْنَاهُ مَنَازِلَ حَتَّى عَادَ كَالْعُرْجُونِ الْقَدِيمِ ، لا الشَّمْسُ يَنْبَغِي لَهَا أَنْ تُدْرِكَ الْقَمَرَ وَلا اللَّيْلُ سَابِقُ النَّهَارِ وَكُلٌّ فِي فَلَكٍ يَسْبَحُونَ َ" يس 38-40



مقدمة عن المجموعة الشمسية

تنتمي الشمس إلى تجمع نجمي كبير يضم أكثر من مئتي ألف مليون نجم يعرف باسم مجرة درب التبانة، تكونت قبل ما يقارب 4.5 مليار سنة، وتقع المجموعة الشمسية في احدى ازرع مجرة درب اللبانة على بعد 30,000 سنة ضوئية من مركز المجرة، و 20,000 سنة ضوئية من أقرب أطرافه، وتدور الشمس حول مركز المجرة بسرعة 220 كم/ثانية وتتم دورة كاملة مع مجموعتها حول مركز المجرة في مدة تصل إلى 225 مليون سنة، مما يعني أن الشمس ومعها مجموعتها قد دارت حول مركز المجرة 20 دورة منذ نشأة المجموعة الشمسية.

تتكون المجموعة الشمسية من نجم متوسط الحجم مثل اي نجم عادي هو الشمس وتوجد على هيئة كرة ضخمة من غاز الأيدروجين الذي تكثف على ذاته بقدرة الله، وتهيمن الشمس بقوة جاذبيتها على حركة كافة أجرام المجموعة الشمسية من كواكب وتوابع وكويكبات ومذنبات، وهي مصدر كل من الحرارة والنور على أسطح تلك الأجرام بما تشعه من طاقة.

وتوجد ثمانية كواكب تدور حول الشمس، مكونة ما يسمى باسم المجموعة الشمسية، وهذه الكواكب تترتب في مدارات حول الشمس من الداخل إلى الخارج كما يلي: عطارد، الزهرة، الأرض، المريخ، المشتري، زحل، أورانوس، نبتون، والكواكب الأربعة الأولى عطارد، الزهرة، الأرض، المريخ تسمى بالكواكب الداخلية او الكواكب الصخرية بينما تسمى الكواكب الاربعة الأخرى (المشترى، زحل، اورانوس، نيبتون) بالكواكب الخارجة أو الغازية لتكون أغلبها من الغازات.

وبالإضافة إلى كواكب المجموعة الشمسية وأقمارها فإن بداخل تلك المجموعة أعدادًا هائلة من الكويكبات والمذنبات، فهناك حزام من أجرام صغيرة نسبيًّا تدور حول الشمس خارج مدار المريخ، ويطلق عليها اسم حزام الكويكبات التي يبلغ قطر أكبرها حوالي 920 كم وأصغرها في حجم ذرات الغبار.
" وَمِنْ آيَاتِهِ أَنْ تَقُومَ السَّمَاءُ وَالأَرْضُ بِأَمْرِهِ ..... " ‏الروم‏: 25



نظريات تكون المجموعة الشمسية

حاول العلماء إيجاد تفسير لنشأة المجموعة الشمسية واختلفت النظريات بين مؤيد ورافض ولعل من اكثر النظريات انتشارا هما:-

النظرية الأولى

إحدى النظريات وهى النظرية الثنائية، التى تقول بأن نجماً ضخماً إقترب من الشمس وكان لهذا النجم قوة جاذبية عالية انتزع من الشمس كتلة ضخمة من الغازات، وشكلت على هيئة أذرع طويلة تدور فى نفس اتجاه دوران الشمس .وفقدت هذه الأذرع جزء من حرارتها، وحدثت بعض الدوامات فتكثفت بعض مادتها وتحولت إلى مجموعة الكواكب التى تدور حول الشمس، واختلفت أحجام تلك الكواكب حسب إختلاف جزء الأذرع المقطوع، لكن هذه النظرية انتقدت من علماء الرياضيات لوجود بعض الأخطاء.

النظرية الثانية

وهناك نظرية اخري وهي افضل النظريات تقول ان المجموعة تكونت من سحابة كونية هائلة من الغاز والغبار وظلت لعدة آلاف من السنين واستمرت في الدوران حول نفسها تحت تأثير جاذبيتها الخاصة مكونة بذلك سحابة أخرى أصغر حجما وأكثر كثافة أعطتها كتلة مركزية كونت الشمس في بداياتها، وبعد ملايين السنين دخلت الدقائق الصخرية الأقرب إلى الشمس في تصادم بينها أدى إلى تكون كواكب صغيرة ذات أشكال غير منتظمة إلا أنها ولكونها كانت ذات جاذبية فقد استمرت في جذب الكتل الصخرية والغازات فساعدها ذلك على اكتساب أحجام أكبر ذات انتظام أكثر.

النظرية الثالثة

وهناك نظرية ثالثة تفترض انفجار لجسم فضائي هائل تفرق الى شظايا تكونت منها المجموعة الشمسية.

" إِنَّ فِي السَّمَاوَاتِ وَالأَرْضِ لآيَاتٍ لِلْمُؤْمِنِينَ " الجاثية: 3






الشمس


مقدمة

الشمس اقرب نجم إلى الأرض وينتمي إلى فصيلة النجوم القزمة الصفراء والشمس تمثل 99 % من كتلة المجموعة الشمسية كلها ويقدر العلماء عمرها ينحو أربعة ونصف مليار عام عندما تواجد سديم من الغاز المكون في معظمه من الهيدروجين اخذ في التمركز والدوران حول نفسه مولدا الطاقة والضغط الكافيين لاندماج ذرات الهيدروجين معلنة بدء ولادة النجم، ويقدر العلماء وبحسب كمية الهيدروجين المتبقية أن المتبقي من حياة الشمس حوالي خمسة مليارات عام فقط تتمدد بعدها لتصبح عملاق احمر يبتلع مدارات الكوكب التي تدور حوله ثم تبدأ في الاضمحلال والانكماش إلى أن تصل إلى قزم ابيض اصغر بكثير من حجمها الحالي ثم إلى قزم اسود بعد ذلك، إلا أن هذه التحولات والتغيرات تأخذ المليارات من السنين من مرحلة إلى أخرى، ولا يعلم الغيب إلا الله ولكن هذه افتراضات علمية مبنية على عمليات حسابية بافتراضات واحتمالات رياضية ليس إلا، وقد تكون هذه الفروض صحيحة أو غير مكتملة، وقد تظهر نظريات أخرى جديدة تغير وتعدل النظريات الحالية.


موقع الشمس

توجد الشمس في إحدى أذرع مجرة درب التبانة، وتبعد عن مركز المجرة حوالي 30 ألف سنة ضوئية تنتمي الشمس إلى حشد نجوم صغير ومفتوح مكون من 140 نجم تقريباً، تدور الشمس حول مركز المجرة كل 250 مليون سنة تقريباً، كما تقوم الشمس بحركة أخرى متعامدة لمدارها حول مركز المجرة وتنجز هزّة واحدة كل 28 مليون سنة.




وصف الشمس

وتقدر كتلة الشمس بنحو 1990 تريليون تريليون طن - التريليون يساوي مليون مليون - أي تمثل 330.000 مرة كتلة الارض وهي قوة كافية لخلق جاذبية كافية للحفاظ على النظام الشمسي بالكامل، وتبعد عن الأرض مسافة 149,600 كيلو متر ( 93 مليون ميل ) وتبعد عن اقرب نجم لها مسافة 4.3 سنة ضوئية.

تبلغ درجة حرارة الشمس في مركزها 14 مليون درجة مئوية وعلى سطحها حوالي 5,500 درجة مئوية أما البقع الشمسية فهي اقل حرارة إذ تبلغ 4,000 درجة مئوية وتبلغ سرعة الرياح الشمسية 3 مليون كيلومتر في الساعة ويقدر إشعاع الشمس أو الطاقة الشمسية المتولدة بنحو 390 مليار مليار ميجاوات، وتفقد الشمس بالإشعاع حوالي عشرة ملايين طن كل ثانية من مادتها، كما تفقد 600 مليون طن كل ثانية من مادتها بالتفاعلات النووية في قلبه.



مكونات الشمس

تتكون الشمس مثل باقي النجوم من الهيدروجين كمكون أساسي يمثل 92 % وخلال عملية إنتاج الطاقة تتحول ذرة الهيدروجين إلى الهليوم والذي يمثل 7.8 % من مكونات الشمس والباقي عناصر أخرى مثل الأوكسجين والذي يمثل 0.06 % والكربون والكبريت والنيتروجين.




طبقات الشمس

تتكون الشمس من عدة طبقات، مركز الشمس وهو النواة والمكون من الغاز المضغوط - يعادل الضغط داخل المركز 340 مليار مرة الضغط الجوي على سطح البحر في الأرض - وفي حالة تسمى حاله بلازما ( الحالات الأخرى للمادة صلبة، سائلة، غازية ) - وحالة البلازما ببساطة هي الحالة التي يكون فيها جزئ المادة قد تعرض لحرارة وضغط مهولة ويبدأ الإلكترون في الإفلات من نواته عندها تكون حالة البلازما - وهذا المكان ( النواة ) هو مصدر انتاج الطاقة التي تأخذ طريقها نحو الخارج، وتمر عبر طبقات للشمس، حيث تحمل جزيئات الضوء (الفوتون) بالطاقة وتتسرب إلى الطبقات العليا، وفي الحقيقة ان عملية تحميل الفوتون للطاقة واندفاعه للخارج تستغرق حوالي مليون سنة وهناك وخلال العملية التي تشيه الغليان تخرج الطاقة.



منطقة الفوتوسفير

وهي الطبقة السفلى لجو الشمس ويبلغ سمكها 500 كم تقريبا، وتنطلق منها الإشعاعات الشمسية والتي تقع في الضوء المرئي ودرجة حرارتها تبلغ حوالي 5000 درجه مئوية .



منطقة الكروموسفير

يمتد سمكها إلى بضعة ألاف من الكيلومترات والغازات المكونة لها أقل كثافة وأكثر شفافية من منطقة الفوتوسفير وإشعاعاتها ضعيفة في الضوء المرئي ولكنها قوية في الأشعة السينية وفوق البنفسجية والرادوية، درجة حرارتها تصل إلى حوالي 100000 كلفن .




منطقة الكورونا الهالة

وهي الطبقة الخارجية لجو الشمس وتمتد ملايين الكيلومترات، حيث تقل كثافتها وشفافية غازاتها عن الكروموسفير وإشعاعاتها ضعيفة في الضوء المرئي، ولكنها قوية في الأشعة البنفسجية والفوق بنفسجية والسينية والرادوية، ودرجة حرارتها تصل إلى ملايين الدرجات المئوية .




الانفجارات الشمسية

وهي ظاهرة تتكرر باستمرار خلال دورة نشاط تتكرر كل 11 سنة، وتحدث عندما تزيد الطاقة المغناطيسية وتتحرر فجأة فينبعث ضوء ابيض شديد التوهج نتيجة لذلك، وقد لوحظ أول مرة في سبتمبر عام 1859 من قبل الفلكي البريطاني ريتشارد كارنجتون عندما كان يتابع البقع الشمسية ولاحظ ظهور ضوء ابيض باهر ظهر فجأة، والانفجار الشمسي يطلق الغازات المشحونة كهربائيا بسرعة ثلاثة ملايين كيلومتر في الساعة باتجاه الأرض، وإن بعضها يخترق الغلاف المغناطيسي.، وتؤثر على إحدى طبقات الغلاف الجوي وهي طبقة (الأيونوسفير)؛ هذه الجسيمات عالية الطاقة تحدث اضطرابًا في الحالة الأيونية في طبقة الأيونوسفير التي تعمل على حفظ المجال المغناطيسي للأرض مما يؤثر على الاتصالات اللاسلكية على الأرض، خاصة وأنها تعتمد على الموجات الكهرومغناطيسية.





الرياح الشمسية

وهي من أكبر العوامل التي تؤثر في طبقة (الماجنيتوسفير) المغناطيسية للأرض في طبقات الجو العليا، بما تحمله من إلكترونات حرة سالبة، ونوى ذرات الهيدروجين والهليوم التي تحتوي على البروتونات الموجبة، وتندفع الرياح الشمسية عادة بسرعة 320 كيلومترًا في الثانية، ولكنها قد ترتفع إلى أكثر من 800 كيلومتر في الثانية عند ذروة النشاط الشمسي، وخاصة عند حدوث الانفجارات، وتقوم الشمس بهدم مجالها المغناطيسي كل ألف عام، والأرض غيرت مجالها المغناطيسي 176 مرة منذ نشأتها منذ 4550 مليون سنة وحتى الآن، ولا أحد يعرف كيف يحدث ذلك.

البقع الشمسية

هي مناطق اضطراب ومساحات قاتمة تتواجد على سطح الشمس تنجم عن تركيز مجالات مغناطيسية غير مستوية. وتكون ابرد من المناطق التي حولها مما يجعلها اقل خفوتا من المناطق المحيطة بها وتظهر على شكل بقعة ‏مستديرة او بيضاوية مركزها مظلم نسبيا وتكون مملوءة بطاقة مغناطيسية يمكن أن تنطلق ‏كبركان، وتنمو البقع وتتسع وتستغرق في ذلك من أسبوع إلى أسبوعان وتستغرق حوالي أسبوعان آخرين لتتلاشى.











الكواكب





يتبع الشمس ثمانية كواكب معروفة وتدور حولها، مكونة ما يسمى باسم المجموعة الشمسية، وهذه الكواكب تترتب في مدارات حول الشمس من الداخل إلى الخارج كما يلي: عطارد، الزهرة، الأرض، المريخ، المشتري، زحل، أورانوس، نبتون وتنقسم إلى قسمين:-

الكواكب الداخلية :- وهي عطارد، الزهرة، الأرض، المريخ.
الكواكب الخارجية :- وهي المشترى، زحل، أورانوس، نبتون.

وتصنف أيضا حسب طبيعة الكواكب إلى قسمين:-

الكواكب الصخرية :- وهي عطارد، الزهرة، الأرض، المريخ.
الكواكب الغازية :- وهي المشترى، زحل، أورانوس، نبتون.

ووفقا للقرار الصادر من الإتحاد الفلكي الدولي مؤخرا بأن الكواكب والأجسام الأخرى في نظامنا الشمسي يتم تصنيفهم إلى ثلاثة أصناف هي:

الكوكب هو جرم سماوي له مدار حول الشمس، له كتلة كافية لتكوين جاذبيه ذاتية تفرض توازن إستاتيكي للجسم وكروي الشكل تقريبا، وله مدار واضح.
الكوكب القزم وهو جرم سماوي له مدار حول الشمس، وله كتلة كافية لتكوين جاذبيه ذاتية تفرض توازن إستاتيكي (يحدث عندما تتوازن الجاذبية مع الضغط في الاتجاه المعاكس، فعلى سبيل المثال قوة تدرج الضغط تمنع الغلاف الجوي من الانهيار ليصبح طبقة واحدة كثيفة كما تمنع قوة الجاذبية من تبعثر الغلاف الجوي إلى الفضاء الخارجي) وكروي الشكل تقريبا، ومداره قد يتداخل مع مدارات لأجسام أخرى وليس تابع لكوكب.
كل أجسام أخرى عدا الأقمار وتدور حول الشمس يشار إليها وبشكل جماعي أنها كويكبات صغيرة.
وبموجب هذا التعريف الرسمي فإن هناك ثمانية كواكب هم عطارد، الزهرة، الأرض، المريخ، المشتري، زحل، أورانوس ونبتون. أما سيرس، بلوتو، وإيرس فإنهم يصنفوا الآن كواكب قزمة. وعدد كبير من الأجرام الإضافية قد يقع ضمن هذا التصنيف في المستقبل القريب.
ويتبع كل كوكب مجموعة من التوابع أو الأقمار عدا كوكبي عطارد والزهرة فليس لهم توابع. وبالإضافة إلى الكواكب وأقمارها فإن بداخل المجموعة أعدادًا هائلة من الكويكبات والمذنبات، فهناك حزام من أجرام صغيرة نسبيا تدور حول الشمس خارج مدار المريخ، ويطلق عليها اسم حزام الكويكبات التي يبلغ قطر أكبرها 920 كم وأصغرها في حجم ذرات الغبار اختلفت النظريات في طريقة تكونها فمنهم من يقول أنها كانت كوكب قديم وانفجر ومنهم من يقول إنها كما هي من بقايا تكون المجموعة.

هذا إلى جانب سحابة اورت وهي سحابة كروية هائلة تحيط بالنظام الشمسي وتقع في حافة النظام الشمسي وتمتد لمسافة ثلاث سنوات ضوئية، وتقع على بعد حوالي 30 تريليون كيلومتر من الشمس، هذه السحابة هي مصدر معظم المذنبات التي تعبر مليارات الكيلومترات، هذه الأجسام مرتبطة بجاذبية ضعيفة للشمس، هذا إلى جانب المذنبات الزائرة التي تمر بالمجموعة وتخرج منها ولا تكرر زيارتها أو أن مجال زيارتها يتعدى الآلاف السنيين.

وكذلك حزام كايبر وهو عبارة عن منطقة تتكون من الأجسام المتجمدة والصخور، ويمتد من عند كوكب نبتون إلى ما يقارب 20 وحدة فلكية. وهو يشبه حزام الكويكبات الواقع بين كوكبي المريخ والمشتري، ويتكون حزام كايبر بشكل أساسي من أجسام صغيرة أو بقايا من المراحل الأولى لتكون النظام الشمسي، وتتكون من مركبات كيميائية متجمدة مثل الميثان والأمونيا والماء، ويحتوي هذا الحزام على ثلاثة كواكب قزمة على الأقل هي: بلوتو وهاوميا وماكيماكي. ويتوقع الفلكيون وجود أكثر من مئة ألف جرم يبلغ قطر كل منهم أكبر من 50 كيلومتر داخل هذا الحزام علاوة على مليارات المذنبات التي تدور هناك. ويتوقع العلماء أيضا أن أجرام الحزام تتكون من جليد الماء والصخور وبعض المواد العضوية المعقدة، ولونها يتدرج من الرمادي والأحمر وأسطحها غامقة تمامًا وتعكس ما تتراوح نسبته بين 3% و 25% من كمية الضوء الساقط عليها. وتصل درجة الحرارة عليها إلى - 220 درجة مئوية ولا تتعدى الصفر.

عطارد

متوسط المسافة من الشمس
57,910,000كيلومتر
قطر الكوكب
4,880 كيلومتر
الفترة الفلكية للدوران حول نفسه 58.6 يوم أرضي فترة دوران الكوكب حول الشمس
88 يوم أرضي

عطارد هو اقرب كواكب المجموعة الشمسية إلى الشمس، وثاني أصغر الكواكب في النظام، قطره 40% أصغر من الأرض و 40% أكبر من القمر، هو أصغر من جانيميد قمر المشتري وتيتان قمر زحل.

تاريخ تشكل عطارد مشابه لتاريخ الأرض، فمنذ حوالي 4.5 بليون سنة خلت تشكل الكوكب عندما تشكلت كواكب المجموعة الشمسية من سديم حسب نظريات تكون المجموعة. وقد مرت المجموعة بفترة القصف العظيم، وفي وقت مبكر وخلال تشكل الكوكب تميز بقلب معدني كثيف وقشرة من السيليكات، وبعد فترة القصف العظيم تدفقت الحمم عبر ارض الكوكب وغطت قشرته القديمة، وخلال هذا الوقت تجمع الحطام من الصخور والحجارة على الكوكب ودخل في مرحلة جديدة حيث استقرت القشرة عندما خفت حدة القذف.

وفي خلال هذه الفترة تشكلت الحفر والسهول وأصبح عطارد ابرد وتقلص قلبه وخرجت الحمم من تشققات القشرة وكونت مجاري ومنحدرات ونتوءات صخرية.

وخلال المرحلة الثالثة تدفقت الحمم خلال الأرضي المنخفضة مشكلة سهول ناعمة، وخلال المرحلة الرابعة شكلت النيازك الصغيرة سطح من الغبار وبعض من النيازك التي ضربت سطح الكوكب بعد ذلك شكلت حفر جديدة تبدو لامعة للراصد.

وما عدا بعض النيازك التي تسقط أحيانا على الكوكب فإن سطحه غير نشط وظل كذلك لملايين السنين وسيظل كذلك إلى ما شاء الله.

أن عطارد عالم يشبه القمر، ملئ بالحفر، ويحتوي على منخفضات عملاقة، والعديد من الحمم البركانية. تتراوح الحفر في الحجم من 100 متر إلى 1300 كيلومتر. الحفرة الأكبر على عطارد هي حوض كالوريس (Caloris) وقد حددت من قبل هارتمان وكويبير ( 1962) وفي رأي العلماء أن أي حفرة أكبر من 200 كيلومتر في القطر هي حوض.

إن حوض كالوريس والبالغ 1300 كيلومتر في القطر، يرجح انه ناتج عن نيزك أكبر من 100 كيلومتر في الحجم ارتطم بالكوكب ونتج عن هذا الارتطام سلسة جبلية بارتفاع ثلاثة كيلومترات وقذف بمكونات السطح مسافة 600 إلى 800 كيلومتر عبر الكوكب، الأمواج الزلزالية التي أعقبت الارتطام تمركزت في الجانب الآخر للكوكب وأنتجت منطقة أرض عشوائية. بعدما امتلأت الحفرة بشكل جزئي بسبب تدفق الحمم.

يشتهر عطارد بجروف مقوسة كبيرة أو المنحدرات المجزئة التي قد تشكلت عندما برد وانكمش بضعة كيلومترات في الحجم، هذا الانكماش أنتج قشرة مجعدة الشكل بانحدارات شديدة تبلغ الكيلومترات في الارتفاع والمئات من الكيلومترات طولا.

أغلب سطح الكوكب مغطي بالسهول، الكثير منه قديم وبه حفر قد حفرت بعمق والبعض منها أقل حدة، وقد صنف العلماء هذه السهول كسهول مليئة بالحفر وسهول ناعمة. السهول مليئة بالحفر بها حفر أقل من 15 كيلومتر في القطر. هذه السهول قد يكون من المحتمل أنها تشكلت من تدفق الحمم وهي قديمة التكوين. إما السهول الناعمة فهي حديثة التكوين مع القليل من الحفر، مثل السهل الذي يوجد حول حوض كالوريس. في بعض الرقع يلاحظ مجاري الحمم الناعمة تملا تلك الحفر.

وكما يبدو أن عطارد لا يمكن أن يدعم وجود ماء فيه لوجود غلاف جوي خفيف جدا وذو حرارة حارقة طوال يومه، ولكن في عام 1991 التقط العلماء موجات راديو ووجد بها لمعان على القطب الشمالي للكوكب، يمكن أن تفسر على أنها ثلوج على أو داخل سطحه، ولكن هل من المحتمل أن يكون على عطارد ثلوج مع هذا القرب من الشمس؟.

لكن بسبب أن دوران الكوكب عمودي على مداره، والقطب الشمالي مواجه للشمس دائما من وراء الأفق، ولا تتعرض أعماق الحفر للشمس وحرارتها لذا يعتقد العلماء أن درجة الحرارة في تلك المنطقة سوف تكون دائما اقل من –161 درجة مئوية، تلك الدرجة قد تمكنت من احتجاز بخار الماء الذي تدفق من الكوكب، أو أن الثلج قد أتى للكوكب بفعل النيازك والمذنبات. هذا الثلج الذي احتجز أو تجمع ومن الممكن أن يكون قد غطي بطبقات من التراب ومازال يعطي هذا الانعكاس اللامع بالفحص الراد ري.

ويلاحظ بأن الشمس تظهر مرتان ونصف وقت أكبر من على الأرض والسماء سوداء دائما لأن الكوكب عمليا لا جو له بسبب تبعثر الضوء. وعند النظر منه إلى السماء سوف يرى نجمتان ساطعتان، واحدة ملونة هي الزهرة والأخرى الأرض ملونة بالزرقة.

عرف عن عطارد أنه ذو كثافة عالية ( كثافة عطارد 5.5 جرام/سنتيمتر3 والأرض فقط 4.0 جرام/سنتيمتر3 . هذه الكثافة العالية تشير بأنّ الكوكب 70 إلى 60 بالمائة هما وزن معدني، و30 بالمائة من الوزن هي سيليكات. هذا يعطي مؤشر بأن قلب المركز يشكل 75% من نصف قطر الكوكب وحجم المركز 42% من حجم الكوكب.

خلال عام 1880 رسم جيوفاني شياباريلي رسما يوضح ميزات قليلة عن عطارد. قد حدد أن عطارد يجب أن يكون قريب بشكل كبير من الشمس ويواجها بوجه ثابت، كما القمر قريب من الأرض ويواجها بوجه ثابت. في 1962 وبواسطة الفلك الراديوي تفحص الفلكيين الإشعاعات الراديوية من عطارد وحددوا أن الجانب المظلم من الكوكب دافئ جدا ليكون بوجه ثابت للشمس. وقد كان من المتوقع أن يكون أبرد بكثير إذا كان بعيدا عن الشّمس دائما. في عام 1965 حددا بيتينجيل و ديس Pettengill and Dyce فترة دوران الكوكب أنها تكون 59 يوما مستندين على مراصد رادارية. بعد ذلك وفي 1971 صحح غولدشتاين فترة الدّوران لتكون 58.65 يوما مستعملا التلسكوب الراداري. وبعد ملاحظته القريبة من قبل مارينر10 صححت الفترة لتكون 58.646 يوم، ولو أن الكوكب يواجه بوجه ثابت الشمس، فإن فترة دورانه سوف تكون الضعف إلى فترتها المدارية. يدور الكوكب واحد ونصف مرة خلال كل مدار. نظرا لهذا السبب 3:2، فإن اليوم على عطارد ( شروق الشمس إلى شروقها مرة أخرى) 176 يوما أرضيا، من الممكن إن فترة دوران عطارد كانت أسرع خلال الماضي البعيد، ويعتقد العلماء بأن دورانه كان حوالي 8 ساعات، لكن خلال ملايين السنين أخذ في التباطؤ بتأثر المد الشمسي.

وقد كانت المعلومات المتوفرة قليلة عن هذا الكوكب حتى رحلة مارينر10، بسبب الصعوبة في ملاحظته بواسطة المناظير الأرضية، بسبب مداره حول الشمس لهذا يمكن مشاهدته خلال ساعات النهار أو فقط قبل شروق الشمس أو بعد غروب الشمس.

إن أغلب الاكتشافات العلمية حول عطارد جاءت من مارينر 10 والتي قد أطلقت في نوفمبر 1973. ووصلت الكوكب في مارس 1974 وعلى مسافة تقدر بـ 705 كيلومتر من سطحه. وفي سبتمبر 1974 مرت بعطارد لثاني مرة وفي مارس 1975 لثالث مرة. خلال هذه الزّيارات، ومن خلال 2700 صورة قد التقطت وتغطّي 45% من سطح عطارد. وحتى هذا الوقت، كان العلماء يشككون بوجود حقل مغناطيسي للكوكب نظرا لأن الكوكب صغير، ومركزه أصبح صلبا منذ عهد بعيد. وبملاحظته اكتشف وجود حقل مغناطيسي ويشير هذا الاكتشاف بأن الكوكب لديه قلب من الحديد الذي على الأقل بشكل مائع جزئيا، والمعروف أن الحقول المغناطيسية تتولد من دوران مركز مائع ويعرف ذلك بتأثير المولد.

اكتشفت مارينر10 أن الكوكب يمتلك حقل مغناطيسي بقوة 1% مثل الأرض. هذا الحقل المغناطيس يميل 7 درجات إلى محور الدوران وتنتج مجال مغناطيسي حول الكوكب، ولكن مصدر هذا الحقل المغناطيسي مازال مجهولا. لربما ينتج من القلب الحديدي المائع في داخل الكوكب. أو ربما من بقية المغنطيسية لصخور حديدية التي قد مغنطت سابقا عندما كان الكوكب يمتلك حقل مغناطيسي قوي خلال سنواته الأولى وبرد الكوكب وصلب مركزه ولكن بقية من المغنطيسية قد حجزت داخله.

الإكتشافات الجديدة

في يوليو 2008 أعلن عضو مجموعة العلماء توماس زوربوخن التي تتابع مسبار الفضاء ماسينجر أن النتائج تدل على وجود ماء في جو عطارد الخفيف، والتي كانت بمثابة مفاجأة للعلماء معه، حيث أنه من الصعب وجود ذلك على عطارد نظرا لقربه منالشمس. وكشفت الدراسات التي قدمتها مركبة الفضاءماسينجر أن قطر الكوكب تقلص بمقدار 1.5 كيلومترويرجع العلماء سبب ذلك إلى الانخفاض البطيء لحرارة القلب المنصهر للكوكب وهذه العملية تزيد من شدةالمجال المغناطيسيللكوكب.

كما بينت المركبة مؤشرات بالصور عن نشاط عطارد البركاني في الماضي وكذلك يشير قياسمجال مغناطيسيةإلى وجود سائل في قلب الكوكب، وقد عثر العلماء على أدلة على وجود نشاط بركاني حديث على عطارد،حيث بينت الصور التي التقطتها المركبة وجود مساحات كبيرة من سطح الكوكب مغطاة بالفوهات البركانية كما أظهرت إحدى الصور فوهة البركانكايبرالذي يقع جنوب وسط عطارد وقد تم الكشف عن حوض دائري يبلغ قطره 83 ميلا يسمى بوليفنوتوس، كما بينت الصور أن الانفجارات البركانية كانت سببا في تشكيل معظم سطح عطارد.






الزهرة

متوسط المسافة من الشمس
108,200,000 كيلومتر
قطر الكوكب
12,106 كيلومتر
الفترة الفلكية للدوران حول نفسه
243 يوم

توأم الأرض كما كان يطلق عليهما قديما فكلاهما لهم نفس الحجم والكتلة والكثافة وكلاهما تكون في نفس الوقت ومن سديم واحد، ولكن هذه التوأمة قد انتهت عندما تمت دراسة الكوكب عن قرب، لقد اكتشف العلماء أن الزهرة يختلف نهائيا عن الأرض فلا توجد محيطات على الكوكب ومحاط بغلاف جوي كثيف مكون من ثاني أكسيد الكربون في معظمه ولا يوجد اثر للماء عليه وسحبه وأمطاره من حمض الكبريتيك وعلى سطحه الضغط الجوي يعادل 92 مرة الضغط الجوي للأرض عند سطح البحر.

الحرارة الحارقة على سطحه تصل إلى 482 درجة مئوية، تلك الحرارة تكونت بفعل كثافة غلافه الجوي المكون من ثاني أكسيد الكربون الذي يسبب ظاهرة البيوت الزجاجية، تمر أشعة الشمس من خلال غلافه الجوي الكثيف وتزيد من حرارة سطحه ولا يسمح لها بالخروج إلى الفضاء الخارجي هذا يجعل من الزهرة اشد حرارة من عطارد وهو الأقرب للشمس.

هذا وتشير الدراسات إلى أن غلاف الزهرة الجوي قبل بضعة مليارات من السنين كان يشبه كثيراً ما هو عليه جو الأرض اليوم، وربما كانت هناك كميات كبيرة من الماء السائل على السطح، لكن تلك المياه قد تبخرت نتيجة تأثير ذلك الاحتباس الحراري.

اليوم على الزهرة يساوي 243 يوم ارضي وهو اكبر من سنته البالغة 225 يوم ارضي، ويدور الكوكب من الشرق إلى الغرب فتبدو الشمس لساكن الزهرة تشرق من الغرب وتغرب من الشرق.

يمتلك كوكب الزهرة غلافا جويا وهو سميكا جدا وكثيف، ويتكون هذا الغلاف أساساً من ثنائي أكسيد الكربون وحمض الكبريتيك والنيتروجين، وبسبب هذا كان من الصعب مشاهدة سطحه بالمناظير البصرية، وحتى وقت قريب كان العلماء لا يستطيعون دراسة جغرافية سطح الكوكب لكثافة سحبه التي تحجب الرؤية بالمناظير الفلكية العادية، ولكن مع تطور التلسكوب الراديوي أمكن الرؤية من خلال تلك السحب، وكانت هناك رحلات ناجحة إلى الكوكب منها بايونير عام 1978 ورحلة ماجلان عام 1990 و 1994 وهي رحلات أمريكية، والرحلة الروسية فينيرا 15 ، 16 عامي 1983 و 1984 وقد زودت تلك الرحلات العلماء بالصور الكافية لدراسة الكوكب وسطحه.

جغرافيا سطح الكوكب

سطح الزهرة حديث نسبيا من الناحية الجغرافية، ومن الواضح حسب دراسات العلماء أن سطحه أعيد تكوينه منذ 300 إلى 500 مليون سنة خلت نتيجة نشاط بركاني، مما يجعل العلماء في حيرة !! كيف ولماذا حدث هذا، طبوغرافية الكوكب تتكون من سهول واسعة مغطاة بالحمم البركانية وجبال ومرتفعات تكونت بفعل النشاط الجيولوجي.

تملئ الحفر الكثيرة والمنتشرة سطح الكوكب، الحفر الصغيرة هي اقل من 2 كيلومتر وغير موجودة بفعل الغلاف الجوي الثقيل ولكن الاستثناء هو حدوثها جراء سقوط نيازك كبيرة انشطرت قبل الارتطام بسطحه مكونة تجمع حفر، تغطي البراكين وتأثيراتها سطح الكوكب فعلى الأقل 85% من سطحه مكون من حمم بركانية التي تضخ حمما رهيبة تمتد إلى المئات من الكيلومترات وامتدت إلى الأراضي المنخفضة لتكون سهول شاسعة. اكثر من مائة ألف بركان صغير بالإضافة إلى المئات من البراكين الضخمة تخرج حممها إلى سطح الكوكب، هذا الفيضان من الحمم شكل مجاري أو ممرات كثيرة معقدة تمتد لمئات الكيلومترات، ويوجد واحد منهم يمتد لحوالي 7000 كيلومتر عبر الكوكب.

مرتفع ماكس مونتس في منطقة عشتار هي أعلى قمة على الزهرة، أما منطقة افروديت فهي اعلي منطقة تمتد حول نصف خط استواء الكوكب. الصور التي التقطتها رحلة ماجلان لتلك الأرض المرتفعة تظهر أن حوالي 2.5 كيلومتر منها ذات لمعان غير عادي، ومميزة بتربة رطبة، وعلى كل حال لا وجود للماء السائل على سطح الكوكب أو إنها تجمعت في تلك الأرض. والاقتراح النظري لهذا هو تجمع من مكونات معدنية، أظهرت الدراسات أن تلك المواد من ممكن انها من مكونات الحديد، هذه المكونات لا تستقر على السهول وربما استقرت على المرتفعات، ومن الممكن ان تكون مواد معدنية غريبة أخري تعطي نفس النتائج ولكن بتركيز اقل.
البراكين العظيمة

توجد براكين بكل الأحجام على كوكب الزهرة، من آلاف الفوهات الصغيرة المنتشره في السهول إلى فوهات الجبال الكبيرة.

الصورة توضح أحد البراكين الضخمة والمسمى سابس مونس Sapas Mons بإرتفاع أربعة كيلومترات، ومحاط بتدفق هائل من الحمم، ويلاحظ في الصورة فوهتان بركانيتان في قمة الجبل. وإنهيارات أرضية هائلة على جانبي الجبل.

وهناك قنوات منحوتة بتأثر جريان وتدفق الحمم وتشبه إلى حد كبير لقنوات وجدت على سطح قمر الأرض. وتشير الأسهم في الصورة إلى أحدى تلك القنوات، والتي قد تمتد إلى أكثر من 5,000 كيلومتر لتكون بذلك من أطول القنوات في كواكب المجموعة الشمسية. ويرجع سبب تشكلها عندما تدفقت حمم سائلة وساحنة جدا إنفجرت على سطح الكوكب.

صورة لسطح الكوكب التقطت بواسطة المركبة الروسية فينيرا 9 وهي اول مركبة فضائية تهبط على سطح كوكب في عام 1975

الارض

متوسط المسافة من الشمس
150 مليون كيلومتر
قطر الكوكب
12,756 كيلومتر
الفترة الفلكية للدوران حول نفسه
23.9345 ساعة

كوكب الارض ثالث كواكب المجموعة الشمسية، وهو الكوكب الوحيد من ضمن كواكب المجموعة الذي يدعم الحياة وتتوفر فية كل سبل الحياة، ويقدر عمر الارض بنحو 4.5 مليار عام.

ويقدر العلماء بأن اول من سكن الارض كائنات دقيقة منذ نحو 3.5 الى 3.9 مليار عام وبدأت في الماء اول ما بدات، وان اول حياه على الارض بدات بنباتات بسيطة كانت منذ 430 مليون سنة، تبعتها الديناصورات بعد ذلك بنحو 225 مليون سنة، اما الانسان فيقولون انه عمره على الارض حوالى مليون سنة وهناك اختلافات كثيرة والله اعلم وقد كان الغلاف الجوي للارض في بدايتها يحتوي على ثاني اكسيد الكربون في معظمه، اما الان فان فهو النيتروجين والاكسجين.

تسير الارض بسرعة 108,000 كيلومتر في الساعة وتقع على مسافة متوسطه من الشمس تقدر بحوالي 150 مليون كيلومتر (93.2 مليون ميل)، تأخذ الارض 365.256 يوم للدوران حول الشمس و 23.9345 ساعة لتدور حول نفسها، لها قطر يبلغ 12,756 كيلومتر من عند خط الاستواء، فقط بضعة مئات الكيلومترات أكبر من كوكب الزهرة، جو الارض يتكون من 78 % نتروجين، 21 % أوكسجين و1 % غازات أخرى، وميل محورها يبلغ 23.45 درجة وسرعة الهروب الإستوائية هي 11.18 كيلومتر/ثانية ومتوسط درجة حرارة السطح 15° والضغط الجوي يعادل 1.013 بار.

الأرض هو الكوكب الوحيد في النظام الشمسي الذي يأوي الحياة، دورة كوكبنا السريعة ومركز الارض من النيكل الحديدي السائل يسبب حقل مغناطيسي يغلف الكوكب، الذي يشكل مع الغلاف الجوي حماية من الإشعاع الكوني الضار الذي ترسله الشمس والنجوم الأخرى، كما أن الغلاف الجوي للأرض يحمينا من النيازك، الذي أغلبه يدمر نتيجة الإحتكاك قبل ان يتمكن من أن تضرب سطح الارض.

من رحلاتنا إلى الفضاء، تعلّمنا الكثير عن كوكبنا، القمر الصناعي الأمريكي الأول، اكسبلورر 1 إكتشف منطقة إشعاع حادة تسمى حزام إشعاع "فان الين"، هذه الطبقة مشكلة من سرعة إنتقال شحنات الجزيئات المحصورة بمجال الأرض المغناطيسي في منطقة على هيئة كعكة تحيط بخط الإستواء. النتائج الأخرى من الأقمار الصناعية عرفتنا أن حقل كوكبنا المغناطيسي منحرف على شكل دمعة عين بتأثير الرياح الشمسية، نعرف أيضا الآن بأن جو الارض الأعلى الناعم والذي نعتقده ساكن وهادئ فهو يضطرب بالنشاط ويزداد في النهار ويتقلص في الليل متأثرا بالتغييرات في النشاط الشمسي، وتساهم الطبقة العليا في المناخ والطقس على الأرض.

بجانب تأثر طقس الأرض بسبب النشاط الشمسي هناك ظاهرة بصرية مثيرة في جونا، فعندما تصبح الجزيئات المشحونة من الريح الشمسية محصورة في حقل الأرض المغناطيسي، تصطدم بالجزيئات الجوية فوق أقطاب كوكبنا المغناطيسية، ثم تبدأ بالتوهج تلك الظاهرة تعرف بالشفق القطبي أو الفجر القطبي.

الغلاف الجوي للأرض

الغلاف الجوي للأرض هو طبقة غازية تتكون من خليط من الغازات وتحيط بالكرة الأرضية وتحافظ عليها جاذبية الأرض من الإنفلات إلى الفضاء الشاسع، ويتكون خليط الغازات هذا في معظمه من غاز النيتروجين الذي يمثل حوالي 78 % ويليه غاز الاكسجين بنسبة 21 % وغازات اخرى مثل الارجون وثاني أكسيد الكربون وبخار الماء والهيدروجين والهليوم والنيون والزينون.

ولهذا الغلاف الجوي أهمية قصوى للأرض فهو يوفر البيئة الصالحة للحياة حيث يزود المخلوقات الحية بالهواء اللازم للتنفس، ويعتبر درعا واقيا لها يحمي سكان هذا الكوكب من الإشعاعات الكونية الضارة، وخاصة الأشعة فوق البنفسجية، كما انه ينظم انتشار الضوء بشكل مناسب ويسمح بنفاذ الأشعة المرئية والاشعة تحت الحمراء وغيرها من الاشعات الحرارية والضوئية القادمة من الشمس والتي تمتصها الأرض مما يوفر الدفء وتوزيع مناسب لدرجات الحرارة، ولو لم يكن هناك غلافا جويا لتجاوزت درجات الحرارة 200 درجة مئوية، ويحميها ايضا من النيازك والشهب حيث يتفتت معظمها قبل وصوله إلى سطح الأرض نتيجة أحتكاكه بالهواء وأحتراقه، كما أنه هو الوسط الذي تنتقل فيه الأصوات ولولا وجود الهواء لساد سكون وهدوء مخيف على سطح الأرض.

يقسم الغلاف الجوي للارض إلى خمس طبقات، يكون اسمكها قرب السطح ويخف تدريجيا بالإرتفاع حتى يندمج في النهاية بالفضاء الخارجي.والطبقات هي:

الطبقة الأولى فوق سطح الارض وتحتوي نصف جو الأرض وفيها يحدث الطقس Troposphere طبقة تروبوسفير هي الطبقة الاولى للغلاف الجوي للأرض، الهواء في هذه الطبقة مختلط بشكل جيد جدا ودرجة الحرارة تتناقص بالإرتفاع إلى أعلى، الهواء في تربوسفير يسخن بسرعة عند ملامسته للأرض، وتنتشر الحرارة عبر تربوسفير لأن الهواء غير مستقر قليلا، ويحدث الطقس في تلك الطبقة، وحيث أن الغلاف الجوي لا يكون على حالة ثابتة فأحيانا يكون مستقر وأحيانا أخرى غير مستقر، فإذا كان غير مستقر تتكون الغيوم، واذا زادت حدة عدم استقرار الطقس، تتشكل الغيوم والعواصف، وعندها تتحرك تكتلات الهواء للاعلى وتبرد، التكتلات الهوائية لا ترتفع او تتحرك مالم يبدأ تأثير جوي في تحريكها، لهذا يبدو الهواء غير مستقر لكنه ما زال يبدو صافيا، فليس هناك آلية رفع لحمل الهواء على التحرك.

هذه الطبقة مستقرة جدا لذا تستخدمها الطائرات في الطيران خلالها، وتحوي أيضا طبقة الأوزون الني تمنع الأشعة الضارة القادمة من الشمس.
Stratosphere طبقة ستراتوسفير طبقة الستراتوسفير تقع فوق طبقة تربوسفير، في هذه الطبقة تزداد درجة الحرارة بالإرتفاع، يسبب الأوزون الموجود في تزايد درجة الحرارة في هذه الطبقة، يتركز الأوزون حول إرتفاع 25 كيلومتر، وتمتص جزيئاته أنواع خطرة من الاشعاع الشمسي والتي تعمل على تسخين الهواء حولهم.

في هذه الطبقة يتم تدمير الشهب وأجزاء من النيازك التي تتساقط على الارض Mesosphere طبقة ميسوسفير تعلو طبقة ميسوسفير طبقة ستراتوسفير، وفيها يختلط الهواء نسبيا وتتناقص درجات الحرارة بالإرتفاع، وتصل درجة حرارته الأبرد حوالي -90° ، وهي الطبقة التي فيها تدمر الكثير من الشهب والنيازك التي تدخل جو الأرض، يمكن ان نرى تلك الطبقة اذا نظرنا الى حافة الكوكب عند الافق.

الطبقة التي ينتج عنها ظاهرة الشفق القطبي، وهو أيضا مكان المكوك الفضائي والرحلات الفضائية التي تدور حول الارض. Thermosphere طبقة ثيرموسفير
هي الطبقة الرابعة من طبقات الغلاف الجوي للأرض وتقع اعلى طبقة ميسوسفير، والهواء هنا رقيق جدا، مجرد تغير في الطاقة يمكن أن تسبب تغيير كبير في درجات الحرارة. لهذا درجة الحرارة حسّاسة جدا للنشاط الشمسي، فعندما تكون الشمس نشطة يمكن أن تسخن هذه الطبقة إلى 1,500 ° أو أعلى من ذلك.

تتضمن ثيرموسفير منطقة من الغلاف الجوي والتي تسمى ايونوسفير، الأيونوسفير هي منطقة من الغلاف الجوي تكون مليئة بالجزيئات المشحونة، ودرجات الحرارة العالية في ثيرموسفير يمكن أن تسبب تأين الجزيئات، وهذا سبب تداخل الأيونوسفير والثيرموسفير، ويسود فيها غازي الهيدروجين والهيليوم.

هي الطبقة الاخيرة في الغلاف الجوي انحف طبقة حيث يندمج الغلاف الجوي بالفضاء الخارجي Exosphere طبقة إكسوسفير
أعلى طبقة من الغلاف الجوي وتلي طبقة ثيرموسفير، وتمتد من فوق طبقة ثيرموسفير وحتى نهاية الغلاف الجوي، وعندها يصبح الغلاف الجوي رقيق جدا، حيث تهرب الذرات والجزيئات إلى الفضاء وتصبح جزيئات الهواء نادرة الوجود إلى حد إنها تعد غير موجودة.

المجال المغناطيسي

تدور الأرض في حركة دائمة حول محورها الذي هو خط وهمي يمر بمركز الأرض وينتهي عند طرفين الشمالي والجنوبي، يسمى الطرف الشمالي للمحور القطب الشمالي، ويقع على بعد 90 درجة شمال خط الاستواء، والطرف الجنوبي يسمى القطب الجنوبي ويقع على بعد 90 درجة جنوب خط الاستواء.

وتمتلك الأرض حقل مغناطيسي ذو قطبين شمالي وجنوبي، ويصل مجال الحقل المغناطيسي للارض مسافة 36,000 ميل في الفضاء. والمجال المغناطيسي للأرض محاط بمنطقة تدعى الغلاف المغناطيسي، يمنع هذا الغلاف أغلب الجزيئات الاتية من الشمس في شكل رياح الشمسية من ان تضرب الأرض، ومع ذلك فإن بعض جزيئات الريح الشمسية يمكن أن تدخل الغلاف المغناطيسي، وتلك الجزيئات التي تدخل الغلاف المغناطيسي وتتجه نحو الأرض هي ما تكون الشفق القطبي.

وللشمس والكواكب الأخرى غلافهم المغناطيسي الخاص بكل منهم، لكن كوكب الأرض يمتلك أقوى مجال من كل الكواكب الصخرية الاخرى.

تولد الحقل المغناطيسي للجرم السماوي

يعتقد العلماء بالرغم من أنهم ليس متأكدين ان هناك مكونان ضروريان لتوليد حقل مغناطيسيا وهما:-

1- المادة المغناطيسية
2- التيارات

فكما نعرف أن قطعة من الحديد يمكن أن تتحول إلى مغناطيس بتغليفها بالأسلاك ومرور تيار خلال تلك الأسلاك، ومن المعتقد ان الكوكب أو النجم يمكن أن يولد حقل مغناطيسي إذا ما توفر كلتا من المكونين اعلاه المادة والتيار، يجب أن يتوفر لديهم المادة المغناطيسية. ومثل هذا الشرط متوفر للأرض، حيث توجد طبقة حديدية سائلة تعلو نواة الأرض.

ومن حركة تلك الطبقة التي تكون بمثابة حامل للشحنة الكهربائية ينشأ المجال المغناطيسي. ويجب أن يكون لديهم تيارات تتحرك داخل المادة المغناطيسية، ويتوفر أيضا للأرض هذا الشرط حيث تنشأ تلك الحركة من حرارة قلب الأرض التي تقدر بأكثر من 5,000 درجة مئوية، وكذلك الحرارة الناشئة من النشاط الإشعاعي لليورانيوم والثوريوم، كما تتولد حرارة من عملية التبلور التي تصاحب تصلب الغلاف الخارجي لنواة الأرض.

فإذا كان هناك كوكب لاتتوافر لديه ما يكفي من احدى هاتين المكونين، لن يكون لديه حقل مغناطيسي. ومثال للكواكب التي لاتمتلك حقول مغناطيسية كوكب الزهرة (بسبب أنه بطئ الحركة جدا)، وكذلك كوكب المريخ (بسبب أن أغلب الحديد موجود على سطح الكوكب وليس منصهراً).

المجال المعناطيسي يحمي الآرض من إشعاعات الشمس

وكذلك لدوران الكوكب عامل هام في نشأة المجال المغناطيسي له، فسرعة دورانه ينتج عنها دوامات باطنية مثلها مثل الدوامات التي تحدث في الغلاف الجوي للكوكب، وبتأثير تلك الحركة الدوامية في باطن الأرض وما يصحبها من مجال مغناطيسي تتأثر أيضا شدة المجال المغناطيسي على سطح الأرض.

ويوفر وجود مجال مغناطيسي للأرض حماية للكوكب وعلى الأخص حماية الكائنات الحية التي تعيش عليه من تأثير الرياح الشمسية الضارة والتي تأتي إلى الأرض وتكون محملة بالجسيمات المشحونة التي تكون ضارة على حياة سكان هذا الكوكب، فعند اقتراب تلك الجسيمات من مجال الأرض المغناطيسي يعمل هذا المجال إلى إزاحتها إلى الخارج في الفضاء ويشتتها بعيدا عن الأرض.

هو خط وهمي تتساوى فيه قوة الجذب المغنطيسي للقطب الشمالي مع قوة الجذب المغنطيسي للقطب الجنوبي ويوجد بالقرب من خط الاستواء الجغرافي، وفي جميع النقاط على امتداد هذا الخط تبقى الإبرة المغناطيسية أفقية دون ميلٍ إلى أي جانب.

خط الاستواء المغناطيسي
تقع الأقطاب المغناطيسية بالقرب من القطبين الجغرافيين الشمالي والجنوبي ويتغير موقع القطبين المغناطيسي باستمرار بمرور الوقت، وخلال آلاف السنين (أو ملايين السنين) يغير اتجاهه، فيصبح في الجنوب بدلاً من الشمال وهكذا، وهذه الظاهرة لها تأثيرها على الحياة على الأرض، ويعود سبب هذا التغيرا إلى دوران الحديد الموجود في نواة الأرض باستمرار.

قطبي الارض المغناطيسي
وهو النقطة التي تشير إليها إبرة البوصلة إلى إتجاه الشمال، ويمكن أن ينحرف هذا القطب عدة كيلومترات خلال أعوام قليلة، ففي عام 1970م كان القطب الشمالي المغنطيسي يقع بالقرب من جزيرة باترست في كندا الشمالية.

القطب المغنطيسي الشمالي
وهو النقطة التي يتجه نحوها طرف البوصلة الذي يدل على اتجاه الجنوب، ويتحرك هذا القطب حوالي ثمانية كيلو مترات في السنة، يقع هذا القطب حاليا على شاطئ ولكس لاند، وفي عام 1985 كان القطب المغناطيسي الجنوبي يقع مباشرة خارج ساحل القارة الجنوبية، بالقرب من محطة الأبحاث الفرنسية دومونت دو أورفيل على بعد حوالي 2,750كم عن القطب الجغرافي الجنوبي.
القطب المغنطيسي الجنوبي

وقد درس العلماء عملية تحرك الاقطاب وتم اكتشاف حوالي 171 حالة انقلاب في القطبية المغناطيسية خلال 76 مليون سنة الماضية، منها 9 حالات يقدرون أنها حدثت خلال الأربعة ملايين سنة الماضية، كانت أطول فترة متواصلة للقطبية الاعتيادية تجاوز ثلاثة ملايين سنة، وسجلت اقصر فترة بـ خمسون ألف سنة، ويقدرون الفترة الحالية التي تمثل القطبية الاعتيادية انها مستمرة منذ ما يزيد عن سبعمائة ألف سنة.

وتؤكد الدراسات أن المجال المغنطيسي للأرض كان في الماضي أقوى بكثير مما عليه اليوم، وهو يتناقص باستمرار، وقد يأتي يوم يختفي فيه هذا المجال مما يسمح للرياح الشمسية أن تخترق غلاف الأرض مما يؤدي إلى رفع درجة الحرارة وتبخر الماء بل تفككه إلى هيدروجين وأكسجين، وقد قدرت تلك الدراسات أن تناقص قيمة المجال المغناطيسي بصورة منتظمة وبمعدل حوالي 6% سنويا منذ عام 1835، وبعملسة حسابية فإنقيمة المجال المغناطيسي ستصل إلى الصفر خلال الألفي سنة القادمة.

المواد المغناطيسية

هناك بضعة مواد التي يمكن ان تتمغنط طبيعيا، ولها الإمكانية لكي تتحول إلى مغناطيسات، مثل الحديد - الهيماتيت - الحجر المغناطيسي - الغازات المؤينة (مثل المواد التي تصنع منها النجوم).

وتتولد المغناطيسة لجذب الأجسام الذي تحتوي على المادة المغناطيسية مثل الحديد، حتى إذا كانت تلك المواد غير ممغنطة، لكن المغناطيسة لا يمكن أن تجذب المواد البلاستيكية أو القطنية أو أي مادة أخرى، مثل صخور السيليكات.







المريخ

متوسط المسافة من الشمس
227,940,000 كيلومتر
قطر الكوكب
6,794 كيلومتر
الفترة الفلكية للدوران حول نفسه
687 يوم أرضي

المريخ الكوكب الرابع بعدا عن الشمس ويدعى بالكوكب الأحمر، اللون الأحمر المتميز لاحظه الاقدمون منذ بدء التاريخ، واخذ اسمه من الرومان تكريما لإله الحرب عندهم، واطلقت كل حضارة أسماء مماثلة، فسماه المصريون القدماء الكوكب دسيتشر وتعني الأحمر الواحد.

الكوكب الاحمر حيث الصخور والتربة والسماء لهما اللون الأحمر أو الوردي، ويبدو المريخ بهذا اللون لأن الحديد في تربته السطحية ومنذ عهد بعيد تفاعلت مع الكمية الصغيرة جدا المتاحة للأكسجين على المريخ، مما جعلها تصدأ، سطحه فيه الكثير من البراكين القديمة ووادي كبير ضخم والذي يبلغ عرضه طول الولايات المتّحدة الامريكية.

قبل إستكشاف الفضاء، كان المريخ يعتبر أفضل مرشح لإيواء حياة غير الحياة الارضية، اعتقد الفلكيون القدماء بأنهم رأوا خطوط مستقيمة تمر خلال سطحه، قاد هذا إلى الإعتقاد السائد بانها قنوات تستعمل للري على الكوكب بنيت من قبل كائنات ذكية، وفي عام 1938 وعندما اذاع أورسن والاس مسرحية إذاعية مستندة على حرب خيال علمي آمن اناس كثيرون بحكاية غزو مريخي وتسببت برعب حقيقي بينهم.

السبب الآخر لتوقع العلماء بوجود الحياة على المريخ كان بسبب تغييرات اللون الموسمية الظاهرة على سطح الكوكب، هذه الظاهرة أدت إلى التخمين بأن تلك الشروط قد تدعم تغير النباتات المريخية أثناء الشهور الأدفأ وتصبح خاملة أثناء الفترات الأبرد.

كان المريخ سابقا أدفأ وأكثر رطوبة اكثر منه اليوم أذا ظل الماء مخفي تحت السطح المريخي، فهو قد يآوي أشكال من الحياة البسيطة، بالرغم من أنه أصغر وأبرد من الأرض، فهو ما زال مشابه تماما لكوكبنا، له غلاف جوي خفيف وثلوج قطبية، وقيعان أنهار جافّة تمر خلال سطح الكوكب. وماء مجمد او في حالة سائلة قد تكون موجودة تحت التربة المريخية الحمراء، وربما أثارا لكائنات حية، لكنه ليس الكوكب كما وصف في كتب الخيال العلمي والأفلام، فليس هناك إشارات لحضارات على سطحه سواء في الماضي أو الحاضر.

في يوليو 1965، المركبة مارينر4 أرسلت 22 صورة مقربة من المريخ، وكان كل ما كشف عبارة عن سطح يحتوي على العديد من الحفر ووجدت قنوات طبيعية لكن لا دليل على قنوات إصطناعية أو الماء المتدفق، وفي يوليو وسبتمبر 1976، استطاعت المركبة فايكنج1 و فايكنج2 الهبوط على سطح المريخ، وإكتشف نشاط كيميائي غير متوقع ومبهم في التربة المريخية، لكن بدون دليل واضح لوجود كائنات حية مجهرية في التربة قرب مواقع الإنزال، وطبقا للدراسات البيلوجية لهذه المهمة، اعتقد العلماء ان المريخ يقوم بعملية تعقيم ذاتي حيث تقوم بها الإشعة الفوق البنفسجية القادمة من الشمس التي تشبع بها السطح حيث أن غلاف الكوكب الجوي الرقيق لا يمنع الإشعاع الشمسي الضار، الجفاف الحاد للتربة وطبيعة اكسدتها يمنعان تشكل الكائنات الحية في التربة المريخية، ولكن موضوع البحث عن الحياة على المريخ ولو في بقايا الماضي البعيد مازال مفتوح، ولقد تمكنت رحلتي الفايكنج من تحليل دقيق وجازم عن تركيب الغلاف الجوي على المريخ ووجدت اثار لعناصر كانت غير مكتشفة سابقا.

في أغسطس 1996، أعلن علماء إكتشاف لإشارات حياة مجهرية قديمة محتملة في نيزك قدم من المريخ، النيزك إنطلق إلى الفضاء عندما إصطدمت صخرة ضخمة بالمريخ، هبط النيزك في النهاية في القارة القطبية الجنوبية، أثر العناصر داخل النيزك تثبت بأنه جاء من المريخ، الدليل في الصخرة يقدم دليلا بأن الكائنات الحية المجهرية أصغر ألف مرة من الشعر البشري لربما عاش على المريخ قبل 3.6 بليون سنة، عندما كان الكوكب أكثر دفأ وأكثر رطوبة منه عن اليوم، إن الإدلة مختلف عليها من قبل العديد من العلماء، وإختبارات إضافية جارية للمحاولة لتأكيد أو دحض التقرير.

خلال السنوات القليلة القادمة، سوف ترسل مركبة فضائية لتقوم بجمع عينات من الصخور والتربة المريخية وتعود بهم إلى الأرض وسيتم إختيار موقع إنزال على سطح المريخ الذي من الممكن أن يآوي حياة في الماضي

الغلاف الجوي للمريخ

المريخ شبيه للأرض من أي كوكب آخر في نظامنا الشمسي، لكنه ما زال مختلف جدا، إن جو المريخ يختلف تماما عنه في الأرض، مكون أساسا من ثاني اكسيد الكربون ومن كميات صغيرة من غازات أخرى، والمكونات الأكثر انتشارا في الغلاف الجوي هي:

95.32 %
ثاني اكسيد الكربون

02.70 % نتروجين 01.60 % أرجون 00.13 % أوكسجين 00.03 % ماء 00.00025 % نيون
يحتوي الهواء في المريخ فقط حوالي 1000/1 نفس قدر الماء مثل هوائنا، لكن حتى هذه الكمية الصغيرة يمكن أن تتكثف، وتشكل غيوم في المستويات العليا من الغلاف الجوي أو تلتف حول منحدرات البراكين الشاهقة، وفي الوديان يمكن تشكل الضباب في ساعات الصباح المبكر. في موقع هبوط فايكنك2 غطت طبقة رقيقة من صقيع الماء الأرض كل شتاء.

هناك دليل على انه في الماضي كان جو المريخ كثيف ومن المحتمل انه امتلك غلاف جوي مثل الأرض ولربما سمح للماء بالتدفق على الكوكب، بل اصبح مؤكد تقريبا الان ان ذلك الماء غطى جزء من سطح المريخ في شكل أنهار وبحيرات وربما بحار صغيرة فالتشكيلات الطبيعية التي تشبه الشواطئ ومجاري الانهار والقيعان والجزر كل هذا يؤيد الفكرة القائلة بأن أنهار كبري وجدت على الكوكب من قبل على الرغم من أن لا وجود لماء يتدفق على سطح المريخ اليوم، ويغطي الأقطاب الشمالية والجنوبية ثلوج في الغالب هي من ثاني أكسيد الكربون المتجمد، والقطب الشمالي يحتوي على ماء متجمد أكثر بكثير من القطب الجنوبي.

سطح الكوكب فيه الكثير من البراكين القديمة ووادي كبير يبلغ عرضه طول الولايات المتحدة الامريكية، البركان الأكبر على سطحه سمي Olympus ، ولربما يكون هذا البركان هو الأكبر في النظام الشمسي، إرتفاعه 27 كيلومتر فوق أرض صحراوية محيطة به، قاعدة Olympus تغطي مساحة مثل مساحة ولاية ميسوري الامريكية.

الحرارة في قلب المريخ، والتي أمدت البراكين بالطاقة اللازمة، إختفت الآن، وأغلب جوه هرب إلى الفضاء أو جمد في الطبقة السطحية للكوكب. بضعة الغيوم الرقيقة ما زالت تظهر في سماء المريخ، ويعتقد العلماء بأن بعض برك الماء المتجمدة أو السائلة قد تكون مختفية تحت أرضه، بالرغم من أنه من غير المحتمل أن الماء يمكن أن يآوي أشكال بسيطة من الحياة مشابهة لتلك التي وجدت على الأرض.

درجة الحرارة والضغط

درجة الحرارة المتوسطة المسجلة على المريخ -63° مئوية مع درجة حرارة قصوى تبلغ 20 ° مئوية وحد أدنى -140° مئوية.

يتفاوت الضغط البارومتري في كل موقع إنزال على اساس نصف سنوي. ثاني أكسيد الكربون، وهو المكون الرئيسي للجو، يتجمد ليشكل غطاء قطبي، وبالتناوب في كل قطب، يشكل غطاء عظيم من الثلج وبعد ذلك يتبخر ثانية مع مجيئ الربيع في كل نصف الكرة المريخية. عندما كان القطب الجنوبي أكبر، لاحظت فايكنج1 ان الضغط اليومي المتوسط كان منخفض وفي حدود 6.8 ميلي بار وفي الأوقات الأخرى من السنة كانت ترتفع الى 9.0 ميلي بار. الضغط الجوي في موقع فايكنك2 كان بين 7.3 و 10.8 ميلي بار، وبالمقارنة فإن الضغط الجوي المتوسط على الأرض يبلغ 1000 ميلي بار.

حقائق عن المريخ

الكتلة تساوي 0.107 من كتلة أرض طول اليوم 24.6 ساعة أرضية الجاذبية السطحيّة 0.377 من جاذبية الأرض. إذا كنت تزن 80 كيلو فهو حوالي 30 كيلو على المريخ للمريخ قمران هما فوبوس وديموس. للزيادة في المعلومات حول أقمار المريخ

صورة تخيلية للمريخ قبل 2 مليون سنة







المشترى

متوسط المسافة من الشمس
778,330,000 كيلومتر
قطر الكوكب
142,984 كيلومتر
فترة دوران الكوكب حول نفسه 9.93 ساعة أرضية
فترة دوران الكوكب حول الشمس 11.85 سنة أرضية

كوكب المشتري العملاق الغازي هو خامس الكواكب بعدا عن الشمس، واكبر كواكب المجموعة الشمسية بل ان كتلتة اكبر من جميع الكواكب والاقمار في المجموعة، وملك الكواكب هو المسمى الملائم للمشتري، ليس فقط لأنه الأكثر ديناميكية لغلافه الجوي لكن أيضا لانه أكثر العملاقة غيوما وعواصف جذابة تجعله يظهر بهيبة ملكية عن بقية الكواكب العملاقة الاخرى، والمشتري لم يتغير كثيرا منذ تطوره المبكر خارج السديم الشمسي، وفي الحقيقة قد يكون مازال في طور التشكيل.

كما ان للمشتري حلقات مثل كوكب زحل ولكنها حلقات خفيفة جدا تبلغ سماكتها حوالي 30 كيلومتر تتكون من الغبار والاحجار الصغيرة.


الغلاف الجوي للمشتري

يشبه غلاف الكوكب الغلاف الجوي للشمس فهو يتكون بنسب كبيرة من غاز الهيدروجين والهليوم والامونيا والميثان وسحب كثيفة من الغازات الكثيفة.

الظهور المثير للمشتري اكتسبه من تركيبة جوه التي تتضمن جزيئات معقدة مثل الأمونيا والميثان بالإضافة إلى الجزيئات البسيطة مثل الهليوم والهيدروجين والكبريت كما يتضمن التركيب جزيئات غريبة أيضا مثل عنصر الجيرمين Germain.

وجو المشتري عبارة عن طبقة سطحية ضيقة فقط بالمقارنة مع طبقاته الداخلية، الثلاث طبقات من السحب من جو المشتري موجدة على مستويات مختلفة من طبقة الترابوسفير، بينما الغيوم والضباب الدخاني يمكن أن توجد أعلى الجو.

سطح الكوكب وتركيبة الداخلي

ليس هناك سطح للكواكب العملاقة، فقط تغيير تدريجي في الجو.

الطبقة السطحية للكوكب هي طبقة بسماكة 150 كيلومتر وهي عبارة عن غيوم باردة تتكون من الأمونيا والهيدروجين البارد والماء بعدها تأتي طبقة من الهيدروجن السائل وهو بعمق 10.000 كيلومتر بعد ذلك تأتي طبقة بسماكة 10.000 كيلومتر من الهيدروجين الفلزي السائل تكون تحت ضغط جوي شديد ودرجة حرارة عالية تتحطم عندها ذرات الهيدروجين ويحرر الالكترون، ويلي ذلك طبقة الأمونيا والميتان والماء المتجلد تحت ضغط هائل يبلغ ضعف الضغط بالطبقة السابقة، وأخيراً الصخور المتجلدة وهو اللب ويقدر بعشرة مرات كتلة الأرض.الكواكب العملاقة الغازية لاتمتلك نفس تركيب طبقات الكواكب الأرضية، لقد كان تطورهم مختلف تمام عن الكواكب الارضية، والمادة الصلبة توجود بنسب اقل.
تركيب المشتري الداخلي يتكون أساسا من الجزيئات البسيطة مثل الهيدروجين والهليوم والموجدة بصورة سائلة تحت ظروف ضغط عالي.

إن الغازات التي ينتجها المشتري تصنع في الغالب من التغيير في السوائل داخل المشتري، لكن التغيير تدريجي جدا، لذا فإن الكواكب الغازية العملاقة ليست لديها طبقات صلبة مثل الكواكب الارضية.

الأقسام السائلة للمشتري تشكل إلى حد كبير الجزء الأكبر للكوكب، وتخترق عمق الكوكب، الطبقة السائلة الأولى داخل المشتري، التي تلي الغلاف الجوي هي طبقة من الهيدروجين السائل، تحتها طبقة هيدروجين معدني بحالة سائلة.

الطبقة السائلة الأولى داخل المشتري بعد الغلاف الجوي هي طبقة الهيدروجين السائلة، الغلاف الجوي المكون من الهيدروجين يصبح أكثف فأكثف مثل ضباب كثيف ثم أكثر فأكثر ليكون كقطرات الندى حتى يتغير الهيدروجين بالكامل من الشكل الغازي إلى الحالة السائلة، هذا التغير يحدث خلال مسافة 1000 كيلومترتقريبا تحت مستوى طبقة الغيمة الأولى.

عندما يصبح الهيدروجين سائلا يتصرّف مثل المحيط يعمل على تشكيل التيارات بغرض حمل حرارة من الداخل إلى الخارج للكوكب.

تحت طبقة الهيدروجين السائلة توجد طبقة من الهيدروجين المعدني السائل، تشكل هذه الطبقة تيارات وتحركات معقدة، ولكون هذه الطبقة معدنية فيكون قادرة على توليد الكهرباء.

التحركات داخل المشتري

التحركات في الطبقات الداخلية للكوكب تساعد على حمل الحرارة من الداخل إلى الخارج، كما تساهم على نحو خاص جدا في تطوير الغلاف المغناطيسي القوي للمشتري، والحرارة المتولدة داخل المشتري تساهم في التحركات الغيرعادية للجو.

الرسم يوضح نوع حركة من التحركات في الجو كما في داخل كوكب، ترتفع الماد من المكان الأدفأ في تحركات نشطة دائرية مثل غلي الماء، الطبقات السائلة دافئة بما فيه الكفاية للتحرك بهذه الطريقة، يعتقد بعض العلماء ان الحرارة داخل المشتري تسبب أنواع مختلفة من الغلاف المغناطيسي للمشتري التي تنتج من التحركات في طبقة الهيدروجين المعدني السائل داخل المشتري.

السبب الآخر لتوقع العلماء بوجود الحياة على المريخ كان بسبب تغييرات اللون الموسمية الظاهرة على سطح الكوكب، هذه الظاهرة أدت إلى التخمين بأن تلك الشروط قد تدعم تغير النباتات المريخية أثناء الشهور الأدفأ وتصبح خاملة أثناء الفترات الأبرد.


الغلاف المغناطيسي للمشتري

الطريقة الغير عادية التي تكون منها حقل المشتري المغناطيسي يؤثّر على شكل الأجزاء المختلفة لغلاف المشتري المغناطيسي، فإن للمشتري مجال مغناطيسي فريد فهو اكبر مجال مغناطيسي في المجموعة الشمسية ويمتد لعدة ملايين الكيلومترات وهي كافية للحفاظ على اقماره البالغة 63 قمرا واذا تمكنا من رؤية المجال المغناطيسي للمشتري لكان في حجم القمر عندما يكون بدرا.

إن حركةَ الجزيئاتِ في الغلاف المغناطيسي كلاهما مماثلة ومختلفة عن تلك الجزيئاتِ في غلاف الأرض المغناطيسي بسبب طبقة البلازما العملاقة لكوكب المشتري، وتدخل الجزيئات مجال البلازما من الجو بالإضافة إلى ذيل المولد المغناطيسي، تترك الجزيئات مجال البلازما عندما تسقط على طول خطوط الحقل المغناطيسية في الأقطاب الشمالية والجنوبية، وعندها تصطدم بالجو وتكون الشفق.

المشتري لديه غيمة تنتشر داخل الغلاف المغناطيسي. يضيئ المشتري بالشفق جميل جدا، وللمشتري ايضا موجات راديوية وموجات أخرى تسمى الموجات الصافرة.

يعتبر مصدر الغلاف المغناطيسي هو الحقل المغناطيسي من داخلِ المشتري نفسه، على خلاف الأرضِ، حقل المشتري المغناطيسي له مكون قوي، هذا المكونِ يؤثر على شكلِ وتركيبِ حقلِ المشتري المغناطيسي.

زحل

متوسط المسافة من الشمس
1,433,449,370 كيلومتر
قطر الكوكب
120,536 كيلومتر
فترة دوران الكوكب حول الشمس 29.458 ساعة أرضية
فترة دوران الكوكب حول نفسه 10.233 سنة أرضية

عرف كوكب زحل منذ القدم، وكان جاليلو أول من لاحظه بمنظار فلكي في عام 1610، ولاحظ شكله الفريد، المراقبين الأوائل لزحل قد تخيلوا بأن الأرض تعبر خلال حلقات زحل كل بضع سنوات حيث حركة زحل في مداره، وبقيت حلقات زحل فريدة في النظام الشمسي حتى عام 1977 عندما اكتشفت حلقات ضعيفة جدا حول أورانوس وبعد قليل فيما بعد حول المشتري ونبتون.

يظهر زحل بوضوح عند مشاهدته من خلال منظار صغير، في ظروف سماء صافية وقت الليل، يمكن رؤيته بسهولة بالعين المجردة. مع إنه ليس ساطعا مثل المشتري، ولكن من السهل تميزه ككوكب لأنه لا يتلألأ مثل النّجوم، أما الحلقات والأقمار الكبيرة التابعة له تكون مرئية بمنظار فلكي صغير.

أقطاره الاستوائية والقطبية تتغير بحدود10% تقريبا ( 120,536 كيلومتر مقابل 108,728 كيلومتر) هذا نتيجة دورانه السريع والحالة السائلة التي عليها الكوكب، وهو ذو كثافة الأقل بالنسبة للكواكب؛ ووزنه النوعي أقل من الماء (0.7).

مثل المشتري، زحل يتكون من 75% هيدروجين و25% هليوم وميثان وأمونيا وتركيبه الصخري مشابه إلى تركيب السديم الشمسي الذي تشكل منه النظام الشمسي.

التركيب الداخلي للكوكب

التركيب الداخلي لزحل يشبه في التركيب كوكب المشتري ويحتوي على مركز صخري، وطبقة من الهيدروجين المعدني السائل وطبقة هيدروجين جزيئي. وهناك آثار للثّلوج موجودة أيضا .

زحل من الداخل حار جدا (حوالي 12,000 كلفن في المركز) ويشع طاقة في الفضاء أكثر من الذي يستقبلها من الشمس، وأغلب الطاقة الإضافية تولد بآلية كيلفن هيلمولز كما في المشتري. لكن هذا لا يكون كافيا أن يلمع الكوكب مثل النجم .


الحقل المغناطيسي

مثل الكواكب الغازية الأخرى، زحل يمتلك حقل مغناطيسي هام ، وهو حقل مغناطيسي بسيط ومتناسق ثنائي القطب، قوي عند خط الاستواء حيث تبلغ شدته حوالي واحد إلى عشرين من المجال المغناطيسي حول المشتري، وأقل بقليل من المجال المغناطيسي لكوكب الأرض.

يمتد هذا المجال فقط وراء مدار تيتان. ويعتقد العلماء أن سبب نشوء مجال مغناطيسي للكوكب هي طبقة الهيدروجين الجزيئي. ويتميز هذا المجال بوجود قطبين شمالي وجنوبي، ولكنه بعكس مجال الأرض المغناطيسي، ففي الأرض تشير البوصلة نحو الشمال ولكنها على زحل تتجه نحو جنوب كوكب زحل الجغرافي ليدل على موقع القطب الشمالي المغناطيسي عليه، أي أن الشمال المغناطيسيّ هو الجنوب الجغرافي، وقد حدد العلماء أن سبب ضعف هذا المجال مقارنة مع المشتري يعود إلى قلة سمك الطبقة السائلة المعدنية من الهيدروجين فيه بالنّسبة لتلك التي على المشتري.

حلقات زحل

حلقات زحل المميزة لهذا الكوكب الجميل بعضها رقيق جدا، مع أن قطرها حوالي 250,000 كيلومتر أو أكثر فهي أقل في السمك من الكيلومتر الواحد في بعض الحلقات وتبلغ سمك بعضها الأخر حوالي 10 كيلومتر، على الرغم من شكلها الرائع، فإن هناك القليل جدا من المواد فيها، وإذا ضغطت هذه الحلقات في جسم واحد سوف تكون جسم لا يتعدى حجمه أكثر من 100 كيلومتر، ذرات الحلقة هي من الثلج المائي، أو ربما تتكون من ذرات صخرية يغلفها الثلج.

أوضحت الصور الملتقطة لحلقات زحلِ أنها مكونة من مئات الآلاف من الحلقات، وكذلك مناطقِ الفجوات بين الحلقات تحتوي أيضا على حلقات أضعف. كما تشير الدلائل على أن تلك الحلقات هي من جزيئات التي في الغالب من بلورات الثلجِ، وبأحجام قد تكون كبيرة بالأمتار أو صغيرة بالسنتيمترات، أما الكتلة الكلية للحلقات فهي تقدر بكتلة قمر متوسط الحجم.

نشؤء الحلقة

أصل حلقات زحل مجهولة، مع أنه من الممكن أنها تكونت مع تكون الكوكب نفسه، أو ربما أنها كانت قمرا ثم أنفجر وتفتت بفعل جاذبية زحل وجذب ذلك الكوكب بقايا الانفجار لتدور في فلكه، وهناك رأي أخر يقول إن الحلقات ما هي إلا مواد من أقمار زحل نفسه جذبها الكوكب، وأنظمة الحلقة غير مستقرة وهي تتجدد باستمرار بتأثير العمليات المستمرة، أما المجموعة الحالية للحلقات يحتمل أن تكون بعمر فقط بضعة مئات الملايين من السنين.

كان من المتوقع أن الإصطدامات التي تحدث بين جزيئات أو مكونات الحلقة هي التي تؤثر على شكل الحلقة. لكن الرحلات الفضائية أوضحت عاملا أخر يؤثر على شكل وترتيب الحلقات وهو عامل التنافر في الشحنات الكهربائية التي تشحن الجزيئات إلى جانب عامل القوة الجذبية.

كما أوضحت الاكتشافات التي تمت من خلال رحلة فواجير أن الحلقات ليس من الضروري أن تكون دائرية، كما اكتشف أن الحلقة الخارجيةَ لحلقة ظلت في مكانها بالتفاعل التجاذبي من قمرين صغيرين يقع احدهما داخل الحلقة والأخر خارجها.

ترتيب الحلقات

تتكون حلقات كوكب زحلِ من خمس حلقات رئيسيةِ هي: G و F و A و B و C مرتبة من الخارج إلى الداخل (في الواقع هذه التقسيماتِ الرئيسيةِ مقسمة إلى آلافِ الحلقات الفرديةِ). الحلقات F و G حلقات رقيقة وصعبة الرؤية، بينما الحلقات الأخرى A و B و C حلقات واسعة وسهلة الرؤية. الفجوة الكبيرة بين الحلقة A و B تسمى قسم كاسيني.

الإسم المسافة (كيلومتر) العرض (كم) السمك (كم) البداية النهاية D 66,000 73,150

7,150

C 74,500 92,000 17,500 فاصل ماكسويل ( Maxwell )

87,500

88,000

500

B 92,000 117,500

25,500

0.1 - 1

قسم كاسيني (Cassini Div) 117,500 122,200 4,700 فاصل فاصل هويجنز ( Huygens ) 117,680 285-440 فاصل فرعي A 122,200 136,800

14,600

0.1 - 1

فاصل إنكي ( Encke )

133,410

133,740 330 فاصل كيلر ( Keeler ) 136,510 136,550 40 F 140,210 30-500 G 165,800 173,800 8,000 100-1,000 E 180,000 480,000 300,000 1,000

وقد رصد العلماء انفجارا لأوكسجين ذري حول الكوكب، ويدلل ذلك على أن حلقات الكوكب من الممكن أن تتآكل وعلى ذلك يمكن لهذه الحلقات أن تندثر في غضون مئة مليون عام. ويفسر العلماء إن هذا الأوكسجين الذري يشير على وقوع تصادم بين الجسيمات في إحدى حلقات الكوكب والتي تتألف من الثلج في معظمها ومن الممكن أن الغاز قد انبعث منها أثناء انشطارها نتيجة التصادم.

الحلقة E والتي هي أبعد حلقات زحل وهي حلقة عريضة جدا لكنها ذات إضاءة خافتة تتكون من مواد دقيقة الحجم من الثلج والتراب، تبدأ من مدار القمر ميماس Mimas وتنتهي تقريبا حول مدار القمر ريا Rhea.








اورانوس

متوسط المسافة من الشمس
2,870,990,000 كيلومتر
قطر الكوكب
51,118 كيلومتر
فترة دوران الكوكب حول الشمس 84.01 سنة أرضية
فترة دوران الكوكب حول نفسه 17.9 ساعة أرضية كتلة الكوكب 14.536 أرض

كوكب اورانوس ثالث اكبر كوكب في مجموعتنا الشمسية وسابع كوكب بعدا عن الشمس، اكتشف عام 1781 بواسطة العالم وليام هيرتشيل، وهو عملاق غازي مثل المشتري وزحل، يتكون في معظمه من الميثان والايثان.

يظهر الكوكب باللون الاخضر والازرق ويعود ذلك الى سحب الميثان المتكون في غلافه الجوي العلوي والذي يعطيه هذا اللون ولان غاز الميثان يحصر الضوء الأحمر ولا يسمح لذلك اللون للهروب، وسحبة الكثيفه تغطي معالم سطحه الداخلي، ويؤكد لون الكوكب المائل للزرقة الخفيفة حقيقة أنه مغطّي بالغيوم، والى جانب غيوم بلورات الميثان في الجو هناك ضباب متكون من الإيثان عند مستويات عليا في الجو، جزيئات الغيوم تكرر نفسها بشكل ثابت، أولا تتكون ثم تحطم البلورات الأثقل، ذلك إشارة ان جو اورانوس ما زال يتطور منذ تشكيله خارج السديم الشمسي. وبسبب ان اورانوس يستند على جانبه، فله فصول غريبة جدا، تحركات الغيوم تشير الى ذلك، مثل المشتري وزحل، الطقس الأساسي لاورانوس يمكن أن يوصف على انه ذا خطوط نمطية من الرياح، هذا يعني بأن اورانوس مثل المشتري وزحل.

التركيب الداخلي للكوكب

التركيب الداخلي لاورانوس يتكون اساسا من ميثان على شكل ثلج، ويبدأ الثلج بالتشكيل في جو اورانوس، قرب طبقة غيوم الميثان، وتستمر كمية الثلج في الهواء بالازدياد حتى تصل الى طبقة الثلوج الذائبة ثم بعد ذلك الثلج الصلب، هذا الثلج دافئ ويمكن أن يتدفق مثل الصخور في طبقة الوشاح الداخلية لأرض الكوكب.

بالمقارنة مع المشتري وزحل، اورانوس له هيدروجين معدني اكثر قليلا منهم، وهناك ثلج أكثر بكثير، حيث ان الغلاف المغناطيسي يتولد من الطبقة المعدنية، هذا يعني بأن اورانوس يجب أن يمتلك غلاف مغناطيسي أصغر بكثير من المشتري.

مركز اورانوس مكون من العناصر المعدنية الثقيلة والصخور، عندما تكونت الكواكب من الغيمة الشمسية، قطع الصخور الثقيلة تجمعت داخل الكوكب المتشكل، وعندما أنهى الكوكب تشكيله، تمركزت هذه القطع الثقيلة للصخور في منتصف الكوكب، وفي النهاية المادّة الصخرية الثقيلة في المركز أصبحت قلب.

في داخل اورانوس، طبقات الثلج دافئة بما فيه الكفاية للتحرك والتدفق من الداخل الى الخارج، بعض العلماء يعتقدون ان داخل اورانوس ربما له نوع مختلف من الحركة.

الغلاف الغازي للكوكب

الجزء الغازي للكوكب كان أكبر بكثير من الجزء الصخري، ذلك بسبب أن كمية الغاز والثلج الذي جاءا إلى اورانوس في البداية إعتمدا على مكان اورانوس في الغيمة الشمسية الأصلية. الحرارة المتبقية من عملية تشكيل اورانوس ممكن انها تؤثر حاليا على الحركات في جو اورانوس.

والمناخ في اورانوس يتبع طريقة مخالفة للارض حيث ان القطب الشمالي للكوكب يواجه الشمس خلال نصف العام ( الربيع والصيف ) فيكون الهواء دافئا وينتقل الى المكان الابرد جهه القطب الجنوبي البارد بعكس الارض التي تنطلق الرياح من خط الاستواء الدافي والمواجه للشمس وتتجه الى الاقطاب الابرد جوا. لذلك فإن القطب الشمالى للكوكب دائما يقابل الشمس.

حلقات اورانوس

مثل باقي الكواكب الغازية الأخرى، يمتلك اورانوس حلقات، وهي داكنة لكنها مثل زحل تتكون من الجزيئات الكبيرة التي يتراوح قطرها بحدود 10 أمتار بالأضافة إلى الغبار الخفيف.

يعرف للان احدى عشر حلقة للاورانوس، كلها حلقات خافتة جدا؛ وألمع حلقة تعرف بإسم إبسلون Epsilon. وتعتبر حلقات اورانوس الأولى بعد زحل التي تم إستكشافها، الامر الذي كان مهما وجعلنا نعرف بأن الحلقات ليست ميزة لكوكب زحل لوحده بل باقي الكواكب الغازية.

الحقل المغناطيسي

الغلاف المغناطيسي لكوكب اورانوس متوسط الحجم، لكنه ما زال أكبر بكثير من غلاف الأرض المغناطيسي، يحمل كلّ أقمار اورانوس، من المتوقع انه تكون في منتصف الكوكب وبالثلج بدلا من الحديد في القلب، ويبدو ان هذا الغلاف المغناطيسي ينتج الحركات من الطبقات المتجمدة داخل الكوكب.

الغلاف المغناطيسي للكوكب له ميل غريب جدا. الميل المتطرف، إندمج مع الميل المتطرف لاورانوس نفسه، جعل منه هذا الغلاف المغناطيسي الغريب، والذي له تركيب ملتوي.

تعتقد النظريات الرياضية بأن حلقات اورانوس تسحب الجزيئات الموجودة في الغلاف المغناطيسي إلى الغلاف الجوي.





نبتون

متوسط المسافة من الشمس
4,504,000,000 كيلومتر
قطر الكوكب
49,532 كيلومتر
فترة دوران الكوكب حول الشمس 164.79 سنة أرضية
فترة دوران الكوكب حول نفسه 16.11 ساعة أرضية كتلة الكوكب 17.147 أرض

كوكب نيبتون (ويطلق عليه توأم اورانوس) رابع اكبر كوكب في مجموعتنا الشمسية وثامن كوكب بعدا عن الشمس، اكتشف عام 1846 بعد 65 سنة من اكتشاف كوكب أورانوس حيث لوحظ اضطراب مسار أورانوس مما جعل العلماء يبحثون عن كوكب أخر بعد اورانوس.

هو كوكب غازي مثل المشتري وزحل واورانوس ولكنه شديد الشبه بكوكب اورانوس ويختلفوا عن الاخرين المشتري وزحل.

يبلغ قطره حوالى 49 الف كيلومتر وسنته - أي الوقت اللازم للدوران حول الشمس دورة كاملة- تعادل 165 سنة أرضية ويومه - أي الوقت الذي يلزمه ليدور حول نفسة دورة كاملة- تبلغ 16 ساعة أرضية ويبعد عن الشمس حوالي 4,479 مليون كيلومتر، ويميل على محوره بمقدار 29 درجة و36“. وتبلغ درجة الحرارة عند الغيوم –210 درجة مئوية.
تركيب الكوكب

قلب الكوكب يتكون من الحديد وسيليكات المغناسيوم، أما الوشاح فيتكون من الماء والأمونيا وثلوج الميثان. ومن أشهر معالم كوكب نيبتون تلك البقعة المظلمة العملاقة والتي يبلغ حجمها حجم كوكب الأرض تقريبا، وتهب الرياح حول هذه البقعة فى اتجاه غربى بوجه عام وبسرعة تصل إلى 2000 كم فى الساعة، وبذلك تعتبر أسرع رياح فى المجموعة الشمسية، وهذه الأعاصير الجبارة تلف الكوكب فى اتجاه معاكس لدورانه حول محوره.

الغلاف الغازي للكوكب

تاريخ الغلاف الجوي لكوكب نيبتون مشابه للكواكب العملاقة الغازية الأخرى، ويتكون في معظمه من غازي الميثان والايثان والايستلين . والغلاف الجوي لنبتون يظهر خطوط نمطية من الغيوم. هذه الغيوم مشابه جدا لغيوم المشتري وزحل، ويعتقد ان تركيب غيوم نبتون بأنه من جزيئات ثلج الميثان والتي هي سبب في ظهوره وتميزه باللون الأزرق، والسحب الكثيفة تجعل الرؤية مستحيلة على سطحه اضافة الى وجود العواصف والتي تبلغ سرعتها مئات الاميال.

أما تلك البقعة المظلمة العظيمة والتي هي مشابهه للبقعة الحمراء العظيمة للمشتري والتي يمكن تمثيلها بثقب عملاق تشبه الى حدا ما ثقب الاوزون الموجود على الارض وهي متغيرة في الشكل والحجم وقد تم ملاحظة البقعة خلال رحلة فواجير عام 1989 ثم اختفت او حجبت عام 1994 وما لبثت ان عادت ثانية بنفس الحجم وبنفس المكان ولكن في الشمال منه.

حلقات نيبتون

توجد حلقات تحيط بالكوكب مثله في ذلك كمثل زحل واورانوس ولكنها غير واضحة فهي أظلم بكثير من حلقات زحل اللامعة حيث ان حلقات زحل من الثلج وبالتالي تعكس الكثير من الضوء، اما حلقات نبتون فهي من الصخور والغبار لذلك لا يعكسان نفس قدر الضوء.

الحقل المغناطيسي

للكوكب حقل مغناطيسي ربما تكون بعد تكون الكوكب بوقت طويل. الغلاف المغناطيسي يشبه كثيرا اورانوس، متوسط الحجم لكن ما زال أكبر بكثير من الأرض. مثل اورانوس من المحتمل في المنتصف وبتأثير الثلج بدلا من الحديد في اللب.

الغلاف المغناطيسي لنبتون له ميل شاذ مثل اورانوس، تقريبا 60 درجة. لأن نبتون نفسه لا يميل، لكن ما زال ذا تركيب فريد جدا. وتعتقد النظريات الرياضية أن حلقات نبتون تؤثر على حركة الجزيئات في هذا الغلاف المغناطيسي، وأيضا مسؤولة عن تواجد ثلاث طبقات صغيرة من البلازمسفيرPlasmaspheres بدلا من طبقة واحدة كبيرة.

حيث أن الغلاف المغناطيسي لاي كوكب يتولدان من مكونين اساسين هما :

1- مواد مغناطيسية

2- التحركات خلال المادة المغناطيسية

وطالما لدى الكوكب هاتين المكونين فإن العلماء يعتقدوا بأنه من الممكن أن يولد حقل مغناطيسي. فالكواكب الترابية تولد غلافا مغناطيسيا من خلال اللب الحديدي في المركزـ اما نبتون تقريبا فليس له قلب حديدي.

إن المادة المغناطيسية لنبتون تتولد من خلال القشرة المتجمدة، والتحركات خلال تلك القشرة تنتج الحقل المغناطيسي. وينتج غلاف نبتون المغناطيسي شفقا مثل زحل لكنه ضعيف جدا، بالإضافة إلى الإشعاعات الراديوية والموجات الأخرى، مثل الموجات الصافرة والفحيح.

يتبع

[ST0P_IM_T0P]

هي أجسام صغيرة يعتقد بأنها قد تركت منذ بداية تكون النظام الشمسي قبل 4.6 بليون سنة، وهي أجسام صخرية ذات أشكال مستديرة أو شاذة الاشكال، تمتد مسافة عدة مئات من الكيلومترات ولكن أكثرها صغير الحجم.

ويقع حزام الكويكبات في منطقة بين كوكب المريخ وكوكب المشتري. ويسمى الحزام الرئيسي لتميزه عن حزام كايبر Kuiper وسحابة أورت. ويعتبر الكوكب القزم سيرس Ceres هو أكبر الأجرام في هذا الحزام حيث تمثل كتلته لوحده حوالي 25 % تقريبا من كتلة الحزام، وتعتبر الكويكبات بالاس وهايجيه وفيستا بالإضافة إلى سيرس أكبر الكتل، وتتراوح أحجام كويكبات الحزام من حجم سيرس Ceres كأكبر جرم فيه إلى حبيبات مثل جزيئات الغبار. أكثر من 150 كويكب معروف حاليا يمتلك رفيق أو أكثر له مثل الأقمار التابعة، كما ان هناك ثنائيات أيضا ( كويكبين متساويين في الحجم ويدوران مع بعضهما البعض مثل النجوم الثنائية).

وتتخذ معظم الكويكبات أشكالا غير منتظمة، إلا أن بضعها يأخذ الشكل الكروي تقريبا، يملأه الحفر في أغلب الأحيان. وتدور الكويكبات في مدارات إهليجية حول الشمس، كما انها تدور حول نفسها، بدورات غير منتظمة.

وعلى خلاف للتصور الشائع كما تصورها الأفلام أن تلك المنطقة من الصعب تجاوزها حيث تتبعثر فيها الأجرام بصورة عشوائية، ولكن حزام الكويكبات هي في واقع الأمر في معظمها فارغة. فتلك الأجرام تنتشر على مساحة ضخمة جدا، مما يجعل تواجد كل جرم منهم بعيدا عن الأخر وتمر المركبة الفضائية بكل سهولة خلال ذلك الحزام.

المعروف حاليا من تلك الكويكبات يصل إلى مئات الآلوف منهم، منهم أكثر من 200 كويكب قطرها أكبر من 100 كيلومتر، وخلال دراسة إحصائية بالموجات تحت الحمراء أظهرت أن حزام الكويكبات يحتوي ما بين 700,000 إلى 1.7 مليون كويكب ممن يبلغ قطرها كيلومتر أو أكثر.

ويقدر العلماء أن كتلة حزام الكويكبات مجتمعة هي بحدود 4٪ من كتلة قمر الأرض، تشكل أكبر أربعة أجرام فيها (سيريس، فستا، بالاس، و هايجيه Hygiea) ما مجموعه نصف كتلة الحزام. إلا أن العلماء يعتقدون أن الحزام الحالي لايحتوي سوى على جزء صغير من كتلة الحزام الأصلية عند التشكل. كما أن عمليات المحاكاة الحاسوبية تشير إلى أن حزام الكويكبات الأصلي عند تشكله قد يعادل كتلة كوكب الأرض، ولكن بسبب الاضطرابات الجذبية تمت عمليات طرد لمعظم المواد من الحزام خلال حوالي مليون سنة بعد التشكل، وتبقي فقط أقل من 0.1٪ من الكتلة الأصلية، وبعد ذلك ظل توزيع حجم الحزام مستقر نسبيا، حيث لم تكن هناك زيادة كبيرة أو نقصان مؤثر في حجم الكويكبات الرئيسي الحزام.






تصنيف الكويكبات

تصنف الكويكبات إلى ثلاثة أصناف حسب تركيب الكويكب:

النوع سي (C) إشارة إلى كلمة Carbonaceous وتعني فحمي.
وهذا النوع من الكويكبات هو أكثر الأنواع شيوعا حيث تمثل 75% من الكويكبات، ومن المحتمل أنها تتكون من التراب وصخور السيليكات وهذه الأنواع تبدو مظلمة. وهي الأجسام الأكثر قدما في نظامنا الشمسي وتتواجد بالقرب من مدار المشتري.
النوع إس (S) إشارة إلى كلمة Silicaceous وتعني سيليكاتي.
ويتكون هذا النوع من الكويكبات من أحجار السيليكات وحديد النيكل. وتتواجد بكثرة في منتصف الحزام وتمثل حوالي 17% من حزام الكويكبات.
النوع إم (M) إشارة إلى كلمة Metallic وتعني معدني.
كويكبات هذا النوع تتكون من حديد النيكل، وتمثل ما نسبته أقل من 10% من الكويكبات المكتشفة.
النوع في (V) هي الكويكبات البازلتية. والحرف V إشارة إلى الكويكب فيستا الذي يعتقد أنه الوحيد تقريبا في إحتوائه على البازلت.
طبقا لنظريات تشكل الكويكبات فإن الأجرام الكبيرة مثل فيستا أو أكبر ينبغي أن تحتوي على قلب ووشاح، والتي من المفترض أن تتكون أساسا من الصخور البازلتية، ولكن الملاحظات تشير إلى أن 99% من المواد البازلتية المتوقعة مفقودة. وحتى عام 2001 كان يعتقد أن معظم الأجرام البازلتية المكتشفة في حزام الكويكبات ناتجة من الكويكب فيستا. ولكن اكتشاف الكويكب ماجنيا 1459 Magnya والذي هو ذو تركيب الكيميائي يختلف قليلا عن الكويكبات البازلتية الأخرى التي اكتشفت حتى ذلك الحين، مما يدل على وجود نشأة مختلفة. وقد تعززت هذه الفرضية من خلال اكتشاف المزيد في عام 2007 حيث تم إكتشاف اثنين من الكويكبات في الحزام الخارجي هما كوماكاري 7472 Kumakiri و (10537) 1991 RY16، مع اختلاف تراكيب بازلتية مختلفة عن تلك التي مصدر نشأتها من الكويكب فيستا، وهذين الأخيرين هما الكويكبات من نوع V التي تم إكتشافها فقط في الحزام الخارجي حتى الآن.

ويعود سبب إختلاف تراكيب الكويكبات إلى البعد وطبيعة تشكلهم بعيدا أو قريبا من الشمس. فبعض الكويكبات واجهت درجات حرارة عالية بعد تشكلهم وذابوا جزئيا وتمركز الحديد في قلب الكويكب مما أجبر الحمم البركانية بالخروج إلى السطح. مثل هذا الكويكب هو شاهد على ماحدث في بداية تكون المجموعة الشمسية وكويكب فيستا هو خير دليل باق إلى يومنا هذا.







نظريات تكون الكويكبات

حتى الأن يوجد أكثر من نصف مليون كويكب معروف، ومازال عددهم أكثر بكثير ومتوزعون على نحو واسع في مساحة تقدر بنحو من مليون إلى ثلاثة ملايين كيلومتر، وتتواجد في موقع داخل النظام الشمسي بحيث يبدو وكأن هناك قفزة بين الكواكب. ويعتقد العلماء بأن هذا الحطام قد يكون بقايا كوكب والذي تحطّم مبكرا في بداية تكون النظام الشمسي. مثلما كان تفسير هينريتش اولبرس Heinrich Olbers في عام 1802 بأن هذا الحزام قد تشكل بفعل إنفجار كوكب قديم، لربما نتيجة إنفجار داخلي أو بتأثر كم وحجم ضخم من المذنبات قبل ملايين السنين. ولكن بالتفسير الحديث للعلماء بأن ذلك خطأ أو إن ذلك لم يحدث حيث أن تحطم كوكب يتطلب كمية هائلة جدا من الطاقة، إضافة إلى الكتلة الإجمالية المنخفضة للحزام والتي تعتبر أقل من كتلة قمر الأرض، مما عزز ذلك رفض نظرية هينرتش.

ويعتقد العلماء الأن أن تلك الكويكبات السابحة في ذلك المدار قد تشكلت فرادى ولم تكن كوكب مطلقا، وإن حدث خلال ملايين السنين وأن اندمجت بعض الكويكبات بعضها ببعض نتيجة للتصادمات فيما بينهم. كما يعتقد بأن الكواكب القزمة ضمن هذا الحزام قد تشكلت بنفس الطريقة. وقد اعطيت عدة ألاف من هذه الكويكبات الأكبر أسماء، يوضح الجدول في الاسفل بعض أسماء وصفات بعض تلك الكويكبات.










مصدر للشهب والنيازك

كثرة الكويكبات وتمركزها في منطقة واحدة يجعلها منطقة نشطة ويعرضها للكثير من التصادمات المتكررة فيما بينها، مما يجعل أجزاء من حطام تلك الاصطدامات سببا في كثير من الشهب والنيازك التي تدخل الغلاف الجوي للأرض. ومن بين 50,000 نيزك وجد على الأرض حتى الآن، يعتقد أن حوالي 99% منهم قد يكون مصدرها هو حزام الكويكبات.

وهناك دراسة خرجت في سبتمبر 2007 اقترحت أن حادث التصادم الكبير الذي مر به الكويكب بابتستينا 298 Baptistina أرسل عددا من نواتج ذلك الإصطدام خلال النظام الشمسي الداخلي. ويعتقد أن آثار هذه الشظايا قد تكون السبب في حفرة تايكو على سطح القمر والحفرة تشيكشالوب Chicxulub crater في المكسيك، والتي كانت لها تأثير هائل ويعتقد بأنها التي تسببت في انقراض الديناصورات قبل 65 مليون سنة.

الحفرة الناتجة عن إرتطام نيزك يفوق قطره 10 كيلومتر في المكسيك والذي يعتقد أنه سبب إنقراض الديناصورات قبل 65 مليون سنة

الكويكبات القريبة من الأرض

تتواجد بعض الكويكبات في مدارات قرب الأرض فيما يسمى أجرام قرب الأرض Near Earth Objects (NEOs) ، وتحديدا هي الكويكبات والمذنبات التي يمكنها الاقتراب إلى مسافات قريبة من مدار الأرض، أي بحدود مسافة حوالي 45 مليون كيلومتر. وهي تتراوح في حجمها من صغيرة في حجم أمتار إلى كبيرة في حدود 40 كيلومترا لأكبر الكويكبات القريبة من الأرض وهو جانيميد Ganymed 1036. الغالبية العظمى من الأجسام القريبة من الأرض هي أصغر من كيلومتر، ومن المتوقع أن يكون حجم حوالي 15,000 منها في حدود 140 متر (أي بحجم ملعب ونصف لكرة القدم)، وأكثر من مليون كويكب ذات أحجام في حدود 30 متر (أي حوالي ثلث ملعب لكرة القدم).

يراقب العلماء عن كثب تلك الكويكبات وخاصة التي من الممكن تتقاطع في مدارتها مدار الأرض. حيث قد تشكل تلك الأجرام خطرا كبيرا علينا فيما لو تقاطعت تلك المدارت في نفس الوقت مع مدار الأرض وتستخدم التليسكوبات البصرية إضافة إلى الرادارات في إكتشاف ومراقبة أية أخطار محتملة، إلا أن فرص إصطدام كويكب بالارض يعتبر إحتمال ضعيف جدا، لكن البعض منها يقترب فعلا من الأرض، مثل هارمس Hermes (يقترب بمسافة 777,000 كيلومتر).

ومن ضمن 600,000 كويكب تقريبا في النظام الشمسي هناك حوالي 10,000 من تلك الكويكبات والمذنبات التي يمكن أن تمر بالقرب من الأرض. وما يقرب من 10% منها تعتبر في الحجم أكبر من كيلومتر - وهو الحجم تقريبا الذي يمكن أن تؤدي الى نتائج كارثية فيما لو إصطدم بالأرض. ومع ذلك فقد كانت نتائج برنامج ناسا لرصد الأجرام القريبة من الأرض Near-Earth Object Observations (وإختصارا NEOO) أن أيا من الكويكبات الكبيرة تلك لا تشكل حاليا تهديدا على الأرض، ولكن ما زال هناك عددا لا بأس به غير مكتشف.

وتقسم الكويكبات القريبة من إلى الأرض إلى عدة مجموعات طبقا لنصف المحور الرئيسي ومدارها حول الأرض.

كويكبات أتين هي مجموعة سميت على اسم أول جرم تم إكتشافه (آتون 2062 والذي اكتشف في 7 يناير 1976، بواسطة اليانور هيلين Eleanor F. Helin).

هي كويكبات تعبر مدار الأرض، ولكنها على العكس من كويكبات ابوللو، فهي تقضي معظم وقتها داخل مدار الأرض، حيث أنها في الأوج أكبر من وحدة فلكية واحدة، على الرغم من نصف المحور الرئيسي أقل من وحدة فلكية.

حتى فبراير 2013 تم إكتشاف حوالي 751 كويكب من هذا التصنيف.

كويكبات ابوللو
هي مجموعة سميت على اسم أول جرم تم إكتشافه (1862 أبوللو الذي تم اكتشافه من قبل كارل رينموث Karl Reinmuth في عام 1932.

هي كويكبات تعبر مدار الأرض ولكنهم يقضون معظم وقتهم خارج مدار الأرض. فهي لها مدارات أوسع من الأرض، حيث يبلغ نصف المحور الرئيسي لها أكبر من وحدة فلكية واحدة، ولكنها في الحضيض أقل من أوج الأرض. مما يجعل بعضها قريبة جدا من الأرض، والذي يجعلها خطرا محتملا على كوكبنا (أقل إنحراف من مدارها خلال عبورها يسبب خطرا على الأرض).

ويعتقد أن ما تعرضت له بلدة لتشيليابينسك في الاورال المنطقة الجنوبية من روسيا في 15 فبراير 2013 حين أنفجر نيزك فوق المدينة، واسفر عن اصابة ما يقدر بنحو ألف شخص، إضافة إلى كسر النوافذ وتدمير لبعض المباني، كان السبب هو نيزك من تصنيف الكويكبات أبوللو.

حتى فبراير 2013 تم إكتشاف حوالي 5,214 كويكب من هذا التصنيف. وأكبر جرم في هذه المنطقة هو الكويكب هو سيزيف 1866 Sisyphus، التي يبلغ قطره حوالي 10 كيلومترا.

كويكبات عمور
وأخذت التسمية بعد إكتشاف الكويكب عمور 1221 بواسطة أوجين ديلبورت Eugène Joseph Delporte في عام 1932.

وهي مجموعة من الكويكبات والتي تقترب من مدار الأرض ولكن لا تعبره أو تتقاطع معه. ومعظم كويكبات هذا التصنيف تتقاطع مع مدار المريخ. ويعتقد أن قمري المريخ ديموس وفوبوس هما من كويكبات هذا التصنيف والتي جذبها كوكب المريخ في مداره.

حتى فبراير 2013 تم إكتشاف حوالي 3,613 كويكب من هذه المجموعة. أما الكويكب الأكثر شهرة في هذه المجموعة هو إيروس 433، وهو أول كويكب تدور حوله ويهبط على سطحه مسبار بشري في مهمة فضائية هي نير-شوماخر NEAR Shoemaker.

مهمات فضائية لدراسة الكويكبات

أرسلت وكالة الفضاء الأمريكية ناسا عدة مهمات لمتابعة ودراسة تلك الكويكبات. مركبة جاليلو الفضائية حلقت قرب الكويكب كاسبراGaspra في عام 1991 وإدا Ida في عام 1993، ومهمة دراسة المذنب نير- شوماكر NEAR-Shoemaker قامت بالمرور ودراسة الكويكب ماتيلد Mathilde وإيروسEros ، ومهمة ديب سبيس واحد (Deep Space 1) و ستار دست Stardust كلاهما قاموا بدراسة عدد من الكويكبات.
وفي عام 2005 قامت المركبة الفضائية اليابانية Hayabusa بالهبوط على كويكب قرب الأرض يسمى إتوكاوا Itokawa لجمع عينات. وعادت المهمة بنجاح إلى الأرض في يونيو 2010، ويدرس العلماء حاليا تلك الجزيئات التي تم جمعها، وقد كانت هذه المهمة هي الأولى من نوعها في الهبوط وجمع عينات والإقلاع من سطح كويكب.

وتعتزم ناسا إطلاق مسبار فضائي في عام 2016 إلى كويكب من أكثر الكويكبات القريبة من الأرض خطورة وإسمه بينو 101955 Bennu، هذه البعثة المسماه أوزوريس ركس OSIRIS-Rex ستكون بمثابة مستكشف للمركبات الفضائية التي سوف تصمم في المستقبل لإكتشاف أية أجرام قد تهدد الأرض، كما أعلنت مؤخرا أنها بصدد تطوير أول بعثة طموحة من نوعها لتحديد والتقاط وحتى نقل كويكب من مداره، تستخدم فيها تكنولوجيات غير مسبوقة فضلا عن دمج أفضل العلوم والتكنولوجيا وقدرات الاستكشاف البشري والاعتماد على الابتكار من ألمع العلماء والمهندسين في العالم، والتي تدل على طموح لما يمكن للانسان ان يفعله في الفضاء.

وبصرف النظر عن عملية رصد التهديدات المحتملة، دراسة تلك الكويكبات والمذنبات يتيح للعلماء فرصة ثمينة لمعرفة المزيد عن أصل النظام الشمسي، ومصدر المياه على الأرض، وحتى أصل الجزيئات العضوية التي تؤدي إلى تطور الحياة.

القطر

بالكيلومتر

متوسط المسافة

من الشمس كم

تاريخ

الاكتشاف

إسم الكويكب

180

2,051,900,000

1977

شيرون

Chiron

246

513,000,000

1861

سيبيلي

Cybele

182

413,000,000

1856

دافين

Daphne

336

475,400,000

1903

دافيدا

Davida

226

465,500,000

1857

دوريس

Doris

114

385,400,000

1850

إيجريا

Egeria

174

405,900,000

1860

إلبس

Elpis

33

172,800,000

1898

إيروس

Eros

114

407,100,000

1857

إجينيا

Eugenia

272

395,500,000

1851

إنوميا

Eunomia

248

472,100,000

1854

إمفروسيني

Euphrosyne

312

463,300,000

1858

اوربا

Europa

190

466,600,000

1862

فيريا

Freia

20

330,000,000

1916

جاسبرا

Gaspra

192

362,800,000

1847

هيبي

Hebe

430

470,300,000

1849

هيجبا

Hygiea

334

458,100,000

1910

إنترامنيا

Interamnia

204

356,900,000

1847

إيرس

Iris

244

399,400,000

1804

جونو

Juno

188

435,300,000

1852

كاليبو

Kalliope

61

290,000,000

1885

ماتيلدا

Mathilde

522

414,500,000

1802

بالاس

Pallas

264

437,100,000

1852

بسيكي

Psyche

272

521,500,000

1866

سيلفيا

Sylvia

4.6 x 2.3 x 1.9

375,800,000

1989

توتاتس

Toutatis

525

353,400,000

1807

فيستا

Vesta

المذنبات

منذ عهد قريب إعتقد العديد من الناس أن المذنبات نذير شؤم او إشارة لحدث سيئ على وشك أن يحدث، لم يكن يعرف البشر الية حركة الأجسام في السماء، لذا فمشاهدة مذنب لابد وأنه كان يسبب القلق، وهناك العديد من السجلات التاريخية والقطعة الفنية التي تسجل ظهور المذنبات وربطهم بأحداث فظيعة اصابتهم مثل الحروب أو الثورات.

ومع تقدم العلوم اصبحنا نعرف أن تلك المذنبات ما هي إلا كتل من الثلج والغبار التي تعبر مركز النظام الشمسي بشكل دوري من مكان ما في دوراتها الخارجية، وبعض المذنبات تكرر زياراتها، وعندما تقترب المذنبات بما فيه الكفاية من الشمس، تبدأ حرارة الشمس في تبخير المذنبات، مما يجعلها مرئية بفضل الغبار الناتج عن عملية التبخير وذيل الغاز الذي احيانا ما يكون بطول ملايين الكيلومترات.

خارج النظام الشمسي أو بعيدا عن الشمس تبقى المذنبات في حالة تجمد لكونها بعيدة عن تأثير حرارتها، لذلك فإن رؤيتهم من الأرض تكون صعبة جدا أو مستحيلة بسبب صغر الحجم. ومع أنه بوجود تلسكوب هابل قد تم إحصاء عدد من نوى المذنبات الخاملة في حزام كيوبر ، لكن هذه الإحصاءات لم تؤكد بشكل مستقل للكثير منها إلى الآن.

بين عامي 1985-1986 زارت المركبة الفضائية جيتو Giotto المذنب المشهور هالي في أخر زيارة لهالي إلى النظام الشمسي الداخلي، في عام 1994 أصبح مذنب شوماكر ليفي محصورا بجاذبية المشتري وهبط وتحطم في المشتري.

في 1996 و 1997 شاهدنا مذنب هياكوتاك Hyakutake ومذنب هال بوب Hal-Bopp، وقد كان مذنب هال بوب أحد ألمع المذنبات التي شوهدت من الأرض، مذنب لينر Linear إكتشف في عام 1999 وأقترب من الشمس في يوليو 2000. مركبة الفضاء ستاردست Stardust تتبعت هذا المذنب في يناير 2004 وجمعت عينات من المذنب للعودة بها إلى الأرض.

إن أحدث مهمة للمذنبات هي روزيتا Rosetta وستهبط على سطح مذنب يسمى تشريموف-جيراسمينكو Churyumov Gerasimenko .






تركيب المذنب

يتكون المذنب من جزئين رئيسيين هما النواة وهو الجزء المركزي وتحيط به غيمة أو هالة من الغبار والغاز وكذلك ذيل طويل أيضا من الغاز والغبار.

نواة المذنب

هي الجزء المركزي الرئيسي للمذنب، وهو الجزء الصلب منه، مكون من نوع خاص من الغبار الذي يطلق علية الغبار المنفوش، لأنه يمكن أن يكون ذو وزن خفيف وملئ بالفتحات كالإسفنج، وفتحات الإسفنج هذه مملوئة بالثلوج في الغالب من الماء وثاني أكسيد الكربون (الثلج الجاف) وأول أكسيد الكربون.

أمدت دراسة نواة كلا من المذنب هال بوب والمذنب هيكوتيك العلماء بأفكار جديدة حول تركيب وتطور المذنب، ولكنهم ما زالوا لا يعرفون هل النواة صلبة جدا مثل الأرض الصلبة أم ناعمة وقابلة للكسر مثل كرة الثلج، نأمل ان تمدنا مهمة روزيتا القادمة وهبوطها على سطح المذنب بمعلومات لإكتشاف كم مدى صلابته.

نواة مذنب تيمبل 1 Tempel

وعندما يقترب اي مذنب من الشمس، يبدأ بالتبخير وتشكيل غيمة وذيل بشكل مدهش، توضح الصورة الملتقطة للمذنبات بأن التبخير قد يحدث فقط في أماكن معينة في النواة، وهذه البقع من التبخير تدعو "النفاثات"، مذنب هالي كان له ثلاث نفاثات متميزة على سطحه عندما إقترب من الشمس في عام 1986.

الهالة والذيل

عند دخول المذنب النظام الشمسي الداخلي، يسبب إشعاع الشمس تبخير المواد الخفيفة التي يحويها المذنب وتخرجها خارج النواة، وتكون محملة بالغبار. هذا الغبار والغاز الذي يحيط بالمذنب ينتشر حوله بشكل كبير مسببا يتشكل غلاف جوي ضعيف جدا حول المذنب يسمى الهاله أو الغيمة، أما القوة التي تقع على تلك الغيمة (الهالة) من ضغط الإشعاع والرياح الشمسية تسببان في تكون ذيل طويل وهائل، والذي يكون ممتدا خلف المذنب وبعيدا عن الشمس.

عندما مرور المذنب من خلال النظام الشمسي الداخلي تسبب الشمس لمعان كلا من الهالة والذيل ويصبح المذنب مرئي بسهولة من على الأرض، حيث أن الغبار يعكس ضوء الشمس مباشرة والغازات تتوهج بسبب التأين.

الفرق بين الذيل الغازي وذيل الغبار

Image Credit : University of Hong Kong

قد تكون أكثر المذنبات ضعيفة جدا ولا تري بالعين المجردة وتحتاج في هذه الحالة إلى مساعدة منظار لنتمكن من رؤيتهم، لكن في بعض الحالات قد يظهر مذنب عندما يكون أقرب من مداره أو أكبر في حجمه ويصبح لامعا يكفي لرؤيتة بالعين المجردة، أو قد يتعرض المذنب إلى إنفجار ضخم ومفاجئ يتسبب في زيادة حجم الهاله بشكل مؤقت نتمكن خلالها من رؤيته بسهولة، مثلما حدث مع مذنب هولمز Holmes في عام 2007.

علاقة المذنبات بزخات الشهب

تترك المذنبات أثرها خلال مرورها داخل النظام الشمسي نتيجة لتناثر الغبار من خلال الذيل، وإذا مر طريق المذنب بمدار الأرض، فإن في تلك الحالة ستكون هناك زخات من ذلك الغبار تجذبه الارض خلال مرورها من ذلك القطاع. مثل شهب الجوزاء Orion التي تحدث في اكتوبر كل عام والتي اصلها مذنب هالي.






تصنيف المذنبات

اغلب المذنبات لها مدارات إهليليجية والذي يأخذهم في جزء من مدارهم قريبا من الشمس، وتصنف المذنبات في أغلب الأحيان طبقا لطول فتراتهم المدارية، فكلما كانت الفترة أطول كلما إستطال المدار الاهليجي أكثر.

مذنبات الفترة القصيرة

وهي مذنبات لها فترات مدارية أقل من 200 سنة، ويدورون في مدارات في نفس الإتجاه مثل الكواكب، وتمتد مدارات تلك المذنبات إلى منطقة الكواكب الخارجية (المشتري وما بعده)، مثل مذنب هالي الذي يتخذ مدارا يبعده قليلا بعد مدار كوكب نيبتون، ومذنب إنكي Encke الذي له مدار لا يبعد كثيرا عن المشتري.

وتقسم مذنبات الفترة القصيرة إلى قسمين:-

- عائلة المشتري: والتي لها فترات أقل من 20 عام.
- عائلة هــــــالي : والتي لها فترات بين 20 و 200 عام.

مذنبات الفترة الطويلة

وهي مذنبات مرتبطة بالقوة الجذبية للشمس ولكن لها مدارات شاذة جدا، وتتراوح فتراتهم من 200 سنة إلى الآف أو ملايين الاعوام. وتكون مداراتهم عادة أبعد بكثير من مدار الكواكب الخارجية.





مذنبات الزيارة الواحدة

وهي تشبه مذنبات الفترة الطويلة، لكن له مدار إهليجي عندما يدخل في النظام الشمسي الداخلي. وقد يؤثر الجذب من احد الكواكب العملاقة في تغير مداراتهم، وعندما تخرج إلى النظام الشمسي الخارجي تكون مداراتهم إهليليجية جدا تأخذهم وراء سحابة أوورت Oort Cloud.

ومن الممكن للمذنبات ذات المدارات الاهليجية الحادة أن تعود إلى النظام الشمسي لبعض الفترات المدارية فقط، وقد تمتد تلك الفترات إلى مئات الالوف أو ملايين الأعوام قبل أن تبدأ تلك المذنبات في إتخاذ طريقها للخروج من مجال الشمس المغناطيسي عندما تدخل في المنطقة الغير مستقرة من المجال المغناطيسي. ومن المعروف أن مجال جذب الشمس له حد أقصى وغير مستقر وهو 230,000 وحدة فلكية -أي 3.6 سنة ضوئية-.






إنتهاء عمر المذنب

مما يميز مذنبات عائلة المشتري ومذنبات الفترة الطويلة أنها تتبع قوانين مختلفة في التلاشي، ففي مذنبات عائلة المشتري تكون المذنبات نشطة خلال حياتها الذي قد يمتد إلى حوالي 10,000 سنة، بينما مذنبات الفترة الطويلة تتلاشى أسرع بكثير. وفي نهاية عمر المذنب تكون أغلب المادة الخفيفة في نواته تكون قد تبخرت، ويصبح المذنب كتلة خامدة مظلمة من الصخر أو البقايا والتي يمكن أن تشبه الكويكب.






تفكك المذنب

قد تتعرض المذنبات لحوادث قد تسبب في تفكك المذنب إلى أجزاء، ويرجع سبب تفكك المذنب إلى القوة الجذبية سواء من الشمس أو من كوكب كبير، وقد يحدذ نتيجة إنفجار للمادة الخفيفة أو قد تكون لأسباب أخرى لم تتضح لنا بعد.

ومثال على ذلك ما حدث للمذنب شواسمان-واتشمان3 بي73 Schwassmann Wachmann3 في عام 1995.

تفكك المذنب إلى أجزاء في عام 1995

تحطم المذنبات


قد تلقي بعض المذنبات مصيرا أخر، وهو الاصطدام والتحطم، أما بالسقوط داخل الشمس، أو بالإصطدام مع كوكب أو جسم آخر.

تلك الإصطدامات بين المذنبات والكواكب أو الأقمار كانت سمة عامة في بداية تكون النظام الشمسي، فنجد العديد من الحفر على سطح القمر، قد يكون بعضها نتيجة تحطم مذنبات سقطت على سطحه، ومثال حديث شاهده العالم عند إصطدام مذنب شوماخر ليفي9 عام 1994 مع كوكب المشتري، عندها حدث له تفكك إلى عدة أجزاء قبل أن يصطدم بالمشتري ويتحطم.

تحطم مذنب ليفي شوماخر 9

وطبقا للعلماء فإن الارض وخلال مراحلها الاولي تعرضت لفترات من القصف العظيم بالعديد من المذنبات والكويكبات، كما يعتقد العديد من العلماء- مع انه إفتراض لم يحسم بعد- بأن فترة القصف العظيم والتي حدثت قبل 4 بليون عام تقريبا جلبت كميات كبيرة من الماء الذي ملء محيطات الأرض، أو على الأقل نسبة هامة منها. كما قاد كشف جزيئات عضوية في المذنبات بعض العلماء إلى إعتقاد أن تلك المذنبات أو النيازك لربما جلبت بوادر الحياة إلى الأرض، وهناك إعتقاد ايضا بأن الحجر الزجاجي الموجود على الارض هو نتيجة تحطم الشهب والنيازك على الارض.

هي أجسام صغيرة يعتقد بأنها قد تركت منذ بداية تكون النظام الشمسي قبل 4.6 بليون سنة، وهي أجسام صخرية ذات أشكال مستديرة أو شاذة الاشكال، تمتد مسافة عدة مئات من الكيلومترات ولكن أكثرها صغير الحجم.

ويقع حزام الكويكبات في منطقة بين كوكب المريخ وكوكب المشتري. ويسمى الحزام الرئيسي لتميزه عن حزام كايبر Kuiper وسحابة أورت. ويعتبر الكوكب القزم سيرس Ceres هو أكبر الأجرام في هذا الحزام حيث تمثل كتلته لوحده حوالي 25 % تقريبا من كتلة الحزام، وتعتبر الكويكبات بالاس وهايجيه وفيستا بالإضافة إلى سيرس أكبر الكتل، وتتراوح أحجام كويكبات الحزام من حجم سيرس Ceres كأكبر جرم فيه إلى حبيبات مثل جزيئات الغبار. أكثر من 150 كويكب معروف حاليا يمتلك رفيق أو أكثر له مثل الأقمار التابعة، كما ان هناك ثنائيات أيضا ( كويكبين متساويين في الحجم ويدوران مع بعضهما البعض مثل النجوم الثنائية).

وتتخذ معظم الكويكبات أشكالا غير منتظمة، إلا أن بضعها يأخذ الشكل الكروي تقريبا، يملأه الحفر في أغلب الأحيان. وتدور الكويكبات في مدارات إهليجية حول الشمس، كما انها تدور حول نفسها، بدورات غير منتظمة.

وعلى خلاف للتصور الشائع كما تصورها الأفلام أن تلك المنطقة من الصعب تجاوزها حيث تتبعثر فيها الأجرام بصورة عشوائية، ولكن حزام الكويكبات هي في واقع الأمر في معظمها فارغة. فتلك الأجرام تنتشر على مساحة ضخمة جدا، مما يجعل تواجد كل جرم منهم بعيدا عن الأخر وتمر المركبة الفضائية بكل سهولة خلال ذلك الحزام.

المعروف حاليا من تلك الكويكبات يصل إلى مئات الآلوف منهم، منهم أكثر من 200 كويكب قطرها أكبر من 100 كيلومتر، وخلال دراسة إحصائية بالموجات تحت الحمراء أظهرت أن حزام الكويكبات يحتوي ما بين 700,000 إلى 1.7 مليون كويكب ممن يبلغ قطرها كيلومتر أو أكثر.

ويقدر العلماء أن كتلة حزام الكويكبات مجتمعة هي بحدود 4٪ من كتلة قمر الأرض، تشكل أكبر أربعة أجرام فيها (سيريس، فستا، بالاس، و هايجيه Hygiea) ما مجموعه نصف كتلة الحزام. إلا أن العلماء يعتقدون أن الحزام الحالي لايحتوي سوى على جزء صغير من كتلة الحزام الأصلية عند التشكل. كما أن عمليات المحاكاة الحاسوبية تشير إلى أن حزام الكويكبات الأصلي عند تشكله قد يعادل كتلة كوكب الأرض، ولكن بسبب الاضطرابات الجذبية تمت عمليات طرد لمعظم المواد من الحزام خلال حوالي مليون سنة بعد التشكل، وتبقي فقط أقل من 0.1٪ من الكتلة الأصلية، وبعد ذلك ظل توزيع حجم الحزام مستقر نسبيا، حيث لم تكن هناك زيادة كبيرة أو نقصان مؤثر في حجم الكويكبات الرئيسي الحزام.






تصنيف الكويكبات

تصنف الكويكبات إلى ثلاثة أصناف حسب تركيب الكويكب:

النوع سي (C) إشارة إلى كلمة Carbonaceous وتعني فحمي.
وهذا النوع من الكويكبات هو أكثر الأنواع شيوعا حيث تمثل 75% من الكويكبات، ومن المحتمل أنها تتكون من التراب وصخور السيليكات وهذه الأنواع تبدو مظلمة. وهي الأجسام الأكثر قدما في نظامنا الشمسي وتتواجد بالقرب من مدار المشتري.
النوع إس (S) إشارة إلى كلمة Silicaceous وتعني سيليكاتي.
ويتكون هذا النوع من الكويكبات من أحجار السيليكات وحديد النيكل. وتتواجد بكثرة في منتصف الحزام وتمثل حوالي 17% من حزام الكويكبات.
النوع إم (M) إشارة إلى كلمة Metallic وتعني معدني.
كويكبات هذا النوع تتكون من حديد النيكل، وتمثل ما نسبته أقل من 10% من الكويكبات المكتشفة.
النوع في (V) هي الكويكبات البازلتية. والحرف V إشارة إلى الكويكب فيستا الذي يعتقد أنه الوحيد تقريبا في إحتوائه على البازلت.
طبقا لنظريات تشكل الكويكبات فإن الأجرام الكبيرة مثل فيستا أو أكبر ينبغي أن تحتوي على قلب ووشاح، والتي من المفترض أن تتكون أساسا من الصخور البازلتية، ولكن الملاحظات تشير إلى أن 99% من المواد البازلتية المتوقعة مفقودة. وحتى عام 2001 كان يعتقد أن معظم الأجرام البازلتية المكتشفة في حزام الكويكبات ناتجة من الكويكب فيستا. ولكن اكتشاف الكويكب ماجنيا 1459 Magnya والذي هو ذو تركيب الكيميائي يختلف قليلا عن الكويكبات البازلتية الأخرى التي اكتشفت حتى ذلك الحين، مما يدل على وجود نشأة مختلفة. وقد تعززت هذه الفرضية من خلال اكتشاف المزيد في عام 2007 حيث تم إكتشاف اثنين من الكويكبات في الحزام الخارجي هما كوماكاري 7472 Kumakiri و (10537) 1991 RY16، مع اختلاف تراكيب بازلتية مختلفة عن تلك التي مصدر نشأتها من الكويكب فيستا، وهذين الأخيرين هما الكويكبات من نوع V التي تم إكتشافها فقط في الحزام الخارجي حتى الآن.

ويعود سبب إختلاف تراكيب الكويكبات إلى البعد وطبيعة تشكلهم بعيدا أو قريبا من الشمس. فبعض الكويكبات واجهت درجات حرارة عالية بعد تشكلهم وذابوا جزئيا وتمركز الحديد في قلب الكويكب مما أجبر الحمم البركانية بالخروج إلى السطح. مثل هذا الكويكب هو شاهد على ماحدث في بداية تكون المجموعة الشمسية وكويكب فيستا هو خير دليل باق إلى يومنا هذا.







نظريات تكون الكويكبات

حتى الأن يوجد أكثر من نصف مليون كويكب معروف، ومازال عددهم أكثر بكثير ومتوزعون على نحو واسع في مساحة تقدر بنحو من مليون إلى ثلاثة ملايين كيلومتر، وتتواجد في موقع داخل النظام الشمسي بحيث يبدو وكأن هناك قفزة بين الكواكب. ويعتقد العلماء بأن هذا الحطام قد يكون بقايا كوكب والذي تحطّم مبكرا في بداية تكون النظام الشمسي. مثلما كان تفسير هينريتش اولبرس Heinrich Olbers في عام 1802 بأن هذا الحزام قد تشكل بفعل إنفجار كوكب قديم، لربما نتيجة إنفجار داخلي أو بتأثر كم وحجم ضخم من المذنبات قبل ملايين السنين. ولكن بالتفسير الحديث للعلماء بأن ذلك خطأ أو إن ذلك لم يحدث حيث أن تحطم كوكب يتطلب كمية هائلة جدا من الطاقة، إضافة إلى الكتلة الإجمالية المنخفضة للحزام والتي تعتبر أقل من كتلة قمر الأرض، مما عزز ذلك رفض نظرية هينرتش.

ويعتقد العلماء الأن أن تلك الكويكبات السابحة في ذلك المدار قد تشكلت فرادى ولم تكن كوكب مطلقا، وإن حدث خلال ملايين السنين وأن اندمجت بعض الكويكبات بعضها ببعض نتيجة للتصادمات فيما بينهم. كما يعتقد بأن الكواكب القزمة ضمن هذا الحزام قد تشكلت بنفس الطريقة. وقد اعطيت عدة ألاف من هذه الكويكبات الأكبر أسماء، يوضح الجدول في الاسفل بعض أسماء وصفات بعض تلك الكويكبات.










مصدر للشهب والنيازك

كثرة الكويكبات وتمركزها في منطقة واحدة يجعلها منطقة نشطة ويعرضها للكثير من التصادمات المتكررة فيما بينها، مما يجعل أجزاء من حطام تلك الاصطدامات سببا في كثير من الشهب والنيازك التي تدخل الغلاف الجوي للأرض. ومن بين 50,000 نيزك وجد على الأرض حتى الآن، يعتقد أن حوالي 99% منهم قد يكون مصدرها هو حزام الكويكبات.

وهناك دراسة خرجت في سبتمبر 2007 اقترحت أن حادث التصادم الكبير الذي مر به الكويكب بابتستينا 298 Baptistina أرسل عددا من نواتج ذلك الإصطدام خلال النظام الشمسي الداخلي. ويعتقد أن آثار هذه الشظايا قد تكون السبب في حفرة تايكو على سطح القمر والحفرة تشيكشالوب Chicxulub crater في المكسيك، والتي كانت لها تأثير هائل ويعتقد بأنها التي تسببت في انقراض الديناصورات قبل 65 مليون سنة.

الحفرة الناتجة عن إرتطام نيزك يفوق قطره 10 كيلومتر في المكسيك والذي يعتقد أنه سبب إنقراض الديناصورات قبل 65 مليون سنة

الكويكبات القريبة من الأرض

تتواجد بعض الكويكبات في مدارات قرب الأرض فيما يسمى أجرام قرب الأرض Near Earth Objects (NEOs) ، وتحديدا هي الكويكبات والمذنبات التي يمكنها الاقتراب إلى مسافات قريبة من مدار الأرض، أي بحدود مسافة حوالي 45 مليون كيلومتر. وهي تتراوح في حجمها من صغيرة في حجم أمتار إلى كبيرة في حدود 40 كيلومترا لأكبر الكويكبات القريبة من الأرض وهو جانيميد Ganymed 1036. الغالبية العظمى من الأجسام القريبة من الأرض هي أصغر من كيلومتر، ومن المتوقع أن يكون حجم حوالي 15,000 منها في حدود 140 متر (أي بحجم ملعب ونصف لكرة القدم)، وأكثر من مليون كويكب ذات أحجام في حدود 30 متر (أي حوالي ثلث ملعب لكرة القدم).

يراقب العلماء عن كثب تلك الكويكبات وخاصة التي من الممكن تتقاطع في مدارتها مدار الأرض. حيث قد تشكل تلك الأجرام خطرا كبيرا علينا فيما لو تقاطعت تلك المدارت في نفس الوقت مع مدار الأرض وتستخدم التليسكوبات البصرية إضافة إلى الرادارات في إكتشاف ومراقبة أية أخطار محتملة، إلا أن فرص إصطدام كويكب بالارض يعتبر إحتمال ضعيف جدا، لكن البعض منها يقترب فعلا من الأرض، مثل هارمس Hermes (يقترب بمسافة 777,000 كيلومتر).

ومن ضمن 600,000 كويكب تقريبا في النظام الشمسي هناك حوالي 10,000 من تلك الكويكبات والمذنبات التي يمكن أن تمر بالقرب من الأرض. وما يقرب من 10% منها تعتبر في الحجم أكبر من كيلومتر - وهو الحجم تقريبا الذي يمكن أن تؤدي الى نتائج كارثية فيما لو إصطدم بالأرض. ومع ذلك فقد كانت نتائج برنامج ناسا لرصد الأجرام القريبة من الأرض Near-Earth Object Observations (وإختصارا NEOO) أن أيا من الكويكبات الكبيرة تلك لا تشكل حاليا تهديدا على الأرض، ولكن ما زال هناك عددا لا بأس به غير مكتشف.

وتقسم الكويكبات القريبة من إلى الأرض إلى عدة مجموعات طبقا لنصف المحور الرئيسي ومدارها حول الأرض.

كويكبات أتين هي مجموعة سميت على اسم أول جرم تم إكتشافه (آتون 2062 والذي اكتشف في 7 يناير 1976، بواسطة اليانور هيلين Eleanor F. Helin).

هي كويكبات تعبر مدار الأرض، ولكنها على العكس من كويكبات ابوللو، فهي تقضي معظم وقتها داخل مدار الأرض، حيث أنها في الأوج أكبر من وحدة فلكية واحدة، على الرغم من نصف المحور الرئيسي أقل من وحدة فلكية.

حتى فبراير 2013 تم إكتشاف حوالي 751 كويكب من هذا التصنيف.

كويكبات ابوللو
هي مجموعة سميت على اسم أول جرم تم إكتشافه (1862 أبوللو الذي تم اكتشافه من قبل كارل رينموث Karl Reinmuth في عام 1932.

هي كويكبات تعبر مدار الأرض ولكنهم يقضون معظم وقتهم خارج مدار الأرض. فهي لها مدارات أوسع من الأرض، حيث يبلغ نصف المحور الرئيسي لها أكبر من وحدة فلكية واحدة، ولكنها في الحضيض أقل من أوج الأرض. مما يجعل بعضها قريبة جدا من الأرض، والذي يجعلها خطرا محتملا على كوكبنا (أقل إنحراف من مدارها خلال عبورها يسبب خطرا على الأرض).

ويعتقد أن ما تعرضت له بلدة لتشيليابينسك في الاورال المنطقة الجنوبية من روسيا في 15 فبراير 2013 حين أنفجر نيزك فوق المدينة، واسفر عن اصابة ما يقدر بنحو ألف شخص، إضافة إلى كسر النوافذ وتدمير لبعض المباني، كان السبب هو نيزك من تصنيف الكويكبات أبوللو.

حتى فبراير 2013 تم إكتشاف حوالي 5,214 كويكب من هذا التصنيف. وأكبر جرم في هذه المنطقة هو الكويكب هو سيزيف 1866 Sisyphus، التي يبلغ قطره حوالي 10 كيلومترا.

كويكبات عمور
وأخذت التسمية بعد إكتشاف الكويكب عمور 1221 بواسطة أوجين ديلبورت Eugène Joseph Delporte في عام 1932.

وهي مجموعة من الكويكبات والتي تقترب من مدار الأرض ولكن لا تعبره أو تتقاطع معه. ومعظم كويكبات هذا التصنيف تتقاطع مع مدار المريخ. ويعتقد أن قمري المريخ ديموس وفوبوس هما من كويكبات هذا التصنيف والتي جذبها كوكب المريخ في مداره.

حتى فبراير 2013 تم إكتشاف حوالي 3,613 كويكب من هذه المجموعة. أما الكويكب الأكثر شهرة في هذه المجموعة هو إيروس 433، وهو أول كويكب تدور حوله ويهبط على سطحه مسبار بشري في مهمة فضائية هي نير-شوماخر NEAR Shoemaker.

مهمات فضائية لدراسة الكويكبات

أرسلت وكالة الفضاء الأمريكية ناسا عدة مهمات لمتابعة ودراسة تلك الكويكبات. مركبة جاليلو الفضائية حلقت قرب الكويكب كاسبراGaspra في عام 1991 وإدا Ida في عام 1993، ومهمة دراسة المذنب نير- شوماكر NEAR-Shoemaker قامت بالمرور ودراسة الكويكب ماتيلد Mathilde وإيروسEros ، ومهمة ديب سبيس واحد (Deep Space 1) و ستار دست Stardust كلاهما قاموا بدراسة عدد من الكويكبات.
وفي عام 2005 قامت المركبة الفضائية اليابانية Hayabusa بالهبوط على كويكب قرب الأرض يسمى إتوكاوا Itokawa لجمع عينات. وعادت المهمة بنجاح إلى الأرض في يونيو 2010، ويدرس العلماء حاليا تلك الجزيئات التي تم جمعها، وقد كانت هذه المهمة هي الأولى من نوعها في الهبوط وجمع عينات والإقلاع من سطح كويكب.

وتعتزم ناسا إطلاق مسبار فضائي في عام 2016 إلى كويكب من أكثر الكويكبات القريبة من الأرض خطورة وإسمه بينو 101955 Bennu، هذه البعثة المسماه أوزوريس ركس OSIRIS-Rex ستكون بمثابة مستكشف للمركبات الفضائية التي سوف تصمم في المستقبل لإكتشاف أية أجرام قد تهدد الأرض، كما أعلنت مؤخرا أنها بصدد تطوير أول بعثة طموحة من نوعها لتحديد والتقاط وحتى نقل كويكب من مداره، تستخدم فيها تكنولوجيات غير مسبوقة فضلا عن دمج أفضل العلوم والتكنولوجيا وقدرات الاستكشاف البشري والاعتماد على الابتكار من ألمع العلماء والمهندسين في العالم، والتي تدل على طموح لما يمكن للانسان ان يفعله في الفضاء.

وبصرف النظر عن عملية رصد التهديدات المحتملة، دراسة تلك الكويكبات والمذنبات يتيح للعلماء فرصة ثمينة لمعرفة المزيد عن أصل النظام الشمسي، ومصدر المياه على الأرض، وحتى أصل الجزيئات العضوية التي تؤدي إلى تطور الحياة.

القطر

بالكيلومتر

متوسط المسافة

من الشمس كم

تاريخ

الاكتشاف

إسم الكويكب

180

2,051,900,000

1977

شيرون

Chiron

246

513,000,000

1861

سيبيلي

Cybele

182

413,000,000

1856

دافين

Daphne

336

475,400,000

1903

دافيدا

Davida

226

465,500,000

1857

دوريس

Doris

114

385,400,000

1850

إيجريا

Egeria

174

405,900,000

1860

إلبس

Elpis

33

172,800,000

1898

إيروس

Eros

114

407,100,000

1857

إجينيا

Eugenia

272

395,500,000

1851

إنوميا

Eunomia

248

472,100,000

1854

إمفروسيني

Euphrosyne

312

463,300,000

1858

اوربا

Europa

190

466,600,000

1862

فيريا

Freia

20

330,000,000

1916

جاسبرا

Gaspra

192

362,800,000

1847

هيبي

Hebe

430

470,300,000

1849

هيجبا

Hygiea

334

458,100,000

1910

إنترامنيا

Interamnia

204

356,900,000

1847

إيرس

Iris

244

399,400,000

1804

جونو

Juno

188

435,300,000

1852

كاليبو

Kalliope

61

290,000,000

1885

ماتيلدا

Mathilde

522

414,500,000

1802

بالاس

Pallas

264

437,100,000

1852

بسيكي

Psyche

272

521,500,000

1866

سيلفيا

Sylvia

4.6 x 2.3 x 1.9

375,800,000

1989

توتاتس

Toutatis

525

353,400,000

1807

فيستا

Vesta

المذنبات

منذ عهد قريب إعتقد العديد من الناس أن المذنبات نذير شؤم او إشارة لحدث سيئ على وشك أن يحدث، لم يكن يعرف البشر الية حركة الأجسام في السماء، لذا فمشاهدة مذنب لابد وأنه كان يسبب القلق، وهناك العديد من السجلات التاريخية والقطعة الفنية التي تسجل ظهور المذنبات وربطهم بأحداث فظيعة اصابتهم مثل الحروب أو الثورات.

ومع تقدم العلوم اصبحنا نعرف أن تلك المذنبات ما هي إلا كتل من الثلج والغبار التي تعبر مركز النظام الشمسي بشكل دوري من مكان ما في دوراتها الخارجية، وبعض المذنبات تكرر زياراتها، وعندما تقترب المذنبات بما فيه الكفاية من الشمس، تبدأ حرارة الشمس في تبخير المذنبات، مما يجعلها مرئية بفضل الغبار الناتج عن عملية التبخير وذيل الغاز الذي احيانا ما يكون بطول ملايين الكيلومترات.

خارج النظام الشمسي أو بعيدا عن الشمس تبقى المذنبات في حالة تجمد لكونها بعيدة عن تأثير حرارتها، لذلك فإن رؤيتهم من الأرض تكون صعبة جدا أو مستحيلة بسبب صغر الحجم. ومع أنه بوجود تلسكوب هابل قد تم إحصاء عدد من نوى المذنبات الخاملة في حزام كيوبر ، لكن هذه الإحصاءات لم تؤكد بشكل مستقل للكثير منها إلى الآن.

بين عامي 1985-1986 زارت المركبة الفضائية جيتو Giotto المذنب المشهور هالي في أخر زيارة لهالي إلى النظام الشمسي الداخلي، في عام 1994 أصبح مذنب شوماكر ليفي محصورا بجاذبية المشتري وهبط وتحطم في المشتري.

في 1996 و 1997 شاهدنا مذنب هياكوتاك Hyakutake ومذنب هال بوب Hal-Bopp، وقد كان مذنب هال بوب أحد ألمع المذنبات التي شوهدت من الأرض، مذنب لينر Linear إكتشف في عام 1999 وأقترب من الشمس في يوليو 2000. مركبة الفضاء ستاردست Stardust تتبعت هذا المذنب في يناير 2004 وجمعت عينات من المذنب للعودة بها إلى الأرض.

إن أحدث مهمة للمذنبات هي روزيتا Rosetta وستهبط على سطح مذنب يسمى تشريموف-جيراسمينكو Churyumov Gerasimenko .






تركيب المذنب

يتكون المذنب من جزئين رئيسيين هما النواة وهو الجزء المركزي وتحيط به غيمة أو هالة من الغبار والغاز وكذلك ذيل طويل أيضا من الغاز والغبار.

نواة المذنب

هي الجزء المركزي الرئيسي للمذنب، وهو الجزء الصلب منه، مكون من نوع خاص من الغبار الذي يطلق علية الغبار المنفوش، لأنه يمكن أن يكون ذو وزن خفيف وملئ بالفتحات كالإسفنج، وفتحات الإسفنج هذه مملوئة بالثلوج في الغالب من الماء وثاني أكسيد الكربون (الثلج الجاف) وأول أكسيد الكربون.

أمدت دراسة نواة كلا من المذنب هال بوب والمذنب هيكوتيك العلماء بأفكار جديدة حول تركيب وتطور المذنب، ولكنهم ما زالوا لا يعرفون هل النواة صلبة جدا مثل الأرض الصلبة أم ناعمة وقابلة للكسر مثل كرة الثلج، نأمل ان تمدنا مهمة روزيتا القادمة وهبوطها على سطح المذنب بمعلومات لإكتشاف كم مدى صلابته.

نواة مذنب تيمبل 1 Tempel

وعندما يقترب اي مذنب من الشمس، يبدأ بالتبخير وتشكيل غيمة وذيل بشكل مدهش، توضح الصورة الملتقطة للمذنبات بأن التبخير قد يحدث فقط في أماكن معينة في النواة، وهذه البقع من التبخير تدعو "النفاثات"، مذنب هالي كان له ثلاث نفاثات متميزة على سطحه عندما إقترب من الشمس في عام 1986.

الهالة والذيل

عند دخول المذنب النظام الشمسي الداخلي، يسبب إشعاع الشمس تبخير المواد الخفيفة التي يحويها المذنب وتخرجها خارج النواة، وتكون محملة بالغبار. هذا الغبار والغاز الذي يحيط بالمذنب ينتشر حوله بشكل كبير مسببا يتشكل غلاف جوي ضعيف جدا حول المذنب يسمى الهاله أو الغيمة، أما القوة التي تقع على تلك الغيمة (الهالة) من ضغط الإشعاع والرياح الشمسية تسببان في تكون ذيل طويل وهائل، والذي يكون ممتدا خلف المذنب وبعيدا عن الشمس.

عندما مرور المذنب من خلال النظام الشمسي الداخلي تسبب الشمس لمعان كلا من الهالة والذيل ويصبح المذنب مرئي بسهولة من على الأرض، حيث أن الغبار يعكس ضوء الشمس مباشرة والغازات تتوهج بسبب التأين.

الفرق بين الذيل الغازي وذيل الغبار

Image Credit : University of Hong Kong

قد تكون أكثر المذنبات ضعيفة جدا ولا تري بالعين المجردة وتحتاج في هذه الحالة إلى مساعدة منظار لنتمكن من رؤيتهم، لكن في بعض الحالات قد يظهر مذنب عندما يكون أقرب من مداره أو أكبر في حجمه ويصبح لامعا يكفي لرؤيتة بالعين المجردة، أو قد يتعرض المذنب إلى إنفجار ضخم ومفاجئ يتسبب في زيادة حجم الهاله بشكل مؤقت نتمكن خلالها من رؤيته بسهولة، مثلما حدث مع مذنب هولمز Holmes في عام 2007.

علاقة المذنبات بزخات الشهب

تترك المذنبات أثرها خلال مرورها داخل النظام الشمسي نتيجة لتناثر الغبار من خلال الذيل، وإذا مر طريق المذنب بمدار الأرض، فإن في تلك الحالة ستكون هناك زخات من ذلك الغبار تجذبه الارض خلال مرورها من ذلك القطاع. مثل شهب الجوزاء Orion التي تحدث في اكتوبر كل عام والتي اصلها مذنب هالي.






تصنيف المذنبات

اغلب المذنبات لها مدارات إهليليجية والذي يأخذهم في جزء من مدارهم قريبا من الشمس، وتصنف المذنبات في أغلب الأحيان طبقا لطول فتراتهم المدارية، فكلما كانت الفترة أطول كلما إستطال المدار الاهليجي أكثر.

مذنبات الفترة القصيرة

وهي مذنبات لها فترات مدارية أقل من 200 سنة، ويدورون في مدارات في نفس الإتجاه مثل الكواكب، وتمتد مدارات تلك المذنبات إلى منطقة الكواكب الخارجية (المشتري وما بعده)، مثل مذنب هالي الذي يتخذ مدارا يبعده قليلا بعد مدار كوكب نيبتون، ومذنب إنكي Encke الذي له مدار لا يبعد كثيرا عن المشتري.

وتقسم مذنبات الفترة القصيرة إلى قسمين:-

- عائلة المشتري: والتي لها فترات أقل من 20 عام.
- عائلة هــــــالي : والتي لها فترات بين 20 و 200 عام.

مذنبات الفترة الطويلة

وهي مذنبات مرتبطة بالقوة الجذبية للشمس ولكن لها مدارات شاذة جدا، وتتراوح فتراتهم من 200 سنة إلى الآف أو ملايين الاعوام. وتكون مداراتهم عادة أبعد بكثير من مدار الكواكب الخارجية.





مذنبات الزيارة الواحدة

وهي تشبه مذنبات الفترة الطويلة، لكن له مدار إهليجي عندما يدخل في النظام الشمسي الداخلي. وقد يؤثر الجذب من احد الكواكب العملاقة في تغير مداراتهم، وعندما تخرج إلى النظام الشمسي الخارجي تكون مداراتهم إهليليجية جدا تأخذهم وراء سحابة أوورت Oort Cloud.

ومن الممكن للمذنبات ذات المدارات الاهليجية الحادة أن تعود إلى النظام الشمسي لبعض الفترات المدارية فقط، وقد تمتد تلك الفترات إلى مئات الالوف أو ملايين الأعوام قبل أن تبدأ تلك المذنبات في إتخاذ طريقها للخروج من مجال الشمس المغناطيسي عندما تدخل في المنطقة الغير مستقرة من المجال المغناطيسي. ومن المعروف أن مجال جذب الشمس له حد أقصى وغير مستقر وهو 230,000 وحدة فلكية -أي 3.6 سنة ضوئية-.






إنتهاء عمر المذنب

مما يميز مذنبات عائلة المشتري ومذنبات الفترة الطويلة أنها تتبع قوانين مختلفة في التلاشي، ففي مذنبات عائلة المشتري تكون المذنبات نشطة خلال حياتها الذي قد يمتد إلى حوالي 10,000 سنة، بينما مذنبات الفترة الطويلة تتلاشى أسرع بكثير. وفي نهاية عمر المذنب تكون أغلب المادة الخفيفة في نواته تكون قد تبخرت، ويصبح المذنب كتلة خامدة مظلمة من الصخر أو البقايا والتي يمكن أن تشبه الكويكب.






تفكك المذنب

قد تتعرض المذنبات لحوادث قد تسبب في تفكك المذنب إلى أجزاء، ويرجع سبب تفكك المذنب إلى القوة الجذبية سواء من الشمس أو من كوكب كبير، وقد يحدذ نتيجة إنفجار للمادة الخفيفة أو قد تكون لأسباب أخرى لم تتضح لنا بعد.

ومثال على ذلك ما حدث للمذنب شواسمان-واتشمان3 بي73 Schwassmann Wachmann3 في عام 1995.

تفكك المذنب إلى أجزاء في عام 1995

تحطم المذنبات


قد تلقي بعض المذنبات مصيرا أخر، وهو الاصطدام والتحطم، أما بالسقوط داخل الشمس، أو بالإصطدام مع كوكب أو جسم آخر.

تلك الإصطدامات بين المذنبات والكواكب أو الأقمار كانت سمة عامة في بداية تكون النظام الشمسي، فنجد العديد من الحفر على سطح القمر، قد يكون بعضها نتيجة تحطم مذنبات سقطت على سطحه، ومثال حديث شاهده العالم عند إصطدام مذنب شوماخر ليفي9 عام 1994 مع كوكب المشتري، عندها حدث له تفكك إلى عدة أجزاء قبل أن يصطدم بالمشتري ويتحطم.

تحطم مذنب ليفي شوماخر 9

وطبقا للعلماء فإن الارض وخلال مراحلها الاولي تعرضت لفترات من القصف العظيم بالعديد من المذنبات والكويكبات، كما يعتقد العديد من العلماء- مع انه إفتراض لم يحسم بعد- بأن فترة القصف العظيم والتي حدثت قبل 4 بليون عام تقريبا جلبت كميات كبيرة من الماء الذي ملء محيطات الأرض، أو على الأقل نسبة هامة منها. كما قاد كشف جزيئات عضوية في المذنبات بعض العلماء إلى إعتقاد أن تلك المذنبات أو النيازك لربما جلبت بوادر الحياة إلى الأرض، وهناك إعتقاد ايضا بأن الحجر الزجاجي الموجود على الارض هو نتيجة تحطم الشهب والنيازك على الارض.

هي أجسام صغيرة يعتقد بأنها قد تركت منذ بداية تكون النظام الشمسي قبل 4.6 بليون سنة، وهي أجسام صخرية ذات أشكال مستديرة أو شاذة الاشكال، تمتد مسافة عدة مئات من الكيلومترات ولكن أكثرها صغير الحجم.

ويقع حزام الكويكبات في منطقة بين كوكب المريخ وكوكب المشتري. ويسمى الحزام الرئيسي لتميزه عن حزام كايبر Kuiper وسحابة أورت. ويعتبر الكوكب القزم سيرس Ceres هو أكبر الأجرام في هذا الحزام حيث تمثل كتلته لوحده حوالي 25 % تقريبا من كتلة الحزام، وتعتبر الكويكبات بالاس وهايجيه وفيستا بالإضافة إلى سيرس أكبر الكتل، وتتراوح أحجام كويكبات الحزام من حجم سيرس Ceres كأكبر جرم فيه إلى حبيبات مثل جزيئات الغبار. أكثر من 150 كويكب معروف حاليا يمتلك رفيق أو أكثر له مثل الأقمار التابعة، كما ان هناك ثنائيات أيضا ( كويكبين متساويين في الحجم ويدوران مع بعضهما البعض مثل النجوم الثنائية).

وتتخذ معظم الكويكبات أشكالا غير منتظمة، إلا أن بضعها يأخذ الشكل الكروي تقريبا، يملأه الحفر في أغلب الأحيان. وتدور الكويكبات في مدارات إهليجية حول الشمس، كما انها تدور حول نفسها، بدورات غير منتظمة.

وعلى خلاف للتصور الشائع كما تصورها الأفلام أن تلك المنطقة من الصعب تجاوزها حيث تتبعثر فيها الأجرام بصورة عشوائية، ولكن حزام الكويكبات هي في واقع الأمر في معظمها فارغة. فتلك الأجرام تنتشر على مساحة ضخمة جدا، مما يجعل تواجد كل جرم منهم بعيدا عن الأخر وتمر المركبة الفضائية بكل سهولة خلال ذلك الحزام.

المعروف حاليا من تلك الكويكبات يصل إلى مئات الآلوف منهم، منهم أكثر من 200 كويكب قطرها أكبر من 100 كيلومتر، وخلال دراسة إحصائية بالموجات تحت الحمراء أظهرت أن حزام الكويكبات يحتوي ما بين 700,000 إلى 1.7 مليون كويكب ممن يبلغ قطرها كيلومتر أو أكثر.

ويقدر العلماء أن كتلة حزام الكويكبات مجتمعة هي بحدود 4٪ من كتلة قمر الأرض، تشكل أكبر أربعة أجرام فيها (سيريس، فستا، بالاس، و هايجيه Hygiea) ما مجموعه نصف كتلة الحزام. إلا أن العلماء يعتقدون أن الحزام الحالي لايحتوي سوى على جزء صغير من كتلة الحزام الأصلية عند التشكل. كما أن عمليات المحاكاة الحاسوبية تشير إلى أن حزام الكويكبات الأصلي عند تشكله قد يعادل كتلة كوكب الأرض، ولكن بسبب الاضطرابات الجذبية تمت عمليات طرد لمعظم المواد من الحزام خلال حوالي مليون سنة بعد التشكل، وتبقي فقط أقل من 0.1٪ من الكتلة الأصلية، وبعد ذلك ظل توزيع حجم الحزام مستقر نسبيا، حيث لم تكن هناك زيادة كبيرة أو نقصان مؤثر في حجم الكويكبات الرئيسي الحزام.






تصنيف الكويكبات

تصنف الكويكبات إلى ثلاثة أصناف حسب تركيب الكويكب:

النوع سي (C) إشارة إلى كلمة Carbonaceous وتعني فحمي.
وهذا النوع من الكويكبات هو أكثر الأنواع شيوعا حيث تمثل 75% من الكويكبات، ومن المحتمل أنها تتكون من التراب وصخور السيليكات وهذه الأنواع تبدو مظلمة. وهي الأجسام الأكثر قدما في نظامنا الشمسي وتتواجد بالقرب من مدار المشتري.
النوع إس (S) إشارة إلى كلمة Silicaceous وتعني سيليكاتي.
ويتكون هذا النوع من الكويكبات من أحجار السيليكات وحديد النيكل. وتتواجد بكثرة في منتصف الحزام وتمثل حوالي 17% من حزام الكويكبات.
النوع إم (M) إشارة إلى كلمة Metallic وتعني معدني.
كويكبات هذا النوع تتكون من حديد النيكل، وتمثل ما نسبته أقل من 10% من الكويكبات المكتشفة.
النوع في (V) هي الكويكبات البازلتية. والحرف V إشارة إلى الكويكب فيستا الذي يعتقد أنه الوحيد تقريبا في إحتوائه على البازلت.
طبقا لنظريات تشكل الكويكبات فإن الأجرام الكبيرة مثل فيستا أو أكبر ينبغي أن تحتوي على قلب ووشاح، والتي من المفترض أن تتكون أساسا من الصخور البازلتية، ولكن الملاحظات تشير إلى أن 99% من المواد البازلتية المتوقعة مفقودة. وحتى عام 2001 كان يعتقد أن معظم الأجرام البازلتية المكتشفة في حزام الكويكبات ناتجة من الكويكب فيستا. ولكن اكتشاف الكويكب ماجنيا 1459 Magnya والذي هو ذو تركيب الكيميائي يختلف قليلا عن الكويكبات البازلتية الأخرى التي اكتشفت حتى ذلك الحين، مما يدل على وجود نشأة مختلفة. وقد تعززت هذه الفرضية من خلال اكتشاف المزيد في عام 2007 حيث تم إكتشاف اثنين من الكويكبات في الحزام الخارجي هما كوماكاري 7472 Kumakiri و (10537) 1991 RY16، مع اختلاف تراكيب بازلتية مختلفة عن تلك التي مصدر نشأتها من الكويكب فيستا، وهذين الأخيرين هما الكويكبات من نوع V التي تم إكتشافها فقط في الحزام الخارجي حتى الآن.

ويعود سبب إختلاف تراكيب الكويكبات إلى البعد وطبيعة تشكلهم بعيدا أو قريبا من الشمس. فبعض الكويكبات واجهت درجات حرارة عالية بعد تشكلهم وذابوا جزئيا وتمركز الحديد في قلب الكويكب مما أجبر الحمم البركانية بالخروج إلى السطح. مثل هذا الكويكب هو شاهد على ماحدث في بداية تكون المجموعة الشمسية وكويكب فيستا هو خير دليل باق إلى يومنا هذا.







نظريات تكون الكويكبات

حتى الأن يوجد أكثر من نصف مليون كويكب معروف، ومازال عددهم أكثر بكثير ومتوزعون على نحو واسع في مساحة تقدر بنحو من مليون إلى ثلاثة ملايين كيلومتر، وتتواجد في موقع داخل النظام الشمسي بحيث يبدو وكأن هناك قفزة بين الكواكب. ويعتقد العلماء بأن هذا الحطام قد يكون بقايا كوكب والذي تحطّم مبكرا في بداية تكون النظام الشمسي. مثلما كان تفسير هينريتش اولبرس Heinrich Olbers في عام 1802 بأن هذا الحزام قد تشكل بفعل إنفجار كوكب قديم، لربما نتيجة إنفجار داخلي أو بتأثر كم وحجم ضخم من المذنبات قبل ملايين السنين. ولكن بالتفسير الحديث للعلماء بأن ذلك خطأ أو إن ذلك لم يحدث حيث أن تحطم كوكب يتطلب كمية هائلة جدا من الطاقة، إضافة إلى الكتلة الإجمالية المنخفضة للحزام والتي تعتبر أقل من كتلة قمر الأرض، مما عزز ذلك رفض نظرية هينرتش.

ويعتقد العلماء الأن أن تلك الكويكبات السابحة في ذلك المدار قد تشكلت فرادى ولم تكن كوكب مطلقا، وإن حدث خلال ملايين السنين وأن اندمجت بعض الكويكبات بعضها ببعض نتيجة للتصادمات فيما بينهم. كما يعتقد بأن الكواكب القزمة ضمن هذا الحزام قد تشكلت بنفس الطريقة. وقد اعطيت عدة ألاف من هذه الكويكبات الأكبر أسماء، يوضح الجدول في الاسفل بعض أسماء وصفات بعض تلك الكويكبات.










مصدر للشهب والنيازك

كثرة الكويكبات وتمركزها في منطقة واحدة يجعلها منطقة نشطة ويعرضها للكثير من التصادمات المتكررة فيما بينها، مما يجعل أجزاء من حطام تلك الاصطدامات سببا في كثير من الشهب والنيازك التي تدخل الغلاف الجوي للأرض. ومن بين 50,000 نيزك وجد على الأرض حتى الآن، يعتقد أن حوالي 99% منهم قد يكون مصدرها هو حزام الكويكبات.

وهناك دراسة خرجت في سبتمبر 2007 اقترحت أن حادث التصادم الكبير الذي مر به الكويكب بابتستينا 298 Baptistina أرسل عددا من نواتج ذلك الإصطدام خلال النظام الشمسي الداخلي. ويعتقد أن آثار هذه الشظايا قد تكون السبب في حفرة تايكو على سطح القمر والحفرة تشيكشالوب Chicxulub crater في المكسيك، والتي كانت لها تأثير هائل ويعتقد بأنها التي تسببت في انقراض الديناصورات قبل 65 مليون سنة.

الحفرة الناتجة عن إرتطام نيزك يفوق قطره 10 كيلومتر في المكسيك والذي يعتقد أنه سبب إنقراض الديناصورات قبل 65 مليون سنة

الكويكبات القريبة من الأرض

تتواجد بعض الكويكبات في مدارات قرب الأرض فيما يسمى أجرام قرب الأرض Near Earth Objects (NEOs) ، وتحديدا هي الكويكبات والمذنبات التي يمكنها الاقتراب إلى مسافات قريبة من مدار الأرض، أي بحدود مسافة حوالي 45 مليون كيلومتر. وهي تتراوح في حجمها من صغيرة في حجم أمتار إلى كبيرة في حدود 40 كيلومترا لأكبر الكويكبات القريبة من الأرض وهو جانيميد Ganymed 1036. الغالبية العظمى من الأجسام القريبة من الأرض هي أصغر من كيلومتر، ومن المتوقع أن يكون حجم حوالي 15,000 منها في حدود 140 متر (أي بحجم ملعب ونصف لكرة القدم)، وأكثر من مليون كويكب ذات أحجام في حدود 30 متر (أي حوالي ثلث ملعب لكرة القدم).

يراقب العلماء عن كثب تلك الكويكبات وخاصة التي من الممكن تتقاطع في مدارتها مدار الأرض. حيث قد تشكل تلك الأجرام خطرا كبيرا علينا فيما لو تقاطعت تلك المدارت في نفس الوقت مع مدار الأرض وتستخدم التليسكوبات البصرية إضافة إلى الرادارات في إكتشاف ومراقبة أية أخطار محتملة، إلا أن فرص إصطدام كويكب بالارض يعتبر إحتمال ضعيف جدا، لكن البعض منها يقترب فعلا من الأرض، مثل هارمس Hermes (يقترب بمسافة 777,000 كيلومتر).

ومن ضمن 600,000 كويكب تقريبا في النظام الشمسي هناك حوالي 10,000 من تلك الكويكبات والمذنبات التي يمكن أن تمر بالقرب من الأرض. وما يقرب من 10% منها تعتبر في الحجم أكبر من كيلومتر - وهو الحجم تقريبا الذي يمكن أن تؤدي الى نتائج كارثية فيما لو إصطدم بالأرض. ومع ذلك فقد كانت نتائج برنامج ناسا لرصد الأجرام القريبة من الأرض Near-Earth Object Observations (وإختصارا NEOO) أن أيا من الكويكبات الكبيرة تلك لا تشكل حاليا تهديدا على الأرض، ولكن ما زال هناك عددا لا بأس به غير مكتشف.

وتقسم الكويكبات القريبة من إلى الأرض إلى عدة مجموعات طبقا لنصف المحور الرئيسي ومدارها حول الأرض.

كويكبات أتين هي مجموعة سميت على اسم أول جرم تم إكتشافه (آتون 2062 والذي اكتشف في 7 يناير 1976، بواسطة اليانور هيلين Eleanor F. Helin).

هي كويكبات تعبر مدار الأرض، ولكنها على العكس من كويكبات ابوللو، فهي تقضي معظم وقتها داخل مدار الأرض، حيث أنها في الأوج أكبر من وحدة فلكية واحدة، على الرغم من نصف المحور الرئيسي أقل من وحدة فلكية.

حتى فبراير 2013 تم إكتشاف حوالي 751 كويكب من هذا التصنيف.

كويكبات ابوللو
هي مجموعة سميت على اسم أول جرم تم إكتشافه (1862 أبوللو الذي تم اكتشافه من قبل كارل رينموث Karl Reinmuth في عام 1932.

هي كويكبات تعبر مدار الأرض ولكنهم يقضون معظم وقتهم خارج مدار الأرض. فهي لها مدارات أوسع من الأرض، حيث يبلغ نصف المحور الرئيسي لها أكبر من وحدة فلكية واحدة، ولكنها في الحضيض أقل من أوج الأرض. مما يجعل بعضها قريبة جدا من الأرض، والذي يجعلها خطرا محتملا على كوكبنا (أقل إنحراف من مدارها خلال عبورها يسبب خطرا على الأرض).

ويعتقد أن ما تعرضت له بلدة لتشيليابينسك في الاورال المنطقة الجنوبية من روسيا في 15 فبراير 2013 حين أنفجر نيزك فوق المدينة، واسفر عن اصابة ما يقدر بنحو ألف شخص، إضافة إلى كسر النوافذ وتدمير لبعض المباني، كان السبب هو نيزك من تصنيف الكويكبات أبوللو.

حتى فبراير 2013 تم إكتشاف حوالي 5,214 كويكب من هذا التصنيف. وأكبر جرم في هذه المنطقة هو الكويكب هو سيزيف 1866 Sisyphus، التي يبلغ قطره حوالي 10 كيلومترا.

كويكبات عمور
وأخذت التسمية بعد إكتشاف الكويكب عمور 1221 بواسطة أوجين ديلبورت Eugène Joseph Delporte في عام 1932.

وهي مجموعة من الكويكبات والتي تقترب من مدار الأرض ولكن لا تعبره أو تتقاطع معه. ومعظم كويكبات هذا التصنيف تتقاطع مع مدار المريخ. ويعتقد أن قمري المريخ ديموس وفوبوس هما من كويكبات هذا التصنيف والتي جذبها كوكب المريخ في مداره.

حتى فبراير 2013 تم إكتشاف حوالي 3,613 كويكب من هذه المجموعة. أما الكويكب الأكثر شهرة في هذه المجموعة هو إيروس 433، وهو أول كويكب تدور حوله ويهبط على سطحه مسبار بشري في مهمة فضائية هي نير-شوماخر NEAR Shoemaker.

مهمات فضائية لدراسة الكويكبات

أرسلت وكالة الفضاء الأمريكية ناسا عدة مهمات لمتابعة ودراسة تلك الكويكبات. مركبة جاليلو الفضائية حلقت قرب الكويكب كاسبراGaspra في عام 1991 وإدا Ida في عام 1993، ومهمة دراسة المذنب نير- شوماكر NEAR-Shoemaker قامت بالمرور ودراسة الكويكب ماتيلد Mathilde وإيروسEros ، ومهمة ديب سبيس واحد (Deep Space 1) و ستار دست Stardust كلاهما قاموا بدراسة عدد من الكويكبات.
وفي عام 2005 قامت المركبة الفضائية اليابانية Hayabusa بالهبوط على كويكب قرب الأرض يسمى إتوكاوا Itokawa لجمع عينات. وعادت المهمة بنجاح إلى الأرض في يونيو 2010، ويدرس العلماء حاليا تلك الجزيئات التي تم جمعها، وقد كانت هذه المهمة هي الأولى من نوعها في الهبوط وجمع عينات والإقلاع من سطح كويكب.

وتعتزم ناسا إطلاق مسبار فضائي في عام 2016 إلى كويكب من أكثر الكويكبات القريبة من الأرض خطورة وإسمه بينو 101955 Bennu، هذه البعثة المسماه أوزوريس ركس OSIRIS-Rex ستكون بمثابة مستكشف للمركبات الفضائية التي سوف تصمم في المستقبل لإكتشاف أية أجرام قد تهدد الأرض، كما أعلنت مؤخرا أنها بصدد تطوير أول بعثة طموحة من نوعها لتحديد والتقاط وحتى نقل كويكب من مداره، تستخدم فيها تكنولوجيات غير مسبوقة فضلا عن دمج أفضل العلوم والتكنولوجيا وقدرات الاستكشاف البشري والاعتماد على الابتكار من ألمع العلماء والمهندسين في العالم، والتي تدل على طموح لما يمكن للانسان ان يفعله في الفضاء.

وبصرف النظر عن عملية رصد التهديدات المحتملة، دراسة تلك الكويكبات والمذنبات يتيح للعلماء فرصة ثمينة لمعرفة المزيد عن أصل النظام الشمسي، ومصدر المياه على الأرض، وحتى أصل الجزيئات العضوية التي تؤدي إلى تطور الحياة.

القطر

بالكيلومتر

متوسط المسافة

من الشمس كم

تاريخ

الاكتشاف

إسم الكويكب

180

2,051,900,000

1977

شيرون

Chiron

246

513,000,000

1861

سيبيلي

Cybele

182

413,000,000

1856

دافين

Daphne

336

475,400,000

1903

دافيدا

Davida

226

465,500,000

1857

دوريس

Doris

114

385,400,000

1850

إيجريا

Egeria

174

405,900,000

1860

إلبس

Elpis

33

172,800,000

1898

إيروس

Eros

114

407,100,000

1857

إجينيا

Eugenia

272

395,500,000

1851

إنوميا

Eunomia

248

472,100,000

1854

إمفروسيني

Euphrosyne

312

463,300,000

1858

اوربا

Europa

190

466,600,000

1862

فيريا

Freia

20

330,000,000

1916

جاسبرا

Gaspra

192

362,800,000

1847

هيبي

Hebe

430

470,300,000

1849

هيجبا

Hygiea

334

458,100,000

1910

إنترامنيا

Interamnia

204

356,900,000

1847

إيرس

Iris

244

399,400,000

1804

جونو

Juno

188

435,300,000

1852

كاليبو

Kalliope

61

290,000,000

1885

ماتيلدا

Mathilde

522

414,500,000

1802

بالاس

Pallas

264

437,100,000

1852

بسيكي

Psyche

272

521,500,000

1866

سيلفيا

Sylvia

4.6 x 2.3 x 1.9

375,800,000

1989

توتاتس

Toutatis

525

353,400,000

1807

فيستا

Vesta

المذنبات

منذ عهد قريب إعتقد العديد من الناس أن المذنبات نذير شؤم او إشارة لحدث سيئ على وشك أن يحدث، لم يكن يعرف البشر الية حركة الأجسام في السماء، لذا فمشاهدة مذنب لابد وأنه كان يسبب القلق، وهناك العديد من السجلات التاريخية والقطعة الفنية التي تسجل ظهور المذنبات وربطهم بأحداث فظيعة اصابتهم مثل الحروب أو الثورات.

ومع تقدم العلوم اصبحنا نعرف أن تلك المذنبات ما هي إلا كتل من الثلج والغبار التي تعبر مركز النظام الشمسي بشكل دوري من مكان ما في دوراتها الخارجية، وبعض المذنبات تكرر زياراتها، وعندما تقترب المذنبات بما فيه الكفاية من الشمس، تبدأ حرارة الشمس في تبخير المذنبات، مما يجعلها مرئية بفضل الغبار الناتج عن عملية التبخير وذيل الغاز الذي احيانا ما يكون بطول ملايين الكيلومترات.

خارج النظام الشمسي أو بعيدا عن الشمس تبقى المذنبات في حالة تجمد لكونها بعيدة عن تأثير حرارتها، لذلك فإن رؤيتهم من الأرض تكون صعبة جدا أو مستحيلة بسبب صغر الحجم. ومع أنه بوجود تلسكوب هابل قد تم إحصاء عدد من نوى المذنبات الخاملة في حزام كيوبر ، لكن هذه الإحصاءات لم تؤكد بشكل مستقل للكثير منها إلى الآن.

بين عامي 1985-1986 زارت المركبة الفضائية جيتو Giotto المذنب المشهور هالي في أخر زيارة لهالي إلى النظام الشمسي الداخلي، في عام 1994 أصبح مذنب شوماكر ليفي محصورا بجاذبية المشتري وهبط وتحطم في المشتري.

في 1996 و 1997 شاهدنا مذنب هياكوتاك Hyakutake ومذنب هال بوب Hal-Bopp، وقد كان مذنب هال بوب أحد ألمع المذنبات التي شوهدت من الأرض، مذنب لينر Linear إكتشف في عام 1999 وأقترب من الشمس في يوليو 2000. مركبة الفضاء ستاردست Stardust تتبعت هذا المذنب في يناير 2004 وجمعت عينات من المذنب للعودة بها إلى الأرض.

إن أحدث مهمة للمذنبات هي روزيتا Rosetta وستهبط على سطح مذنب يسمى تشريموف-جيراسمينكو Churyumov Gerasimenko .






تركيب المذنب

يتكون المذنب من جزئين رئيسيين هما النواة وهو الجزء المركزي وتحيط به غيمة أو هالة من الغبار والغاز وكذلك ذيل طويل أيضا من الغاز والغبار.

نواة المذنب

هي الجزء المركزي الرئيسي للمذنب، وهو الجزء الصلب منه، مكون من نوع خاص من الغبار الذي يطلق علية الغبار المنفوش، لأنه يمكن أن يكون ذو وزن خفيف وملئ بالفتحات كالإسفنج، وفتحات الإسفنج هذه مملوئة بالثلوج في الغالب من الماء وثاني أكسيد الكربون (الثلج الجاف) وأول أكسيد الكربون.

أمدت دراسة نواة كلا من المذنب هال بوب والمذنب هيكوتيك العلماء بأفكار جديدة حول تركيب وتطور المذنب، ولكنهم ما زالوا لا يعرفون هل النواة صلبة جدا مثل الأرض الصلبة أم ناعمة وقابلة للكسر مثل كرة الثلج، نأمل ان تمدنا مهمة روزيتا القادمة وهبوطها على سطح المذنب بمعلومات لإكتشاف كم مدى صلابته.

نواة مذنب تيمبل 1 Tempel

وعندما يقترب اي مذنب من الشمس، يبدأ بالتبخير وتشكيل غيمة وذيل بشكل مدهش، توضح الصورة الملتقطة للمذنبات بأن التبخير قد يحدث فقط في أماكن معينة في النواة، وهذه البقع من التبخير تدعو "النفاثات"، مذنب هالي كان له ثلاث نفاثات متميزة على سطحه عندما إقترب من الشمس في عام 1986.

الهالة والذيل

عند دخول المذنب النظام الشمسي الداخلي، يسبب إشعاع الشمس تبخير المواد الخفيفة التي يحويها المذنب وتخرجها خارج النواة، وتكون محملة بالغبار. هذا الغبار والغاز الذي يحيط بالمذنب ينتشر حوله بشكل كبير مسببا يتشكل غلاف جوي ضعيف جدا حول المذنب يسمى الهاله أو الغيمة، أما القوة التي تقع على تلك الغيمة (الهالة) من ضغط الإشعاع والرياح الشمسية تسببان في تكون ذيل طويل وهائل، والذي يكون ممتدا خلف المذنب وبعيدا عن الشمس.

عندما مرور المذنب من خلال النظام الشمسي الداخلي تسبب الشمس لمعان كلا من الهالة والذيل ويصبح المذنب مرئي بسهولة من على الأرض، حيث أن الغبار يعكس ضوء الشمس مباشرة والغازات تتوهج بسبب التأين.

الفرق بين الذيل الغازي وذيل الغبار

Image Credit : University of Hong Kong

قد تكون أكثر المذنبات ضعيفة جدا ولا تري بالعين المجردة وتحتاج في هذه الحالة إلى مساعدة منظار لنتمكن من رؤيتهم، لكن في بعض الحالات قد يظهر مذنب عندما يكون أقرب من مداره أو أكبر في حجمه ويصبح لامعا يكفي لرؤيتة بالعين المجردة، أو قد يتعرض المذنب إلى إنفجار ضخم ومفاجئ يتسبب في زيادة حجم الهاله بشكل مؤقت نتمكن خلالها من رؤيته بسهولة، مثلما حدث مع مذنب هولمز Holmes في عام 2007.

علاقة المذنبات بزخات الشهب

تترك المذنبات أثرها خلال مرورها داخل النظام الشمسي نتيجة لتناثر الغبار من خلال الذيل، وإذا مر طريق المذنب بمدار الأرض، فإن في تلك الحالة ستكون هناك زخات من ذلك الغبار تجذبه الارض خلال مرورها من ذلك القطاع. مثل شهب الجوزاء Orion التي تحدث في اكتوبر كل عام والتي اصلها مذنب هالي.






تصنيف المذنبات

اغلب المذنبات لها مدارات إهليليجية والذي يأخذهم في جزء من مدارهم قريبا من الشمس، وتصنف المذنبات في أغلب الأحيان طبقا لطول فتراتهم المدارية، فكلما كانت الفترة أطول كلما إستطال المدار الاهليجي أكثر.

مذنبات الفترة القصيرة

وهي مذنبات لها فترات مدارية أقل من 200 سنة، ويدورون في مدارات في نفس الإتجاه مثل الكواكب، وتمتد مدارات تلك المذنبات إلى منطقة الكواكب الخارجية (المشتري وما بعده)، مثل مذنب هالي الذي يتخذ مدارا يبعده قليلا بعد مدار كوكب نيبتون، ومذنب إنكي Encke الذي له مدار لا يبعد كثيرا عن المشتري.

وتقسم مذنبات الفترة القصيرة إلى قسمين:-

- عائلة المشتري: والتي لها فترات أقل من 20 عام.
- عائلة هــــــالي : والتي لها فترات بين 20 و 200 عام.

مذنبات الفترة الطويلة

وهي مذنبات مرتبطة بالقوة الجذبية للشمس ولكن لها مدارات شاذة جدا، وتتراوح فتراتهم من 200 سنة إلى الآف أو ملايين الاعوام. وتكون مداراتهم عادة أبعد بكثير من مدار الكواكب الخارجية.





مذنبات الزيارة الواحدة

وهي تشبه مذنبات الفترة الطويلة، لكن له مدار إهليجي عندما يدخل في النظام الشمسي الداخلي. وقد يؤثر الجذب من احد الكواكب العملاقة في تغير مداراتهم، وعندما تخرج إلى النظام الشمسي الخارجي تكون مداراتهم إهليليجية جدا تأخذهم وراء سحابة أوورت Oort Cloud.

ومن الممكن للمذنبات ذات المدارات الاهليجية الحادة أن تعود إلى النظام الشمسي لبعض الفترات المدارية فقط، وقد تمتد تلك الفترات إلى مئات الالوف أو ملايين الأعوام قبل أن تبدأ تلك المذنبات في إتخاذ طريقها للخروج من مجال الشمس المغناطيسي عندما تدخل في المنطقة الغير مستقرة من المجال المغناطيسي. ومن المعروف أن مجال جذب الشمس له حد أقصى وغير مستقر وهو 230,000 وحدة فلكية -أي 3.6 سنة ضوئية-.






إنتهاء عمر المذنب

مما يميز مذنبات عائلة المشتري ومذنبات الفترة الطويلة أنها تتبع قوانين مختلفة في التلاشي، ففي مذنبات عائلة المشتري تكون المذنبات نشطة خلال حياتها الذي قد يمتد إلى حوالي 10,000 سنة، بينما مذنبات الفترة الطويلة تتلاشى أسرع بكثير. وفي نهاية عمر المذنب تكون أغلب المادة الخفيفة في نواته تكون قد تبخرت، ويصبح المذنب كتلة خامدة مظلمة من الصخر أو البقايا والتي يمكن أن تشبه الكويكب.






تفكك المذنب

قد تتعرض المذنبات لحوادث قد تسبب في تفكك المذنب إلى أجزاء، ويرجع سبب تفكك المذنب إلى القوة الجذبية سواء من الشمس أو من كوكب كبير، وقد يحدذ نتيجة إنفجار للمادة الخفيفة أو قد تكون لأسباب أخرى لم تتضح لنا بعد.

ومثال على ذلك ما حدث للمذنب شواسمان-واتشمان3 بي73 Schwassmann Wachmann3 في عام 1995.

تفكك المذنب إلى أجزاء في عام 1995

تحطم المذنبات


قد تلقي بعض المذنبات مصيرا أخر، وهو الاصطدام والتحطم، أما بالسقوط داخل الشمس، أو بالإصطدام مع كوكب أو جسم آخر.

تلك الإصطدامات بين المذنبات والكواكب أو الأقمار كانت سمة عامة في بداية تكون النظام الشمسي، فنجد العديد من الحفر على سطح القمر، قد يكون بعضها نتيجة تحطم مذنبات سقطت على سطحه، ومثال حديث شاهده العالم عند إصطدام مذنب شوماخر ليفي9 عام 1994 مع كوكب المشتري، عندها حدث له تفكك إلى عدة أجزاء قبل أن يصطدم بالمشتري ويتحطم.

تحطم مذنب ليفي شوماخر 9

وطبقا للعلماء فإن الارض وخلال مراحلها الاولي تعرضت لفترات من القصف العظيم بالعديد من المذنبات والكويكبات، كما يعتقد العديد من العلماء- مع انه إفتراض لم يحسم بعد- بأن فترة القصف العظيم والتي حدثت قبل 4 بليون عام تقريبا جلبت كميات كبيرة من الماء الذي ملء محيطات الأرض، أو على الأقل نسبة هامة منها. كما قاد كشف جزيئات عضوية في المذنبات بعض العلماء إلى إعتقاد أن تلك المذنبات أو النيازك لربما جلبت بوادر الحياة إلى الأرض، وهناك إعتقاد ايضا بأن الحجر الزجاجي الموجود على الارض هو نتيجة تحطم الشهب والنيازك على الارض.









النيازك والشهب

النيازك والشهب هما قطعا من المادة التي تتساقطُ من خلال جوِ الأرضِ وعندما تحتك بالغلاف الجوي تسخن إِلى حد التوهج، قد تكون في حجم حبات الرمل الصغيرة، وقد تكون تلك القطع كبيرة إلى درجة أنها لا تتبخر بالكامل ويصل ما تبقى منها إلى الأرضِ. في أغلبها يميل لونها الى الاصفرار وقد يترك الشهاب خلفه ذيلا من الدخان ذا لون أخضر بسبب ذرات الأكسجين، ويدوم ذلك الذيل من ثانية الى عشر ثوان وقد يصل لدقائق قليلة في حالات نادرة.

قد تظهر النيازك قريبة الشبه بأحجار الأرضِ، أو يمكن أَن تأخذ شكل احجار محترقة او بركانية، وقد تكون على شكل قطع معدنية كثيفة أو صخرية، البعض قد يكون خشن أو ناعم، متغيرة في الحجمِ من حجم ذرات الرمل إِلى الحجر الكبير، اكبرِ نيزك معروف لدينا يوجد في جنوب أفريقيا وتبلغ كتلتةُ حوالي 54,000 كيلوغرامِ، وفي مقاطعة نورتون في كنساس الامريكية يوجد نيزك تبلغ كتلته حوالي 1,000 كيلوغرامِ.

الفرق بين الشهب والنيازك

تطلق كلمة شهاب على المسار المرئي للنيزك الذي يدخل الغلاف الجوي، وعندما يصل النيزك إلى سطح الأرض، فإنه في هذه الحالة يعرف باسم الحجر النيزكي.





كم النيازك الذي يسقط على الأرض

يقدر العلماء بأن ما يصل إلى الأرض يوميا من تلك الأحجار ما بين 1,000 طن إِلى أكثر من 10,000 طن أغلب هذه الأحجار صغيرة جدا وفي شكل ذرات أو غبار من بضعة ميكرومترات في الحجم (هذه الذرات صغيرة جدا للمقاومة الجوية والتي تكون كافيةُ أَن تبطأ سرعتها بدرجة كافية بحيث لا يكون لها أثر خلال السقوطَ إِلى الأرضِ).







مصدر النيازك

من المحتمل أن النيازك والشهب تأتي من ضمن نظامنا الشمسيِ، حيث أن تركيبها يزودنا بإشارات إِلى أصولها، قد تكون مشتركة بأصل عام مع الكويكبات، فبعض هذه الأحجار مشابهةُ في التركيب للأرضِ والقمرِ وبعضها يكون مختلف تماما، وهناك بعض الدلائل التي تشير إلى أن أصلهما من المذنبات، أكثر النيازك او الشهب أما من الحديد والحجر ( الذي هو سيليكات صخرية ) أو حديد حجري.







مكونات النيزك

يمكن للعلماء تحديد مكونات النيازك عندما تمر عبر الغلاف الجوي للأرض، وذلك عن طريق المسار المنحني الذي تسلكه والطيف الضوئي للشهب الناتجة من دخوله الغرف الجوي للأرض، ويعتبر لون الشهاب مؤشراً لمكوناته فذرات الصوديوم تعطي للشهاب اللون البرتقالي أو الأصفر والحديد يعطي اللون الأصفر، والماغنيسيوم يعطي اللون الأزرق المخضر والكالسيوم يضفي اللون البنفسجي بعض الشيء، والسيليكون يعطي اللون الأحمر.

بعض النيازك يتجمع في شكل سيل يطلق عليه الوابل الشهبي، عادة ما يكون ناتجا عن مرور مذنب، ولكن هناك نيازك أخرى تظهر وحيدة بشكل واضح. وتراكيب وكثافة النيازك والتي تتراوح ما بين أجسام هشة مثل كرات الثلج وتصل كثافتها إلى ربع كثافة الثلج وبين صخور كثيفة وغنية بحديد النيكل. وهناك عدد صغير نسبيا من النيازك تستطيع أن تخترق الغلاف الجوي للأرض ثم تخرج منه مرة أخرى ويطلق على هذه النيازك مصطلح الكرات النارية العابرة والتي تدخل الأرض بزاوية مواربة والتي تمسها مسًا خفيفًا ولا تصطدم بها.

وجدير بالذكر أن الملايين من الشهب تنشأ يوميا في الغلاف الجوي للأرض. والملاحظ أن معظم النيازك المسئولة عن تكون الشهب يبلغ حجمها حجم الحصاة. وتصبح هذه الشهب واضحة ومرئية عندما تكون على بعد من 65 إلى 120 كيلومتر فوق سطح الأرض، ولكنها تتحطم عندما تكون على ارتفاع من 50 إلى 95 كيلومتر.

تتحرك النيازك حول الشمس في مجموعة متنوعة من المدارات كما أنها تدور بسرعات مختلفة. وأسرع هذه النيازك يتحرك بسرعة تقارب 42 كيلومتر في الثانية، وحبث أن الأرض تدور بسرعة قريبة من 29 كيلومتر في الثانية، لذلك فعندما تدخل النيازك في الغلاف الجوي للأرض رأسيًا فإن السرعة المشتركة لها جميعًا تصل إلى ما يقرب من 71 كيلومتر في الثانية.









تصنيف النيازك

تصنف النيازك إلى قسمين بناء على انتظام حدوثها :

الشهب الفردية أو العشوائية وهي الشهب التي يمكن رؤيتها في أي وقت وأي اتجاه وهي في الغالب تكون حيث تتواجد حبات الأتربة في الفضاء القريب من غلافنا الجوي ولا يمكن التنبؤ بموعدها أو مكان ظهورها.

الشهب الدورية أو زخات الشهب وهي التي تأتي في زخات معروفة الموعد سلفا، وهي التي تنتج من اقتراب المذنبات من الشمس حيث يذوب الجليد فيها والمخلوط بالأتربة بتأثير حرارة الشمس ويخسر المذنب جزءاً من كتلته على شكل مخلفات من الحبيبات الترابية والتي تبقى سابحة في مدار المذنب، وعند عبور الأرض مدار ذلك المذنب فإن جزءاً من هذه تلك الحبات يسقط باتجاه الأرض مكوناً العديد من زخات الشهب. لذلك فإن كل زخة شهابية منتظمة تحدث بسبب مذنب معروف في أوقات محددة سنويا وأماكن ظهور معروفة تسمى نقطة الإشعاع.



أسماء زخات الشهب ومواعيدها

امطار النيازك تَسمي عادة على إسم النجم أو البرج الذي يكون متألقِ وقتها، العديد من الامطار النيزكية ترتبطُ بالمذنبات، فهناك شهب البرشاويات في اغسطس وهي ناتجة عن مرور الأرض في مدار مخلفات المذنب سوفت توتل وسميت بذلك نسبة إلى موقع ظهورها تجاه كوكبة برشاوس حامل رأس الغول، وشهب الثوريات نسبة إلى برج الثور، وشهب الأسديات في منتصف نوفمبر نسبة إلى برج الأسد (بالإنجليزية شهب ليونيدس Leonids meteor) والمرتبطُة مع مذنب تيمبيل توتل Tempel-Tuttle، أما شهب الجباريات والتي تحدث في بدايات شهر اكتوبر وهي نسبة إلى كوكبة الجبار (بالإنجليزية أكواردس وأوريونيدس) ترتبط مع المذنب هالي، وشهب الرباعيات لكوكبة العواء في الفترة من نهاية ديسمبر وحتى أوائل يناير فهي بسبب جرم سماوي يعرف باسم EH1 2003 والذي تم اكتشافه عام 2003 ، وكذلك شهب التنينيات في منتصف يناير نسبة إلى كوكبة التنين والناتج عن مدار المذنب 21بي/جيكوبني–زينير (21P/Giacobini-Zinner)، وشهب التوأميات في مايو حيث يبدو تتساقطها من جهة كوكبة التؤمان وسببها هو كويكب يطلق عليه إسم فيثون 3200، وشهب القيثاريات في منتصف أبريل إلى يعود سببها إلى المذنب ثاتشر وتظهر نقطعة إشعاعها من كوكبة القيثارة، وتوردس مع المذنب إنك وهكذا.

شهب الأسديات

عادة يمكن رؤية النيازك في ليل مظلم وبدون إضاءة بعيدا عن مناطق تلوث الإضاءة خارج المدن، وأحيانا يمكن مشاهدة عرض من النيازك بشكل مثير، هذا ما يطلق عليه امطار نيزكية أو زخات الشهب أو سيل الشهب، في الحقيقة ان بعض هذه الأمطار تحدث سنوياً و على فترات منتظمة تقريبا، وبالأحرى إن العدد الاكبر يحدث خلال فصلي الخريف والشتاء، ويزيد العدد دائما بعد منتصف الليل وأعظمها قبل الفجرِ، ولعل الأكثر شهرة هو عرض بيرسيدس الذي يبلغ الذروة في الثاني عشر من أغسطس سنوياً.

يعتبر سقوط النيازك أمر طبيعي ومنتشر ولم يحدث ان سجلت حالات وفاة او إصابة بسبب ذلك السقوط، غير بعض الحالات القليلة النادرة المسجلة، فمثلا في مصر انهمرت امطار النيازك قرب الاسكندرية في يونيو 1911 وقتل بسببها ***، وفي نوفمبر 1954 حدث ان سيدة في ولاية الاباما الامريكية قَد اصيبت اصابات بليغة جراء سقوط نيزك حجري يزن 8 باوندِ والذي إُصطَدَمِ بسقف بيتها، هذه كانت الاصابة البشرية الأولى المسجلة.

كما وجدت ستة عشر نيزك في القارة القطبية الجنوبية والتي يعتقد أَن يكون منشأها كوكب المريخِ، فقد كان تركيب الغازات الموجودة داخل هذه النيازك تطابق التركيب الجويِ للمريخِ كما عرف ذلك من خلال رحلة الفايكنج التي هبطت على سطحه في 1970، ويستمر الخلاف حول ما وجد من تراكيب في داخل واحدة من هذه النّيازكِ، والتي تعرف بإسم ALH84001، فهل ما عثر بداخل هذا النيزك هي جراثيم متحجرة أما تراكيب جيولوجية





سحابة اورت

سحابة اورت هي سحابة كروية هائلة تحيط بالنظام الشمسي وتمتد لمسافة ثلاث سنوات ضوئية، وتقع على بعد حوالي 30 تريليون كيلومتر من الشمس، هذه المسافة الشاسعة تعتبر على حافة جاذبية الشمس.

داخل هذه السحابة توجد المذنبات التي تعبر مليارات الكيلومترات، وهذه الأجسام مرتبطة بجاذبية ضعيفة للشمس، ويمكن أن تؤثر على مداراتهم نجوم أو أية قوة أخرى ويمكن أن تغير من مداراتهم ومسارتهم بكل سهولة، هذه القوة أو تلك ترسلهم الى النظام الشمسي الداخلي أو إلى الفضاء الخارجي البعيد، هذه هي حقيقة المذنبات الموجودة على الحافة الخارجية للسحابة اورت.

تركيب الغيمة يعتقد أن تشتمل على مركز كثيف بشكل نسبي والذي قد تمدد قرب مستوى الدائرة الظاهرية للشمس وملئت الحدود الخارجية بشكل تدريجي مكونة حالة ثابتة، سدس عدد أجسام الغيمة البالغ عددها حوالي ستة تريليون جسم أو مذنب ثلجي تقريبا يتواجد في المنطقة الخارجية اما البقية فتقبع في المركز الكثيف نسبيا.

وهناك قلق من عبور نجم أخر من خلال سحابة اورت أو حتى بالقرب منها - لما لهذا من تأثيرات على الغيوم العملاقة ومد هذه القوة، إن السحابة العملاقة إلى حد كبير لها كثافة هائلة أكثر من الشمس حيث أن تراكم وتجمع الهيدروجين البارد هو المكان الملائم لولادة النجوم والأنظمة التابعة لها مثل النظام الشمسي، لكن هذا يحدث بشكل نادر وكل حولي 300 إلى 500 مليون سنة، لكن عندما يصادف حدوث هذا يمكن أن يعيد ذلك عملية توزيع المذنبات بقوة خلال تلك السحابة.

قوة المد التي تؤثر على سحابة أورت تتولد من نجوم درب التبانة وبعض التأثير من مركز المجرة والمد الناتج عن الشمس والمذنبات التي تكون على مسافات مختلفة من هذه الكميات الهائلة للمادة، والقوة على المذنبات من هذا المد أعظم من القلق من مرور نجوم بالقرب من السحابة، والمذنبات التي تكون ما بعد 200,000 وحدة فلكية من السهل فقدانها في الفضاء السحيق، هذا التّأثير يساهم في ثبات حالة المذنبات الخارجية التي تتوزع بشكل عشوائي بعيدا عن الدائرة الظاهرية للشمس.

الكتلة الكلية للمذنبات في سحابة أورت يعتقد أن تكون 40 مرة من كتلة الأرض، هذه المسألة تجعلنا نعتقد أنها تكونت ونشأت في مكان مختلف بعيد عنا، هذا يوضح تنوع البنية الملاحظة في المذنبات.

تعتبر سحابة أورت هي مصدر المذنبات ذات المدارات الطويلة ومن المحتمل أيضا أن تكون للمذنبات المتوسطة ذات الميل الأعلى والتي قد جذبت في مدارات أقصر للكواكب، مثل مذنب هالي ومذنب سويفت توتال. والمذنبات يمكن أن تغير وتعدل من مداراتها أيضا بسبب تدفق وانبعاث الغاز والغبار من على سطحهم الثلجي كلما اقتربوا من الشمس. ويمكن ايضا ان تفقد المذنبات مسارتها وتضيع في الفضاء ومنهم من لديهم مدارات على نحو واسع من 200 سنة إلى مرة كل مليون سنة أو أكثر. اما المذنبات التي تدخل المنظومة الشمسية لأول مرة تكون قد جاءت من مسافة متوسطة تبلغ 44,000 وحدة فلكية او تزيد.

المذنبات ذات الفترات الطويلة يمكن أن تظهر في أي وقت وتأتي من أي جهة، والمذنبات الساطعة يمكن أن تكون مرئية عادة كل 5 إلى 10 سنوات، واثنان من مذنبات سحابة أورات هما مذنب هياكوتاك ومذنب هال بوب، اما مذنب هياكوتاك كان متوسط في الحجم، لكنه أقترب إلى مسافة 15,000,000 كيلومتر من الأرض، الذي جعله يظهر بشكل رائع.

على العكس من ذلك فإن مذنب هال بوب قد كان مذنب كبير وديناميكي بشكل غير عادي، عشر اضعاف المسافة التي يكون بها بعد هذا المذنب عن الشمس، تجعله يظهر ساطعا تماما ومع ذلك لم يقترب من الارض اكثر من 197,000,000 كيلومتر.

دراسة سحابة اورت أعطت تفسيرا للأسئلة القديمة عن "ما هية المذنبات، ومن أين تأتي" في عام 1950 استنتج فلكي هولندي وجود السحابة من بعض الأدلة الفيزيائية لمذنبات الفترة الطويلة التي تدخل نظامنا الشمسي، هذا الفلكي الهولندي هو الذي فسر دوران مجرة درب التبانة في عام 1920 وفسر تنوع مدارت المذنبات مع 19 مدار محددة بشكل جيد ونجح في معرفة من أين تأتي هذه المذنبات، وأيدت البيانات التي تجمعت تفسيراته، ليؤسس ويوسع معرفتنا بسحابة أورت.

حزام كايبر

في عام 1951 إقترح الفلكي جيرارد كيوبر Gerard Kuiper أن المذنبات المنتظمة ذوات القترة القصيرة لابد وان أتت من منطقة او مكان ما بعد نيبتون، واقترح ان هناك ركام وبقايا من النظام الشمسي ما زالت هناك.

هذه الفكرة تعززت بإدراك العلماء بأن ولابد من تواجد مجموعة منفصلة من المذنبات (اطلق عليها مسمى عائلة المشتري) هذه المجموعة تتصرف بنحو مختلف عن تلك المذنبات التي تأتي من المسافات البعيدة جدا لغيمة اورت Oort، كما انها تدور حول الشمس في فترة تكون أقل من عشرون عاما (مقابل 200 مليون عاما لما في سحابة اورت)، وبسبب أن مداراتهم تقع قرب مدار الأرض حول الشمس، وبالإضافة إلى أن كل تلك المذنّبات تدور حول الشمس وفي نفس الإتجاه مثل باقي كواكب المجموعة الشمسية.

وتأكدت فرضية كيوبر في أوائل الثمانينات عندما استخدم الحاسوب في أعمال محاكاة تشكل النظام الشمسي، وطبقا لهذه المحاكاة فإن هناك قرص من الحطام يمكن أن يتشكل طبيعيا حول حافة النظام الشمسي، وطبقا لهذا السيناريو فإن الكواكب تتكتل بسرعة في المنطقة الداخلية من المحيط النجمي للشمس، والحطام المتبقي سوف يبعد ويتجمع بتأثير جاذبية الشمس، وبذلك فإن المنطقة التي ما بعد نبتون (آخر العمالقة الغازية) يجب أن تكون هي حقل الحطام للأجسام المبعثرة والمتجمدة التي لم تلتئم لتشكيل كواكب.

ظل حزام كيوبر نظرية صحيحة نظريا دون وجود دليل مادي يدعمها حتى عام 1992 عند تم كشف جسم يبلغ قطره 240 كيلومتر ( سمى 1992QB1 ) في منطقة الحزام المشكوك فيها، تبع ذلك إكتشاف عدة أجسام بأحجام مماثلة لتؤكد وجود هذا الحزام، وبسرعة أصبحت النظرية حقيقية صحيحة.

لهذا فإن حزام كيوبر هو منطقة في الفضاء على هيئة قرص تقع بعد مدار نبتون وعلى بعد حوالي 50 وحدة فلكية، وتحتوي على الالاف من الأجسام المتجمدة الصغيرة، وهو يعتبر مصدر مذنبات الفترة القصيرة.

ويعتبر حزام كيوبر مهما لدراسة النظام الشمسي حيث ان من المحتمل ان أجسام حزام كيوبر هي بقايا بدائية جدا من المراحل المبكرة لتكون النظام الشمسي، كما يعتقد على نحو واسع بأنه مصدر مذنبات الفترة القصيرة، ويعتبر كمخزن لهذه الأجسام.

يعتقد بعض العلماء بأن تريتون وبلوتو مع قمره كارون مجرد أمثلة لأجسام من هذا الحزام، وكان اول جسم من حزام كيوبر إكتشف في عام 1992.

وطبقا للدراسات فيتوقع وجود ما يزيد عن مئة ألف جسم في هذا الحزام يتعدى قطرها الخمسون كيلومتر علاوة علي بلايين المذنبات التي تدور هناك، وقدر العلماء كتلة الحزام بعشر مرات كتلة الأرض. والحزام يتكون من جزء داخلي على بعد حوالي 50 وحدة فلكية وجزء ثان خارجي تتوزع أجسامه علي بعد 100 وحدة فلكية.

يتبع

[ST0P_IM_T0P]

النجوم





توضيح انواع النجوم : عملاق أزرق (بلاتريكس) وعملاق أحمر رأس الغول ب، والشمس (باللون الأصفر)، وقزم أحمر ومثاله النجم OGLE-TR-122b. كما يُقارن أسفلهم بين أحجام القزم الأحمر والكواكب الغازية المشترى وزحل.

النجم فائق الكتلة اتا كاريناي Eta Carinae في صورة رصدها هابل، النجم سيموت قريبا خلال انفجار نجمي



النجم هو كرة ضخمة من البلازما، تنتج الطاقة من داخلها بالطاقة النووية وترسلها إلى الفضاء الخارجي عن طريق موجات كهرومغناطيسية، رياح شمسية وفيض نيترينو وقليل من الأشعة السينية. أقرب نجم إلى الأرض هو الشمس، التي هي مصدرها الأكبر للطاقة.

في المعنى الشائع هو كل جسم سماوي غير القمر يرى في السماء أثناء الليل، ويشمل ذلك أيضا (النجوم الجوالة)، أي الكواكب (التي لا تشع بذاتها)؛ أما في الفلك فيدل النجم على كرة حالتها غازية ليست صلبة فإذا كانت صلبة تعتبر من الكواكب مضيئة وذات درجة حرارة عالية. وتسمى النجوم أيضا في المعنى الفلكي بالنجوم الثوابت، لأنه افترض في القدم أنها كواكب ثابتة في السماء على النقيض من "النجوم الجوالة".

مراحل ولادة وفناء النجوم

صورة تمثل مجرة درب التبانة



تمر النجوم بمراحل التكون والتشكل قبل أن يبدأ فيها التفاعل النووي وقبل أن تُستَهلك وتضمحل أو تنفجر. ونعلم بأن نحو 70% من الغلاف الغازي للشمس مكون من غاز الهيدروجين و30% من غاز الهيليوم، أما في باطن الشمس فالعكس ملحوظ حيث نجد إن النسب معكوسة. وقد افترض العلماء أن الهيدروجين بالباطن يتعرض لضغط عال جدا يسبب انفصال الإلكترونات عن النواة مما يجعل الهيدروجين مكوناً من نواة فقط. وتندمج نوى الهيدروجين ذات البروتون الواحد في باطن النجم معاً لتتحول إلى نوى هليوم ذات بروتونين فيما يسمى بالاندماج النووي، مما يُولد طاقة كبيرة تندفع بقوة إلى خارج النواة صانعة بذلك ضغطاً باتجاه الخارج يَمنع النجم من الانهيار على نفسه نتيجة لجاذبيته. تنقل الطاقة الناتجة عن هذا الاندماج النووي بعد ذلك إلى السطح بطريقتين هم الحمل والإشعاع، وهناك تستمد النجوم من هذه الطاقة ضوءها وحرارتها الذين يُميزانها. تواصل النجوم خلال معظم فترة حياتها حرق الهيدروجين في نواها مولدة الطاقة، وفي ذلك الوقت تكون داخل المرحلة التي تعرف بالنسق الأساسي، ويُمكن أن تتراوح مدة هذه المرحلة من ترليونات السنين إلى بضعة ملايين حسب كتلة النجم (فكلما زادت كتلته حرق الهَيدروجين في نواته بسرعة أكبر).

لكن بعد انقضاء هذه المدة - سواء أخذت ملايين أم ترليونات السنين - يَنفذ جميع وقود الهيدروجين الذي كان النجم يَحرقه في نواته لتوليد الطاقة، ولذا فإنه يُصبح مهدداً بالانهيار على نفسه لأن جاذبيته تشد طبقاته الخارجية باتجاه النواة في حين لم تعد توجد وسيلة لإيقاف هذا بتوليد ضغط معاكس باتجاه الخارج. وما يَعتمد عليه ما سيَحدث لاحقاً هو كتلة النجم، ففي حال كانت فوق حد تشاندراسيخار وتحت 4-5 ك.ش فسيَبدأ النجم بدمج الهيدروجين المتبقي حول النواة، مما يَتسبب بتمدد النجم إلى بضع أضعاف حجمه الأصلي وبتحوله إلى ما يُعرف بعملاق أحمر، لكن سرعان ما يُستنفذ كل الهيدروجين المتبقي في طبقات النجم فيَعود مهدداً بالانهيار على نفسه، ولإيقاف هذا يَقذف طبقاته الخارجية في رياح نجمية قوية مُحولاً إياها إلى سديم كوكبي، فلا تبقى سوى نواته الباردة التي تتحول إلى قزم أبيض. والقزم الأبيض لا يُولد أي طاقة في نواته، لكن ما يَمنعه من الانهيار على نفسه هو مبدأ الاستبعاد الباولي (فذراته قريبة من بضعها لدرجة أنه لا يُمكنها الانهيار إلى مساحة أصغر)، ولذا فهو يَكون كثيفاً جداً. ولاحقاً يَبرد القزم الأبيض تدريجياً نتيجة لعدم امتلاكه لمصدر للطاقة، ويَستمر ضوؤه بالخمود حتى يَتحول إلى قزم أسود لا يَملك أي ضوء أو حرارة تقريباً.

أما النجوم التي تملك كتلة فوق 4 إلى 5 ك.ش فعندما يَنفذ وقودها الهيدروجيني تشرع بحرق نوى الهليوم (التي كانت قد دمجتها سابقاً من نوى الهَيدروجين) فتتحول إلى نوى كربون، وعندما يَنفذ الهليوم تشرع بدمج نوى الكربون لإنتاج النيون أو المغنيسيوم، وتستمر بعد ذلك بحرق العناصر المختلفة وصولاً إلى الحديد. لكن في كل مرة يَحرق فيها النجم عنصراً أثقل في نواته تصبح الطاقة الناتجة عن عملية الاندماج النووي أقل، وفي المقابل تأخذ العملية وقتاً أقصر وتحتاج إلى حرارة أكبر، ولذا ففي آخر مرحلة من حرق العناصر وهي حرق السيليكون إلى حديد يُمكن أن تأخذ العملية بضعة أيام فقط لاستنزاف مخزون السيليكون، وعند الوصول إلى الحديد يُصبح العنصر ثقيلاً جداً بحيث لا يَعود النجم قادراً على دمج نواه إلى عناصر أثقل، ولذا فإنه يَخسر جميع وسائله لمقاومة جاذبيته فيَنهار على نفسه في انفجار مستعر أعظم. وبعد هذه الانفجار تتحول بقايا النجم إما إلى نجم نيوتروني أو ثقب أسود حسب كتلتها.

الأقزام الشعلاء

مقارنة بين أحجام القزم الأشعل بيجازي B (في الوسط) والشمس (إلى اليمين) والنجم بيجازي A (إلى اليسار). وتبلغ درجة حرارة سطح بيجازي B نحو 35.500 درجة كلفن بينما تصل درجة حرارة سطح الشمس 6.500 درجة فقط.



نوع من النجوم يسمى قزم أشعل. تتكون معظم الأقزام الشعلاء من عنصر الكربون والأكسجين، التي تكون قد تكونت أثناء الاندماج النووي فيها للعناصر الهيدروجين والهيليوم.

وتبلغ كثافة القزم الأشعل نحو طن/سنتيمتر مكعب. وتحت هذا الضغط العظيم يصل فيها الغاز فيه إلى حالة انفطار (فيزياء) كما يسميها العلماء. هذه الحالة تعني انشطار مستويات الطاقة في نظام يتبع ميكانيكا الكم إلى مستويات ثانوية.

ويتحكم في القزم الأشعل قوي تنبع من مبدأ استبعاد باولي. وطبقا له فلا يمكن لإلكترونين شغل نفس مستوى الطاقة في بلازما القزم الأبيض. وطبقا لميكانيكا الكم تتوزع مستويات الطاقة الممكنة بحيث تزيد المسافة بينها تزايدا عكسيا مع ضمور حجم النجم.

ونظرا لأشغال مستويات الطاقة في المتسويات التحتية ينشأ عن الضغط الناشئ عن قوى الجاذبية أن تشغل الإلكترونات مستويات الطاقة العليا في البلازما. وينتج عن ذلك ضغطا مضادا يقاوم الضغط الناشئ عن الجاذبية. فإذا كانت كتلة النجم في البدء 1,44 من كتلة الشمس فلا يمكن تعادل تلك القوتان بذلك الشكل.

ومن العجيب أن قطر القزم الأشعل يعتمد على كتلة الإلكترون، أي أن أحد المقاييس الكونية متعلق بأحد المقاييس الذرية أو تحت الذرية مباشرة. كذلك يعتمد التوازن في النجوم النيوترونية على سريان مبدأ استبعاد باولي، والذي فيه تشغل النيوترونات مستويات الطاقة في النجم، بدلا عن الإلكترونات في القزم الأبيض، حيث تمتص البروتونات الإلكترونات وينتج عنها نيوترونات هي بمفردها مكونات النجم النيوتروني.

وتبلغ كثافة الأقزام الشعلاء كثافة عالية (1 طن/ سنتيمتر مكعب) بحيث تنطبق عليه النظرية النسبية الخاصة لأينشتاين فهو يُبدي ظاهرة انزياح نحو الأحمر في مجال جاذبيته، وقد شوهد ذلك عملليا وأثبته العلماء.

ويعلق العلماء فوق ذلك أملا كبيرا في العثور على مزدوج نجمين من الأقزام الشعلاء، حيث تنتج عنهما موجات جاذبية لم تشاهد بعد، ولكن يبذل العلماء جهودا لمشاهدتها عمليا. ولهذا قررت إنجلترا وألماني على توحيد الجهود والعمل على تنفيذ بناء مرصد بالأقمار الصناعية يسمى ليزا ((LISA (Detektor) لتحسس موجات الجاذبية وإثبات تواجدها، حيث تتنبأ بها نظرية أينشتاين.

تاريخ مراقبة النجوم

أقدم رسم بياني مدقق للنجوم بدأ في مصر القديمة في 1534 ق.م. وقد صنف الفلكيون المسلمون العديد من النجوم بأسماء عربية، والتي لا تزال تستخدم إلى اليوم، وابتكروا العديد من الأدوات الفلكية لحساب مواقع النجوم. وفي القرن الحادي عشر وصف العالم الفلكي أبو الريحان البيروني مجرة درب التبانة بأنها "كم وافر من الشظايا التي لها خصائص السديم"، كما وفر خطوط عرض بعض النجوم خلال خسوف قمري في 1019. ويُعد الفلكي المسلم عبد الرحمن الصوفي واحداً من أهم الفلكيين القدماء لكتابته لواحد من أوائل الفهارس النجمية، وهو كتاب صور الكواكب الثمانية والأربعين، وذلك فضلاً عن كونه واحداً من أول من سجلوا رصد سحابتي ماجلان.

تحديد العمر بواسطة الدوران

سرعة دوران النجم تحدد عمره. لقد عثر علماء الفلك على أمكانية جديدة لتحديد عمر النجوم عن طريق مراقبة سرعة دورانها حول نفسها. وتتناقص هذه السرعة أثناء حياة النجم بصورة مميزة، وذلك عندما يفقد بعضا من كتلته بواسطة الإشعاع الذي يبثه في الفضاء، وبالتالي يمكن ربطها بعمر ولون النجم. بما أن هذه العملية لا تقتضي على النقيض من أخرىات ملاحظة بعد النجم الذي لا يمكن تحديده بدقة، ويستطيع الباحثون تقدير عمر النجم بخطأ لا يتجاوز قدره ١٥%. ويناسب هذا القياس بصورة خاصة النجوم المفردة التي لا تظهر في عناقيد نجمية.

عدد النجوم في الكون

منطقة تكوّن نجوم جديدة سحابة ماجلان الكبرى. صورة من ناسا/إيسا.



يستطيع كل منا رؤية نحو 6000 نجم بالعين المجردة. ولكنهم يشكلون مجموعة النجوم القريبة منا. وتبين الإحصاءات الجديدة ما يلي: توجد نحو 100 مليار مجرة، تحتوي كل منها في المتوسط على 200 مليار من النجوم (هذا التقدير بحسب عالم الفلك الألماني هارالد ليش، بجامعة ميونيخ).

وبناءً على ذلك يوجد نحو عشرة آلاف ترليون من النجوم في الكون، وهو عدد يفوق كل تصور. كذلك لا أحد يعرف حجم الكون أو حتى تصوره. فأبعد المناطق التي يأتينا منها الضوء منذ الانفجار العظيم تبعد عنا نحو 13.7 مليار سنة ضوئية أي اننا نحاول أن ندرس وبالتالي نكون فكرة بالنظر لمناطق في صورتها التي كانت عليها قبل 13.7مليار سنة. وعند هذا البعد يصطدم الفلكيون "بالأفق الكوني". ولا أحد يَعرف ماذا يُوجد وراءه. فيعتمد ذلك على شكل الكون. هل هو في شكل كروي يمكن التحرك عليها بدون حدود، أم هو مستوي ويتسع باستمرار، ويُعطينا قياس إشعاع الخلفية الميكروني الكوني صورة أخرى عجيبة، اما القول بانه ربما يَكون الكون في شكل إطار السيارة، وعن طريق انكسار الضوء تبدوا المجرات البعيدة كصور منعكسة لتجمعات نجمية قريبة، يكون هذا القول محض خيال ليس الا لانه ليس هنالك فراغ أو نقطة ليس بها مادة أو جسم معين في الفضاء الخارجي فيكون الكون في حقيقته امرا محيرا وغامضا لايمكن الإلمام بابعاده أو مساحته خاصة وان الكون يتسع بصورة مطردة ولايمكن حتى تصوره بأي حال من الأحوال كما وان من المستحيل الإدراك بكافة تفاصيل جسم معين وانت في داخله إلا أن العلماء قد توصلوا أخيرا على أن الكون هو عبارة عن منظومة مدهشة مخلوقة بعناية فائقة وبتقديرات دقيقة في شكل خيوط محبوكة بصورة محكمة لامجال لورود نسبة ولو ضئيلة من خطأ فيها بأي حال من الأحوال














النجم هو جسم هائل من البلازما، وهو الجسم الذي في جزء من حياته يولد ضوئه وحرارته بالتفاعلات النووية، وبشكل محدد بإنشطار الهيدروجين إلى الهليوم تحت شروط درجة الحرارة والكثافة الهائلتين، عندما تندمج ذرات الهيدروجين لخلق العنصر الأثقل وهو "الهليوم" تفقد حينئذ الكتلة، فننحول الكتلة إلى الطاقة، والمثال الاقرب لنا على النجوم هو شمسنا وهو أقرب نجم إلينا يبعد عن الارض مسافة متوسطة تقدر بـ 94 مليون ميل.



طاقة الشمس مثل العديد من النجوم تستمد من إنشطار الهيدروجين وهذا الإنشطار لا يحدث في كل أنحاء النجم، لكنه يحدث فقط داخل النجم، وبالتحدبد في مركزه، حيث أنه ساخن جدا بما فيه الكفاية، ودرجة الحرارة في مركز الشمس تبلغ 15 مليون درجة كيلفن (K = الدرجة المئوية فوق الصفر المطلق، - 273 مئوية).

لا تتشابه النجوم ولكن هناك إختلاف بين بعضهم البعض يعود ذلك إلى عوامل عدة مثل كتلتهم الكلية، تركيبهم، وأعمارهم، فمثلا الكتلة الكلية للنجم هي التي تحدد تطور نجم معين بالإضافة إلى مصيره النهائي.



المكون الاساسي للنجوم هو الهيدروجين مع بعض الهليوم وعناصر اخرى أثقل والتي تحدد معدنية نجم معين، وخلال تطور النجم يتحول جزء من الهيدروجين إلى عناصر أثقل خلال عملية الإنشطار النووي، جزء من المواد يحدث له ما يسمى إعادة تدوير، حيث تتحول بدورها داخل البيئة المحيطة بها لتشكيل جيل جديد من نجوم غنية بالمعادن.



في القرن الثاني قبل الميلاد، قسم الفلكي اليوناني Hipparchus النجوم إلى ست مجموعات طبقا لدرجة سطوعها وسميت بمقدار الاضاءة، الأول في المقدار هو الألمع، والسادس هو الأضعف، ومازال هذا النظام مستخدم الى اليوم مع تعريف رياضي ( النجم ذا المقدار واحد 2.5 مرة ألمع من التالي الأضعف) ذلك يأخذ النجوم والكواكب ذوات اللمعان الشديد من خلال المقدار صفر وإلى الأعداد السلبية.



خلال المنظار نرى الأضعف بكثير، تقريبا قرب مقدار الثلاثون سطوعا (4 بليون مرة أضعف مما تراه العين البشرية بدون مساعدة)، والنجوم تحمل بعض الشبه للشمس، تظهر كنقاط في السماء حيث أنهم بعيدون جدا عنا، وأقرب نجم الينا هو ألفا سينتريون يبعد مسافة أربع سنوات ضوئية عنا، وبما إن السنة الضوئية هي المسافة التي يقطعها شعاع الضوء في سنة وسرعة الضوء حوالي 300,000 كيلومتر بالثانية، لذا فإن سنة الضوء حوالي 10 تريليون كيلومتر (63,000 مرة الذي المسافة بين الأرض والشمس)، اذن قس المسافة بالكيلومتر بيننا وبين اقرب نجم، ويمكن للعين المجردة ان تري أكثر قليلا من 1000 سنة ضوئية بعدا.

كتل النجوم

لخلق شروط هذا الإنشطار النووي الحراري، يجب ان تكون النجوم هائلة، فشمسنا لها كتلة تساوي 333,000 أرض، والنجوم يمكن أن تتراوح إلى حوالي 100 مرة من كتلة الشمس وإلى حوالي 8 % من الشمس، النجوم التي كتلتها تحت 8 % تسمى الأقزام السمر او الاقزام البنية، وهذا النوع غير موجود بكثرة، وأقل من ذلك إلى حولي 1/80 من الكتلة الشمسية (13 كتلة المشتري) يمكن أن تصهر الهيدروجين الثقيل.
إحدى أكبر النجوم المعروفة هي Eta Carinae الذي يبلغ من 100 إلى 150 كتلة شمسية؛ وفترة حياة مثل هذا النجم تكون قصيرة جدا، تبلغ على الأغلب عدة ملايين السنين فقط . والدراسات الاخيرة تقترح بأن الحد الأعلى لكتل النجوم في العصر الحالي للكون لايتعدى 150 كتلة شمسية، ولكن سبب ذلك غير معروف بالتحديد، لكنه قد يكون جزئيا بسبب لمعان ادنجتون Eddington (الذي يحدد الكمية القصوى للمعان التي يمكن أن تمر من غلاف النجم الجوي للنجم بدون طرد الغازات إلى الفضاء الخارجي).
من المعتقد أن تكون النجوم الأولى التي تشكلت بعد الإنفجار الكبير كانت أكبروبحدود 300 كتلة شمسية أو يزيد، بسبب الغياب الكامل للعناصر الثقيلة (أثقل من الليثيوم) في تركيبهم. وهذا الجيل من النجوم الهائلة جدا، هي نجوم منقرضة منذ مدة طويلة وليس لها وجود حاليا، ويقتصر وجودها على النظريات فقط.
وكتلة تساوي حوالي 93 مرة كتلة المشتري، هي أصغر النجوم المعروفة حاليا، ونظريا أدنى كتلة يمكن أن يكون عليها نجم هي حوالي 75 مرة كتلة المشتري وعمليا وجدت الدراسات الأخيرة نجوم بحولي 8.3 % من كتلة الشمس، أو حوالي 87 مرة كتلة المشتري، وهي ماتسمى الأقزام البنية التي ذكرناها سابقا، وهي تحتل مناطق معينة بين النجوم وبين العمالقة الغازيين.
الجمع بين نصف قطر وكتلة نجم يحددان الجاذبية السطحية له، فالنجوم العملاقة لها جاذبية سطحية أقل بكثير من نجوم السلسلة الرئيسية، بينما على العكس للنجوم المضغوطة مثل الأقزام البيض.

تركيب النجوم

النجوم تصنع من نفس العناصر الكيميائية الموجودة في الأرض، التراكيب الكيميائية التي وجدت من أطياف النجوم يتكون أكثرها تقريبا من الهيدروجين (حوالي 90 % من عدد الذرات) وهليوم (حوالي أقل من 10 %)، والباقي عناصر اخرى قليلة، يسيطر عادة الأكسجين يليه الكربون ثم النيون والنتروجين. والمعادن يسيطر عليها الحديد وعلى الرغم من هذا هناك ذرة وحيدة من الأكسجين في الشمس لكل 1200 ذرة هيدروجين وفقط ذرة حديد لكل 32 ذرة أكسجين، النجوم الأخرى يمكن أن تختلف إلى حد كبير إعتمادا على عمر النجم أو موقعة في المجرة.

ولادة النجوم

إن الفراغ الهائل بين النجوم يمتلئ بالغاز والغبار، وغيوم الغبار السميكة يمكن أن ترى بالعين المجردة داخل مجرتنا درب التبانة التي تمنع ضوء النجوم البعيدة ويزود معظم تراكيب الاجسام داخل المجرة، وتلك الغيوم يمكن أن تتعرض لضغط أكبر خلال الإصطدامات أو بموجات الإنفجار الصادرة من النجوم المنفجرة ذات الكتل الكبيرة، لذا تتشكل كتل المواد ضمن الغيوم المتناثر بين النجوم، وإذا كانت جاذبيتهم هائلة وكافية فإنها سوف تتكثف مكونة نجم أو اكثر. ويساعد الإنكماش الحادث لتكون النجم على رفع درجة الحرارة الداخلية إلى حد إيقاد إنشطار الهيدروجين، تعمل الجاذبية على أن تجعل النجم صغير بقدر الإمكان، لكن ردود أفعال الإنشطار تثبته وتمنعه من التقلص مرة اخرى، من هنا تبدا قصة الحياة الكاملة لنجم صراع بين الجاذبية والتفاعلات النووية، تبدأ الاولى ثم تتبعها الثانية وتكون لها الغلبة ما دام النجم حيا.

نجوم السلسة الرئيسية

تقضي النجوم حوالي 90 % من عمرها في دمج الهيدروجين لإنتاج الهليوم في درجات حرارة وضغط عاليين في قلبها، مثل هذه النجوم يطلق عليها نجوم السلسلة الرئيسية وتسمى النجوم القزمة.
وهناك العديد من أنواع وأصناف النجوم، تلك التي تحول الهيدروجين بشكل نشط إلى الهليوم في مركزها والتي تسمى نجوم "السلسلة الرئيسية" أو نجوم التتابع الرئيسي، (نجوم السلسلة الرئيسية أيضا يطلق عليها "الأقزام" )، والسلسلة الرئيسية هي المرحلة الأولى بعد ولادة النجم.
نجوم السلسلة الرئيسية لها تراكيب كيميائية مشابهة لتركيب الشمس، النجم الأعلى كتلة في السلسلة الرئيسية هو الأكبر في قطره والأعلى في درجة حرارته السطحية وتتراوح الأبعاد من حوالي 5 % من حجم الشمس (التي هي 1.5 مليون كيلومتر - تقريبا 109 أرض) إلى حوالي عشرة مرات من كتلة الشمس، ودرجات حرارة سطحية من حوالي 3000 درجة كيلفن إلى حوالي 50,000 كيلفن (سطح الشمس 5800 كيلفن).
في بداية عمر نجوم السلسلة الرئيسية، تزداد نسبة الهليوم في قلب النجم بمعدلات ثابتة، وكنتيجة لذلك ولكي تستمر النسبة المطلوبة للإنشطار النووي في القلب درجة حرارة ولمعان النجم تزداد ببطء، والشمس على سبيل المثال تقدر الدراسات أن لمعانها قد زاد حوالي 40 % منذ أن وصلت إلى نجم في السلسلة الرئيسية قبل 4.6 بليون سنة.
كل نجم يولد رياح نجمية من الجزيئات التي تسبب فيضان مستمر من الغاز إلى الفضاء. في أكثر النجوم كمية الكتلة المفقودة تعتبر تافهة، الشمس تفقد 10−14 كتلة شمسية كل سنة، أي حوالي 0.01 % من كتلتها الكلية خلال كامل فترة حياتها، والنجوم العملاقة يمكن أن تفقد من 10−7 إلى 10−5 كتلة شمسية كل سنة، يؤثر ذلك على تطورهم بشكل ملحوظ ، النجوم التي تبدأ بأكثر من 50 كتلة شمسية يمكن أن تفقد نصف كتلتها الكلية بينما مازالت ضمن السلسلة الرئيسية.
المدة التي يقضيها نجم في السلسلة الرئيسية تعتمد أساسا على كمية الوقود التي يجب أن تحرقها والنسبة التي يتم بها حرق هذا الوقود. بمعنى أخر، كتلته الأولية ولمعانها. بالنسبة للشمس فإنها من المحتمل أن تكون حوالي 1010 سنة. تحرق النجوم الكبيرة وقودهم بسرعة كبيرة وهي ذات آجال قصيرة، اما النجوم الصغيرة (المسماه الأقزام الحمر) فإنها تحرق وقودها ببطء شديد وتدوم من عشرات إلى مئات البلايين من السنين. وفي نهاية حياتها تصبح خافتة أكثر فأكثر، متحولة إلى أقزام سود، وعلى كل حال وحيث أن فترة حياة مثل تلك النجوم أكبر من العمر الحالي للكون (13.7 بليون سنة) فمن غير المتوقع إيجاد أقزام سود في الكون حتى الآن.
إضافة إلى الكتلة، جزء من العناصر الأثقل من الهليوم تلعب دور هاما في تطور النجوم، في علم الفلك تعتبر كل العناصر التي هي أثقل من الهليوم تعتبر معدن، والتركيز الكيميائي لهذه العناصر تسمى معدنية metallicity. والمعدنية يمكن أن تؤثر على المدة التي سيحرق فيها النجم وقوده ويتحكم في تشكيل الحقول المغناطيسية ويؤثر على قوة الرياح النجمية. النجوم الأقدم "الجيل الثاني للنجوم" لها أساس معدني أقل من النجوم الأصغر، الجيل الاول للنجوم وبسبب تركيب الغيوم الجزيئية التي تشكلت منها وبمرور الوقت هذه الغيوم تصبح أغنى على نحو متزايد في العناصر الثقلية عندما تموت النجوم الأقدم ناثرة أجزاء من أغلفتها في الفضاء.









نجوم السلسلة مابعد الرئيسية (العملاقة الحمر)

عندما يتحول الهليوم في مركز النجم إلى الكربون أو الأكسجين، ينكمش المركز ثانية، ويبدأ الهليوم بالتحول إلى الكربون والأكسجين في قشرة حول المركز، هذه القشرة تكون قد أحيطت بالهيدروجين المتحول إلى الهليوم، وينفتح الاثنان ويغلقان في تتابع. تزيد إضاءة النجم ثانية ويتوسع لدرجة أكبر، ويصبح أبرد وأشد إحمرارا بمستوي اكبر من ذي قبل، وبينما يزيد توهج النجم يصبح غير مستقر ويبدأ في الانبضاض " اي يصدر نبضات"، تلك النبضات تتفاوت أو تغير في سطوع النجم ويصبح ضخم جدا ( تقريبا بحجم مدار الأرض حول الشمس او اكثر من ذلك ) تلك النبضات ممكن أن تستغرق مدة سنة أو أكثر ( أول نجم وجد في هذه الحالة هو ميرا في Cetus) والتغييرات في مقدار إضاءة النجم من الدرجة الثانية أو المقدار الثالث يقفز إلى المقدار العاشر ويصبح غير واضح للعين المجردة، مثل هذه النجوم ما يسمى الآن بنجوم "الفترة الطويلة " أو " متغيرات ميرا".
وتتم هذه العملية تبعا لكتلة النجم قبل البدء في التحول ففي حالة النجوم التي كتلتها 0.4 كتلة شمسية على الأقل فإنها تستنزف مخزونها من الهيدروجين في القلب، وتتوسع طبقاتهم الخارجية وتبرد لتشكيل ما يعرف بالعملاق الأحمر ( في غضون 5 بليون سنة وعندما تصبح الشمس عملاق أحمر ستكون كبيرة جدا بحيث تلتهم كوكب عطارد ومن المحتمل الزهرة أيضا، وتتنبأ النماذج أن الشمس سوف تتوسع إلى حوالي 99 % من المسافة بينها وبين مدار الأرض الحالي (وحدة فلكية واحدة أي حوالي 150 مليون كيلومتر) وفي ذلك الوقت فإن مدار الأرض سوف يتوسع إلى حوالي 1.7 وحدة فلكية نظرا خسارة الكتلة بتأثير الشمس وهكذا سوف تهرب الأرض من التغلغل داخل الشمس إلا إنها سوف تخلو من محيطاتها وغلافها الجوي بينما يزداد لمعان الشمس الالاف المرات)
وفي حالة العملاق الأحمر الذي هو بحدود 2.25 كتلة شمسية، يستمر إنشطار الهيدروجين في الطبقة التي تحيط بالقلب، وفي النهاية يضغط القلب بما يكفي لبدء إنشطار الهليوم، وينكمش النجم بشكل تدريجي وتزداد درجة حرارته السطحية، واما في النجوم الأكبر تتحول مباشرة منطقة القلب من عملية دمج الهيدروجين إلى عملية دمج الهليوم، وبعد أن يكون النجم قد إستهلك الهليوم في القلب، يستمر الإنشطار في الطبقة التي حول القلب الحار المتكون من الكربون والأكسجين، ثم يتبع النجم مسار أخر من التطور الذي يشابه تطور النجوم الحمراء العملاقة، لكن في درجة حرارة سطحية أعلى.

النجوم العملاقة

النجوم التي هي بحجم اقل او اكبر من الشمس ( تلك الكتل من حوالي 0.8 مرة مثل الشمس إلى حوالي 10 مرات الكتلة الشمسية ) عندما ينتهي منها الوقود الموجود في قلب لك النجم، يتقلص قلبه المكون من الهليوم تحت تأثير الجاذبية ويسخن ومن ثم يتمدد بتأثير إنشطار الهيدروجين ويتحول إلى قشور حول مركزه المحترق، وينتج مزيدا من الطاقة التي تزيد من لمعان النجم بشكل مؤقت ويتضاعف حجم النجم مرات عديدة، ثم يبرد هذا التوسع محولا النجم إلى تصنيف اخر وهو التصنيف M "عملاق أحمر"، وعندما تصل درجة الحرارة حول 100 مليون درجة كيلفن، يكون الهليوم قد أصبخ ساخنا جدا بما يكفي لحدوث عملية دمج بينة وبين الكربون. يوقف مصدر الطاقة الجديد إنكماش القلب ويستقر النجم لفترة من الوقت، وتخفت اضائته وتقل حرارته بعض الشيء على السطح، تصنف نجوم دمج الهليوم بالعمالقة تصنيف K. أمثلة لذلك النجم الدبران Al Debaran والنجم اركتوروس Arcturus، مثل تلك النجوم لها أقطار تصل لعشرات قطر شمسنا. المراحل العملاقة واللاحقة للموت الفعلي للنجم (نهاية الإنشطار النووي) يأخذ تقريبا 10 % من عمر النجم.
خلال مرحلة حرق الهليوم، النجوم ذات الكتل الكبيرة جدا أكثر من تسعة كتل شمسية تتوسع لتشكيل عملاق أحمر، وعندما بنتهي هذا الوقود في القلب، يمكن أن تتواصل عملية دمج العناصر الأثقل من الهليوم، يتقلص القلب وينكمش حتى تصل درجة الحرارة والضغط الى الدرجة الكافية لدمج الكربون. هذه العملية تستمر مع تتابع المراحل التي تدعم الأكسجين والنيون والسيليكون والكبريت، وقرب نهاية حياة النجم يمكن أن يحدث الإنشطار على طول سلسلة الطبقات التي تشبه طبقات البصل ضمن النجم، كل طبقة تدمج عنصر مختلف والطبقة الابعد تدمج الهيدروجين والتي تليها في البعد تدمج الهليوم وهكذا.
وفي المرحلة النهائية وهي وصول النجم لإنتاج الحديد، وحيث أن نواة الحديد تكون مرتبطة باحكام أكثر من أي نواة أثقل أخرى، فإذا اندمجت فلا ينتج عنها طاقة بل على العكس يستهلك طاقة. على نفس النمط، ولكونوهم مرتبطين بإحكام أكثر من كل النوى الأخف، فإن الطاقة لا يمكن أن تصدر بالإندماج في النجوم القديمة نسبيا والهائلة جدا، وسيتجمع الحديد الخامد في مركز النجم. العناصر الأثقل في هذه النجوم تأخذ طريقها صعودا إلى السطح، منتجة أجسام متطورة والتي تعرف بنجوم وولف رايت Wolf-Rayet التي لديها ريح نجمية كثيفة والتي تتناثر في الفضار الخارجي.

التصنيف النجمي

في بداية القرن العشرون قسم الفلكيون النجوم إلى سبع مجموعات اعطوا الحروف الابجدية رمزا يتعلّق بدرجة الحرارة السطحيّة.

O ( فوق 31,000 كلفن ) B ( من 9750 الى 31,000 كلفن ) A ( من 7100 الى 9750 كلفن ) F ( من 5950 الى 7100 كلفن ) G ( من 5250 الى 5950 كلفن ) K ( من 3950 الى 5250 كلفن ) M ( من 2000 الى 3950 كلفن ) وحديثا تم اضافة تصنفين أخرين لتفسير النجوم الحمراء الضعيفة التي اكتشفت بالتقنيات الجديدة: L ( من 1500 الى 2000 كلفن ) T ( حول 1000 كلفن )

المجموعة الكاملة الآن هي OBAFGKMLT، وكل مجموعة من تلك تقسم إلى عشرة تقسيمات فرعية من الاحر إلى الابرد وتستعمل الارقام من صفر إلى الرقم 9 ، وعلى سبيل المثال O0 يعتبر أحر نجم، اما شمسنا فهي تعتبر في التصنيف G. وبإستخدام النظام العشري يجعل الشمس في التصنيف G2، عموما التصنيف يشتق من أطياف النجوم.

جدول التصنيف النجمي

التصنيف النجمي

نصف القطر(شمسي)

الكتلة (شمسية)

اللمعان ( لمعان شمسي )

درجة الحرارة (كيلفن)

O2
16
158
2,000,000
54,000
O5
14
58
800,000
46,000
B0
5.7
16
16,000
29,000
B5
3.7
5.4
750
15,200
A0
2.3
2.6
63
9,600
A5
1.8
1.9
24
8,700
F0
1.5
1.6
9.0
7,200
F5
1.2
1.35
4.0
6,400
G0
1.05
1.08
1.45
6,000
G2
1.0
1.0
1.0
5,700
G5
0.98
0.95
0.70
5,500
K0
0.89
0.83
0.36
5,150
K5
0.75
0.62
0.18
4,450
M0
0.64
0.47
0.075
3,850
M5
0.36
0.25
0.013
3,200
M8
0.15
0.10
0.0008
2,500
M9.5
0.10
0.08
0.0001
1,900

الوان النجوم
نظرا لاعتماد اللون على درجة الحرارة، التصنيفات تكون مختلفة، مع ذلك غير ملحوظة، والألوان تتدرج من الحمرة الخفيفة بعض الشئ للتصنيف M إلى البرتقالي للتصنيف K، وتتدرج بين الأبيض المائل للصفرة إلى الازرق للتصنيف B و O. الألوان الامعة يمكن أن تلاحظ بسهولة حتى بالعين المجردة خصوصا عندما يكونون قريبون لبعضهما البعض وملاحظة التدرج في اللون. نجوم التصنيف L و T، لايروا بالعين المجردة، المدى من أحمر الى الأحمر الغامق إلى "الأشعة تحت الحمراء" (هذه النجوم ترى بسهولة بمساعدة تلسكوبات وتحت أية ظروف).

أعمار النجوم

نجوم السلسلة الرئيسية لها كمية معينة من الوقود الداخلي المتوفر داخل مركزهم الحار وعندما يتحول كل وقود الهيدروجين إلى الهليوم، يبدأ النجم بالموت وإنتاج اشكال مختلفة أخرى. وحيث أن النجوم ذوات الكتل الضخمة تستهلك وقود الهيدروجين بسرعة أكثر بكثير من النجوم ذوات الكتل الاقل فإن تلك ذوات الكتلة الأعلى تعيش حياة أقصر من غيرها الاصغر حجما وشمسنا لها عمر يقدر بـ 10 بليون سنة (وهي في نصف عمرها الان)، وتعيش النجوم ذات الكتل الهائلة حوالي مليونين سنة تقريبا، اما الأضغر تظل لتريليونات السنين وهو عمر طويل جدا بحيث انه لايوجد نجم كتلته أقل من 0.8 كتلة الشمس مات في تاريخ المجرة. ونظريا نحسب بأن مثل هذا النجم (الذي له كتلة اقل من 0.8 من كتلة الشمس) يجب أن يعيش لمدة 13 بليون سنة تقريبا، ويجب ان تكون المجرة بعمر اقدم نجومها، مما يعني بعمر 13 بليون سنة تقريبا.

خلق العناصر

غازات النجوم العمالقة الحمر يمكن أن تتوزع صاعدة إلى سطح النجوم تحمل معها النواتج العرضية من الإنشطارات النووية، وعادة ما يكون الأكسجين أكثر وفرة من الكربون، فإذا كانت الشروط صحيحة فإن سطح بعض النجوم يمكن أن تغير تراكيبهم الكيميائية، البعض منهم سيصبح غني جدا بالكربون والذي قد تكون بفعل إنشطار الهليوم في القلب، ويؤدي ذلك إلى عكس النسبة الطبيعية، لذا فإن متغيرات ميرا والعمالقة الحمر الاكبر عمرا الآخرين تقسم إلى نجوم غنية بالأكسجين ونجوم كربونية، زيادة عناصر مثل zirconium والعديد من العناصر الآخرى التي تكونت في تشكيلة ضخمة من التفاعلات النووية التي تستمر في نفس الوقت مع إنشطار الهليوم يجعل سطح النجوم الأخرى غنية بالهليوم والنتروجين.

الرياح وخسارة الكتلة

مثل هذه النجوم العملاقة الضخمة لها جاذبية منخفضة وتفقد كتلتها بفعل الرياح القوية التي تنطلق من سطحهم، فتتكثف بعض تلك الغاز إلى الجزيئات والغبار ومن الممكن ان يقوم النجم بحرقها وتختفي عن الانظار، ويمكن رؤية وهج الغبار الساخن فقط بواسطة أشعته تحت الحمراء (الحرارة) المشعة منه، النجوم العملاقة الغنية بالأكسجين تنتج غبار السيليكات بينما النجوم الكربونية تنتج غبار الكربون الذي يشبه الجرافيت والرماد. أغلب الغبار الذي يسكن الفضاء البين النجوم بدأ من هذا الطريق، لذلك تلعب هذه النجوم دور جيدا في تشكيل نجوم جديدة.

الأقزام البيض

بينما يتفرق السديم الكوكبي إلى غازات في الفضاء بين النجوم فإنه يترك وراءه القلب القديم المستهلك (الذي يتضمن اثار العمليات النووية الميتة ). هذه النجوم تكون قد ضغطت تحت تأثير جاذبيتها وإنكمشت إلى حجم يبلغ حوالي حجم الأرض. امثلة لتلك النجوم (كوكب شعرى Procyon B و 40 Eridani B) كانت ساخنة جدا وبيضاء، لذا إكتسبت اسم "قزم أبيض" لتمييزه من السلسلة الرئيسية للنجوم (التي سميت أصلا "أقزام عاديون" لتمييزهم عن العمالقة). مع ذلك فإن الأقزام البيض ما زالت كتلتهم قريبة من كتلة الشمس، مما يعطيهم كثافة متوسطة تقدر بطن متري لكل سنتيمتر مكعب، ويعمل الضغط الخارجي الكبير الواقع تحت تأثير الكثافة العظيمة على منع الجاذبية من تقليصهم. الأقزام البيض، بقايا النجوم التي بدأت حياتهم بين 0.8 الى 10 كتلة شمسية، ليس لها أي مولد لمصدر طاقة وبالتالي يبدأ التبريد، وقت التبريد يكون طويل جدا، على أية حال، كل الأقزام البيض التي خلقها الله ما زالت مرئية، مع مرور الوقت تصبح باردة وتخفت، ويحمر لونها. (ليس هناك مثل هذا الشيء الغير مرئي والبارد "القزم الأسود." ) ونظريا يحسب عمر المجرة بحسب عمر اقدم الأقزام البيض سنا.

نجوم الكتل الهائلة والسوبرعملاقة

عندما تبدأ النجوم السوبر عملاقة (والتي تبلغ كتلتها اكثر من 10 مرات كتلة الشمس) بالموت، تطور نفس الطريقة التي تتبعها النجوم العمالقة في البداية ثم يصبح التطور مختلف جدا.
النجوم ذات الكتل الهائلة كبيرة واللامعة، فبينما يسخن الهليوم الميت لتحويل الهليوم إلى الكربون والأكسجين، تتوسع النجوم في الحجم بدرجة رهيبة تقترب من حجم مدار الكواكب الخارجية للمجموعة، وتنتفخ العمالقة الحمر. أمثلة لذلك نجم Betelgeuse في برج الجوزاء Orion ونجم Antares في برج العقرب Scorpius.
السوبر عملاقة الهائلة جدا وبالرغم من خسارتها لمقدار كبير من الكتلة خلال الرياح الضخمة التي يطلقها النجم، والإنشطار النووي يمكن أن يستمر على نحو اكبر منه في العمالقة العاديين، وعندما ينتهي الهليوم يصبح خليط الكربون والاكسجين كثيفا وساخنا جدا مما يسبب التحول إلى خليط من النيون والمغنيسيوم والأوكسجين. إنشطار الهليوم والهيدروجين كان قد بدأ بالتحرك الى خارج القلب ويحيط به، وعندما ينتهي إنشطار الكربون في القلب تاركا وراءه مزيج النيون والمغنيسيوم والأكسجين، تبدأ بالتحرك للخارج بإتجاه القشرة، ومازال خليط من الأوكسجين والمغنيسيوم والنيون في القلب، ومن ثم تبدأ بالسخونة ويحدث أندماج محولا المكونات إلى مزيج من السيليكون والكبريت، وكل مرحلة من مراحل الإنشطار تأخذ فترة زمنية أقصر من سابقتها.
وخلال فترات تطور النجوم السوبر عملاقة الحمراء يمكن أن يتقلص بعضها ويسخن ليتحول الى سوبر عملاق أزرق خلال تلك العمليات، أما خسارة الكتلة العظيمة التي عانت منها من قبل يمكن أن يلاحظ بأن نرى سطح ضخم غني بالهليوم والنتروجين والكربون الذي نتج عن الإنشطار النووي.

نجوم السوبر نوفا

أخيرا وفي داخل قلب النجم، يندمج السيليكون والكبريت لتكوين الحديد، العنصر الذي يعجز عن إبداء ردود أفعال الإنشطار الحاصلة توليد الطاقة. تربح الجاذبية الحرب الآن والتي استمرت طول عمر النجم، وحيث أن الجديد يرفض لا يستطيع أن يدعم نفسه، فإن مركز النجم يبدأ بالإنهيار وتتجزء ذرات الحديد إلى جزيئاته الاولية بروتونات ونيوترونات والكترونات (مكونات الذرة)، وتصبح الكتلة الكاملة مضغوطة في كرة ضيقة من النيوترونات بحجم يبلغ بضعة عشرات الكيلومترات، وينتج عن الإنهيار موجة إنفجار التي تمزق القشرة التي تحيط بعمليات الدمج النووية وبقايا الغلاف الخارجي، ويمزق بقية النجم تمزقا شديدا. من على الأرض يمكننا أن نرى النجم ينفجر في صورة " سوبر نوفا "في حدث قوي جدا لدرجة انه يكون مرئيا وملحوطا بسهولة حتى ولو كان في مجرة أخرى تبعد مسافات شاسعة.
السوبر نوفا ما زال حدث نادر في مجرتنا، تتكرر فقط مرتين او ثلاث مرات خلال قرن من الزمان، وأكثرها يختفي عنا بسبب سحب الغبار الواسعة المنتشرة في الفضاء والتي يتولد منها النجوم. من الأرض نلاحظ حوالي خمسة انفجارات عملاقة لكل ألفية، ولم نرى واحدا منذ ما حدث مع النجم Kepler 1604 (من المحتمل انه تكون من إنهيار قزم أبيض) والذي كان لامع جدا بحيث كان مرئيا في وضح النهار.
نحصل على معرفتنا بالانفجارات العملاقة من ملاحظتنا للمجرات الأخرى، أفضل هذه الإنفجارات كان في عام 1987 للمتفجر المسمى (SN 1987 a) في غيمة Magellanic الكبيرة التي تبعد عن مجرتنا مسافة حوالي 170,000 سنة ضوئية.. لقد مان الإنفجار قويا جدا بحيث انه لو حدث ضمن 30 سنة ضوئية حولنا فإن من المحتمل ان يتسبب ذلك بإتلاف الأرض، ولحسن الحظ، لا توجد نجوم قربنا مرشحة لتلك النهاية.

بقايا السوبر نوفا
عندما ينقشع حطام السوبر نوفا، نرى غلاف غازي واسع حول النجم القديم، بقايا السوبر نوفا هو الحطام الغني بالنواتج العرضية من التفاعلات النووية التي لا تعد ولا تحصى. نعتقد ان كل الحديد في الكون جاء من مثل هذه الاحداث وذو علاقة بالإنفجارات.
في الحقيقة بين العمالقة العاديين والسدم الكوكبية وكذلك إنفجارات النجوم العظيمة فإن كل العناصر ما عدا الهيدروجين والهليوم قد تكونت في النجوم.
بقايا السوبر نوفا الأكثر شهرة هو سديم السرطان Crab Nebula في برج الثور Taurus، وبقايا السوبر نوفا الاعظم 1054 الذي لوحظ جيدا من قبل الفلكيين الصينيين، بعد مرور عشرات آلاف السنوات من الإنفجار ما زل بإمكاننا أن نرى موجات الإنفجار الهائلة تكتسح غازات الفضاء البين بين النجوم، يضغطها وربما لتشكيل نجوم جديدة.

نجوم النيوترون والاشعاعات الكونية

في مركز غيمة متوسعة يوجد نجم نيوتروني وحيد يسرع العديد من المرات خلال الثّانية الواحدة، مع كتل أعظم من كتلة الشمس، يكون القطر بحجم بلدة صغيرة وذو كثافة رهيبة تبلغ حوالي 100 مليون طن لكل سنتيمتر مكعب، إن الحقول المغناطيسية لمثل هذه النجوم المنهارة تزداد مع الكثافة إلى ملايين الملايين المرات مثل التي للأرض.
تكون المغناطيسية قوية جدا بحيث ان الإشعاع يشع خارج المحور المغناطيسي، ويميل المحور بالنسبة إلى محور الدوران (مثل الأرض)، والتذبذب الحاصل حوله مثل نجوم صغيرة تسبح والطاقة المشعة تنتشر في الفضاء. من بعيد يبدو النجم مثل فنار، إذا كانت الأرض في الطريق نحصل على إشعاع الإنفجار، ومن هنا نرى النجم النيوتروني مثل إشعاع كوني. الاشعاع الحديث ينبعث على شكل موجات راديوية وأشعة سينية وأشعة غاما. وعندما تتقدم تلك الاشعة في العمر تتباطأ وتبعث فقط بموجات راديوية.

الثقوب السوداء

إنهيار نجم وتحوله الى سوبر نوفا سيحوله إلى نجم نيوتروني فقط إذا كانت كتلته أقل من حوالي مرة او ثلاث مرات مثل كتلة الشمس، اما إذا كانت الكتلة أعظم واكبر فإن كثافة النجم الضخمة لا تستطيع الاحتفاظ بالجاذبية، وبدلا من تكون نجم نيوتروني يكون الانفجار الكبير نجم لا يمكن أن يدعم شئ ضد الجاذبية، ويتقلص الجسم إلى الأبد في نصف قطر صغير، وتصبح القوة الجذبية عظيمة جدا بحيث ان الضوء لا يستطيع الهروب، ويختفي النجم إلى الأبد في إنهيار ضخم وهائل مكونا حفرة مظلمة التي نشير إليها بالثقب الاسود.












النجوم المزدوجة

مكونات بعض النجوم المزدوجة متساوية تقريبا في الكتلة ودرجة السطوع ويسيطر واحدا منهم على الآخر، بعض النجوم المزدوجة تكون بعيدة جدا عن بعضهما البعض ويستغرقون آلاف السنوات للدوران حول بعضهما البعض؛ والآخرون قريبون جدا بحيث ان دورتهم حول بعضهم البعض تستغرق أياما قليلة أو حتى ساعات. تسمح النظرية الجذبية لنا بقياس كتل النجوم من تشخيص مداراتها؛ مثل هذه المقاييس هي الطريق الوحيد لايجاد كتل نجمية.
أمثلة للنجوم المزدوجة المرئية بشكل بصري Alpha Centauri، Acrux، Almach، Albireo، وMizar.










تشكيل النجوم المزدوجة
عندما يتكثف نجم جديد من الغازات يدور بسرعة، وإذا كان تقلص النجم بسرعة بما فيه الكفاية يمكن أن ينفصل أو يتطور إلى زوج من النجوم بدلا من نجم واحد، ومكونات هذا التقلص يمكن أن تنفصل الى الضعف، منتجا نجم ثنائي مضاعف، والأكثر شهرة هو Epsilon Lyrae في برج القيثارة Lyra.

تجمعات النجوم

انتشرت تجمعات النجوم في مجرتنا درب التبانة في الماضي، فقد ظهرت أولا عندما تشكلت مجرتنا، ربما آلاف العناقيد جابت مجرتنا اما اليوم فما تبقى منها في حدود 200 تجمع. العديد من تجمعات النجوم تحطمت على مدار الحقب المتوالية بالمواجهات المشؤومة المتكررة مع بعضهم البعض أو بتأثير مركز المجرة، أما الآثار الباقية على قيد الحياة فهي أقدم من العصور المتحجرة للأرض واقدم من أية تراكيب أخرى في مجرتنا.











صور للنجوم

Gl623b

اصغر نحم اكتشف في مجرتنا يبعد 25 سنة ضوئية عنا

Image Credit
NASA/ESA

سوبرنوفا لنجم متفجر لوحظ من على الارض في مايو 1006 بعد الميلاد الانفجار حدث قبل ذلك بسبعة الاف سنة

Image Credit
NOAO

إحتضار نجم

تجمع النجوم المسمى M3

Image Credit
Indiana University, NOAO

قزم ابيض

السهم يشير الى نجم قزم ابيض
Sirius B

الدوائر تشير الى النجوم القزمة البيضاء في التجمع النجمي
M 4

بقايا سوير نوفا ونجم نيتروني

Image Credit
ROSAT Project, NASA

ثقب أسود في مركز المجرة الإهليليجية M 87 التي تبعد عنا 50 مليون سنة ضوئية وتقع في برج العذراء

Image Credit
NASA / ESA

تجمع نجوم داخل سديم اوريون وفي المركز تجمع نجمي المسمى شبه المنحرف يبعد عنا 1500 سنة ضوئية

Image Credit
NASA / CXC







ولادة النجوم






في الصورة مجموعة الثريا وبعض النجوم الاخرى


تولد النجوم من تجمعات غبارية وغازية في الفضاء تسمى السدم. وتوصف التجمعات الغازية الهائلة التي لم تتشكل بعد بأنها مفرخة أو مولدة للنجوم ، ويطلق عليها أيضاً "الحضانات" , لأنها حضانات للنجوم الوليدة. تتكاثف أجزاء من تلك الغمامة الهائلة تحت تأثير جاذبيتها ويؤدي ذلك إلى نشأة نجم أو عدة نجوم .
وتمر عملية ولادة نجم على مراحل : عملية يتكاثف خلالها جزء من الغيوم الجزيئية تحت فعل الجاذبية الذاتية وتتخذ شكلا كريا . وتظل تلك الكرة الهائلة من الغاز والغبار في الانكماش ويصاحب هذا الانكماش ارتفاع في درجة حرارة الغاز . يتكون الغاز في العادة من غازي الهيدروجين و الهيليوم وهما أخف العناصر . ويظل ارتفاع درجة حرارة الغاز بالانكماش فتتحول الذرات إلى أيونات وإلكترونات حرة ، وتسمى تلك الحالة البلازما. وتظل كرة البلازما تنكمش تحت فعل جاذبيتها (الجاذبية هي قوة جاذبية يختص بها كل جسم أو جسيم ) و يتزايد ارتفاع درجة حرارتها حتى تكون كافية لبدء تفاعل الهيدروجين المتأين لتكوين هيليوم . هذا التفاعل يسمى اندماج نووي و تنتج منه طاقة كبيرة كبيرة جدا ويبدأ النجم يضيء . حينئذ يصبح النجم نجما وتكون هذه هي ولادته .










ثنائي الشعرى اليمانية في صورة فنية مستوحاة (Quelle: NASA)



ويعتبر تطور النجوم أحد فروع الفيزياء الفلكية ويتضمن دراسة تشكل وولادة النجوم ودراسة الوسط بين النجمي والغيوم الجزيئية العملاقة كأسلاف لعملية ولادة النجوم ودراسة نجوم النمط المبكر ، وتكوّن الكواكب كنواتج مباشرة لولادة النجوم أيضاً.

وقد تولد النجوم في أزواج تدور حول بعضها البعض ، مثال على ذلك نجده في الشعرى اليمانية فقد اتضح أنه نظام مكون من نجم ثنائي ، كما توجد أنظمة تدور فيها ثلاثة نجوم حول بعضها .








سديم الجبار، صورة من تلسكوب هابل الفضائي. وموقعه مبين في الخريطة أعلاه باسمه M42.









صورة لحلقة بارنارد، كما ترى بعض مواقع السدم داخل السحابة، مثل مسييه 42.


وهذه التجمعات الغازية تسمى بـ السحابات الجزيئية نظرا لوجود الهيدروجين فيها في حالة جزيئية، من هذه السحب الجزيئية، سحابة الجبار الجزيئية التي تحتوي على حلقة بارنارد وسديم الجبار المشهور وأجزاء أخرى. و تتكون هذه التجمعات الهائلة من الغازات من الهيدروجين الجزيئي وبعض الغبار.السحب بها أيضا نسبة من غاز أول أكسيد الكربون الذي يمكن الكشف عنه بسهولة والعلاقة بين لمعان غاز أول أكسيد الكربون وكتلة الهيدروجين الجزيئي في هذه السحب يعتقد أنها ثابتة، أي أنه يمكننا حساب كتلة السحب من خلال معرفة قدر لمعان غاز أول أكسيد الكربون بها، لكن ذلك قد لا يكون صحيحا بعد اجراء الدراسات علي مجرات أخرى. (وبالرصد المستمر سيتم التعرف على المكونات بالضبط عاجلًا أم آجلاً).




العملية

انكماش السحابة الجزيئية

تتجمع هذه الغازات والغبار تحت تأثير الجاذبية التي تشدها لبعضها البعض. وتنكمش هذه السحابة على بعضها البعض وتستمر في الانكماش وتزيد كثافتها إلى حد مخيف. وعند لحظة معينة ومع كتلة وكثافة معينة لهذه الغازات يبدأ (هذا الشىء الذي لا يطلق عليه لفظة نجم بعد) بالانهيار والضغط على نفسه تحت تأثير الجاذبية التي لا تفتأ تجذب كل الذرات إلى المركز. وهنا يحدث الحدث الفارق.
يبدأ تشكيل النجم بعدم استقرار جذبي داخل الغيمة الجزيئية سببه في أغلب الأحيان موجات تصادمية تنتج من مستعر أعظم supernova أو اصطدام مجرتين . عندما تصل منطقة إلى كثافة مادية كافية تفي معايير عدم استقرار جينز فإن التكاثف المادي يبدأ بالانكماش تحت قوته الجذبية الذاتية. وبانكماش الغيمة تتشكل فيها تكتلات فردية من الغبار الكثيف والغاز المعروف بكريات بوك وهي تحتوي في حدود 50 تكتل شمسي من المادة . فبازدياد تقلص الكرية و زيادة كثافتها ، تتحول الطاقة التجاذبية إلى حرارة وترتفع درجة الحرارة. عندما تصل الغيمة تقريبا إلى الحالة المستقرة من موازنة الضغوط فالنجم المبكر يتشكل في المركز.
فترة الانكماش الجذبي تدوم تقريبا لمدة 10-15 مليون سنة. النجوم المبكرة لأقل من تكتلين شمسيين تدعوان نجوم مخطط الحرارة والزمن والتحول بينما ذوات الكتلة الأعظم هي نجوم HERBIG. هذه النجوم المولودة حديثاً تبعث طائرات من الغاز على طول محورها من الدوران، وينتج رقع صغيرة معروفة بـ"سحابة HERBIG –HARO".









بدء الاندماج النووي وتكون النجم الأولي

تحت تأثير الضغط الشديد للداخل يحدث الاندماج النووى بين نوى ذرات الهيدروجين وينطلق أول شعاع للحرارة والضوء والضغط ليقاوموا الجاذبية ويسمى هذا النجم الوليد بـ"النجم الأولي" (Proto-Star).
وسرعان ما تزداد عملية الاندماج Fusion بين ذرات الهيدروجين مكونة غاز الهيليوم مع حرارة وضوء ناتجة من مخلفات التفاعل، وتتوجه الطاقة الناتجة من التفاعلات النووية نحو سطح النجم ليشع بنوره معلنا ولادة نجم جديد.







إتزان النجم الجديد

كما أسلفنا أن الاندماج داخل النجم يولد ضغطاً معاكساً لوزن مادة النجم (الجاذبية) ولكن هيهات, الجاذبية لا تهدأ ولا تكل ولا تمل من ضغط النجم للداخل. وعلى الجانب الآخر لا تهدأ طاقة النجم الداخلية الناتجة عن الاحتراق بالاندماج النووى لتضغط النجم إلى الخارج. و هنا فقط نوضح هاتان القوتان اللتان تسيطران على النجم منذ مولده وطيلة حياته وحتى موته بانفجاره أو بتحوله إلى قزم أبيض أو قزم بنى:







الجاذبية

و هي ميل الكتل والأجسام للتحرك والانجذاب نحو بعضها البعض كما في الجاذبية بين الأرض والشمس، أو بين الاجرام السماوية وبين بعضها.وهى القوة التي تمسك بالأشياء كى لا تطير بعيداً... هي التي تجعلك ملتصقاً بالأرض وهي التي تجعل النجوم لا تشرد بعيداً عن تجمعات النجوم والمجرات. إنها قوة جاذبة تقرب دائما الأشياء من بعضها البعض وفى حالة النجم، هي التي تجمع جزيئاته قريبا من بعضها وتقربها من بعضها البعض. و قد عرفت الجاذبية بمفهومين.
أولاً مفهوم الجاذبية الكلاسيكية لنيوتن. وثانياً تعريف اينشتاين لها في نظرية النسبية العامة.
التعريف الأول قانون الجاذبية العام لنيوتن : أن كل جسم يجذب جسما آخر في الكون بقوة محمولة على الخط الواصل بين المركزين وشدتها متناسبة طرديًا مع كتلتيهما وعكسيًا مع مربع المسافة بينهما ووضع لها معادلة ناجحة جدا في وصفها.


قانون الجذب العام لنيوتن


الصورة القياسية لقانون الجذب العام لنيوتن




حيث. F هي القوة الناتجة عن الجاذبية. G ثابت الجذب االعام بين الكتل. m1 هي كتلة الجسيم الأول. m2 هي كتلة الجسيم الثاني. r هو البعد بين الجسيمين.
تعتبر قوة الجاذبية في الميكانيكا الكلاسيكية قوة مباشرة بعيدة المدى بمعنى أن هذه القوة تستطيع التأثير عن بعد بدون واسطة ويتم تأثيرها بشكل لحظي فأي تغير في موقع أحد الجسمين يرافقه تحول لحظي في الجاذبية بينه وبين الجسم الآخر.
و تولد الجاذبية حولها مجالا يسمى بمجال أو حقل الجاذبية، وهو الحقل المتجهي الذي يصف قوة الجاذبية التي سيتم تطبيقها على أي كائن في نقطة معينة في الفضاء.وهو الذي يجعل تأثير الشمس على الكواكب يصل إلى حد معين في الفضاء لا تستطيع بعده أن تجذب شيئاً آخر. وإن كان سيتبقى ما يسمى بـ (المايكرو جرافيتى) Micro Gravity لأن تأثير الجاذبية يظل يضعف ويضعف ولكنه لا يختفى أبداً، فهى من أكثر القوى الكونية اتساعاً في المجال. جدير بالذكر أن القوى الكونية أربعة فقط وهم (الجاذبية والكهرومغناطيسية والقوى النووية القوية والقوى النووية الضعيفة).
الجاذبية ليست أقواهم ولكنها تتمتع بأنها الأوسع مجالاً وتأثيراً في الفضاء وتتمتع أيضا بأنها في حالة زيادة مستمرة طالما زادت الكتلة بينما القوى الأخرى يلغى بعضها بعضاً (ولهذا سيكون هناك بعض المقالات عن هذا الاختلاف)
التعريف الثاني هو من خلال نظرية النسبية العامةGeneral Relativity لاينشتاين وتنص على أن وجود أي شكل من أشكال المادة أو الطاقة أو العزم يحدث انحناء في الزمكان وهو تعريف خاص بالنسبية يعتبر أن الفضاء المكانى والزمان هم خيوط من نسيج واحد ينحنى معا، وبسبب هذا الانحناء فإن المسارات التي تسلكها الأجسام يمكن أن تنحرف أو تغير اتجاهها ضمن الزمن. وهذا الانحراف يظهر لنا على أنه تسارع نحو الأجسام الكبيرة وعرفه نيوتن بأنه ثقالة أو جاذبية وعرفه اينشتاين على أنه انحناء للمكان والزمان الكونى نتيجة لوجود هذا الجسم به ونتيجة لهذا الانحناء تتجه الأجسام الأخرى إليه ككرة تقع في بالوعة.
و كما هو موضح فان كل جسم يحنى الزمكان حوله ويجعل الأجسام الأخرى تتجه إليه ليتصقوا سويا. و هذه هي فكرة الجاذبية بكل بساطة.












(الارض تحنى الفضاء من حولها)







قوى الاندماج النووى


الاندماج النووي عملية تتجمع فيها نواتان ذريتان لتكوين نواة واحدة أثقل. ويلعب اندماج الأنوية الخفيفة مثل البروتون وهو نواة ذرة الهيدروجين والديوترون نواة الهيدروجين الثقيل والتريتيوم وهو نواة التريتيوم دوراً هائلاً في العالم وفي الكون، حيث ينطلق خلال هذا الاندماج كمية هائلة من الطاقة تظهر على شكل حرارة وإشعاع كما يحدث في الشمس، فتمدنا بالحرارة والنور والحياة. فبدون هذا التفاعل ما وُجدت الشمس وما وُجدت النجوم، ولا حياة من دون تلك الطاقة المسماة طاقة الاندماج النووي. وتنتج تلك الطاقة الهائلة عن فقد في وزن النواة الناتجة عن الاندماج النووي، وهذا الفقد في الكتلة يتحول إلى طاقة طبقاً لمعادلة ألبرت أينشتاين التي توضح العلاقة بين الكتلة والطاقة.





الاندماج النووي في نجوم بحجم الشمس أو أصغر (تحويل الهيدروجين"بروتونات" إلى هيليوم داخل الشمس).


يحدث تفاعل الاندماج النووي عندما تتداخل نواتان ذريتان. ولكي يتم هذا التداخل، لا بد من أن تتخطى النواتان التنافر الحاصل بين شحنتيهما الموجبتين (و تعرف الظاهرة بالـحاجز الكولومبي). إذا ما طبقنا قواعد الميكانيكا الكلاسيكية وحدها، سيكون احتمال الحصول على اندماج الأنوية منخفضا للغاية، بسبب الطاقة الحركية (الموافقة للهيجان الحراري) العالية جدا اللازمة لتخطي الحاجز المذكور. وفي المقابل، تقترح ميكانيكا الكم _وهو ما تؤكده التجربة_ أن الحاجز الكولومبي يمكن تخطيه أيضا بظاهرة النفق الكمومي، بطاقات أكثر انخفاضا.
وبالرغم من ذلك، فإن الطاقة اللازمة للاندماج تبقى مرتفعة جداً، وهو ما يقابله حرارة أكثر من عشرات أو ربما مئات الملايين من الدرجات المئوية حسب طبيعة الأنوية. وفي داخل الشمس على سبيل المثال، يجري تفاعل اندماج الهيدروجين المؤين عبر مراحل إلى تولد الهليوم، في ظل حرارة تقدر ب15 مليون درجة مئوية إلى 17 مليون درجة مئوية، ويحدث ذلك ضمن عدة تفاعلات مختلفة تنتج عنها حرارة الشمس.
و نختصر ببساطة، النجوم هي مفاعلات نووية عظيمة الحجم كل ما تفعله في حياتها كى تعيش هو أن تدمج ذرات لتحولها لذرات أخرى أكبر ويتحول جزء من الكتلة المفقودة إلى طاقة تخرج على صورة إشعاع وحرارة وجسيمات. وقد أعطت النسبية الخاصة علاقة بين كتلة الجسم وطاقته (E = mc2). والكتلة هي كمية مصونة، أى لا تفنى ولا تستحدث من العدم كما هي الطاقة بالضبط.
و عندما تتساوى القوتان ويستقر النجم تحت تأثير القوى المسيطرة عليه ,يكون لدينا نجم وليد, ولد من كميات هائلة من الغبار والهيدروجين. و ينهض كالعنقاء من هذا الرماد ليحيل الكون في مساحة حوله إلى نور وأشعة.
النجم الذي يولد يصنف من "نجوم المتسلسلة الرئيسية"Main Sequence Star والذي يصفه مخطط ال (اتش – أر) الذي يصف لمعان النجم مع درجة حرارته ونستطيع من خلاله التعرف على مصير النجم وحياته حتى موته.










مخطط H-R


ميلاد النجوم هذا هو حدث يومي كحدث فنائها والذي لا ينتهى دائما بعنف كما يتصور البعض، يحدث يوميا وفى كل مكان في كوننا الفسيح، كوننا المكون من 125 مليار مجرة في الكون المرئى فقط وكل منهم تحوى عدد من النجوم يسلوى في المتوسط 200 مليار نجمة.








حجم النجم الوليد

لكل نجم في بدايته حجم معين يعتمد اعتمادا كليا على كتلته ونوعية التفاعلات النووية بداخله.

• هناك النجوم الصغيرة والتي تسمى بالأقزام الحمراء وهذه النجوم تظل تحترق لتريليونات من السنين حرقا بطيئا لمادتها الداخلية وهى أطول النجوم عمراً بلا منازع فمنذ أن خلق الكون وحتى هذه اللحظة لم يمت أى من هذه النجوم فعمر الكون 14 مليار عام تقريبا وتحتاج هذه النجوم إلى تريليونات السنين لتموت.

• و النجوم متوسطة الحجم كالشمس وهى ذات الأعمار المتوسطة والتي تقدر بمليارات السنين "فقط" !. فيقدر عمر الشمس الحالى ب 5 مليارات عام وستظل على حالها هذا تحرق الهيدروجين وتحوله إلى هيليوم 5 مليارات عام أخرى وحتى يبدأ حرق الهيليوم بداخلها وتحويله إلى كربون وتنتفخ الشمس وتلتهم كوكب عطارد والزهرة والارض ويسخن مركزها بشدة وتتحول إلى ما يسمى بالعملاق الأحمر.

• و النجوم العملاقة (من 3 إلى 8 مرات كتلة الشمس) المرشحة للانفجار كسوبرنوفا وتترك خلفها نجماً نيوترونياً أو نجم نابض، وهذه النجوم عمرها قصير نسبياً ويقدر بملايين السنين لأنها تحرق وقودها بضراوة شديدة لكى تعادل قوى الجاذبية التي تريد سحق النجم إلى الداخل. وأخيرا ستنتصر الجاذبية عند أول بادرة من النجم لتكوين عنصر الحديد (قاتل النجوم) فتنكمش النجمة بسرعة ثم تنفجر انفجاراً عظيماً مطلقا مادتها في الفضاء لتكوين سدم أخرى يولد منها المزيد من النجوم الأصغر في الكتلة وعلى الارجح ستكون مجموعات شمسية كاملة.

• و هناك النجوم الأكبر من هذا كله والمرشحة للانفجار بما يسمى الهايبر نوفا وتترك خلفها ثقباً أسوداً وهى تصنف كالنجوم السابقة بالضبط والفرق الوحيد هو كتلتها التي تزيد عن 50 كتلة شمسية

• و هناك النجوم التي تنفجر وقت تكونها نظراً لوجود كميات رهيبة من المادة بداخلها فيكون انفجارها للخارج لحظياً وأقوى من قوى جاذبيتها.

• و هناك أيضا النجوم الفاشلة والتي تسمى بالأقزام البنية وهى النجوم التي فشلت كليا في تكوين أي اندماج نووى بداخلها, ولكنها كانت مرشحة لتصير نجمة إذا ما زادت كتلتها قليلًا (تشبه قليلا كوكب المشترى).... ويعتبر المشترى بطريقة ما نجم فاشل لانه مكون من الهيدروجين والهيليوم ولكن تنقصه الكتلة الحرجة التي يبدأ عندها النجم بتكوين أول اندماج نووى له، وبالتالى كنا سنراه على صورة شمس صغيرة تدور حول شمسنا الأم العملاقة.

وتختلف طريقة حياة النجم وطول عمره على حجمه وكتلته وبالتالي تختلف طريقة موته وفناؤه.
و هكذا قد رأينا، نجوم منها الكبير المتوحش ومنها الصغير ومنها المتوسط كشمسنا التي تبعد عنا مسافة 8 دقائق ضوئية(وهى أقرب النجوم إلينا) .الشمس التي وهبها الله لنا لتكون سبباً للحياة على كوكبنا الأزرق الجميل.
و قد يعتقد البعض أن النجوم البعيدة لا دخل لنا بها ولا دخل لها بنا. ولكن عند الرجوع بالزمن للخلف مليارات السنين, كانت ذرات أجسادنا وذرات النجوم موجودة في بوتقة واحدة. وبانفجار النجوم تنتشر الذرات في الكون.... وتبدأ الحياة التي أساسها الكربون والماء (هيدروجين وأكسجين). وكل هذا قد كون بداخل نجم من النجوم العملاقة. فالله خلق النجوم وجعلها سبباً في تكوين الحياة.

• 
  
  رسم فنان لقزم أحمر
• 
  
  
  
• 
  
  حجم الشمس وهي عملاق أحمر مقارنة بما كانت عليه في التتابع الرئيسي (main sequence)
• 
  
  رسم توضيحي من ناسا يبين نشأة مستعر أعظم Ia.
• 
  
  مقارنة بين حجم عملاق أزرق متوسط مثل النطاق وحجم الشمس.
• 
  
  قزم بني - تخيل فنان عن قزم بني من النوع الطيفي Y

تجمعات النجوم

عناقيد النجوم أو التجمعات النجمية هي من بين الأشياء الأكثر إثارة في السماء، فبعيدا عن أضواء المدينة وفي ليلة مظلمة يمكن بالعين المجردة أن ترى تلك التجمعات وقد بدت وانها تجمعت فيما بينها هنا وهناك في شكل رائع ومبهر للناظرين، هم فيما يبدو لنا مجتمعين بالقرب من بعضهم البعض، نعم هم كذلك اجتمعوا فيما بينهم في تكتل واحد، وأتخذ كل تكتل منهم صفاته ومميزاته الخاصة به من شكل ومكونات وعدد النجوم الذي يحتويه، ولكن لا ننسى اننا نتابع فضاء فسيح ويفصل بين كل نجم واخر سنوات ضوئية ومسافات شاسعة قد تصل إلى الاف السنين الضوئية.

العديد من النجوم سواء في مجرتنا أو في المجرات الاخرى المنتشرة في الكون هي جزء من نظم نجمية متعددة، فمنهم من هو جزء من نظام ثنائي حيث يدور نجمين حول مركز جاذبية مشترك، وهناك عدد آخر يكون من منظومة ثلاثية النجوم أو رباعية. وهناك بعض النجوم هي أيضا جزء من مجموعة أكبر وتتجمع معا في تجمعات تعرف بإسم عناقيد النجوم. وتلك العناقيد النجمية تختلف كل منها اختلافا كبيرا في الحجم والشكل وكذلك في محتواها من عدد النجوم، كما إنها تختلف أيضا في أعمار محتواها من النجوم من مجرد آلاف السنين إلى مليارات السنين.

ويمكن تعريف التجمع النجمي بأنه مجموعة من نجمين أو أكثر تجمعت معا عن طريق التجاذب المتبادل، وتشبه بعضها البعض في بعض الخصائص التي تشير إلى أصل مشترك للمجموعة، وعادة تتحرك النجوم في التجمع الواحد بنفس المعدل وفي نفس الاتجاه.

وقد صنف العلماء التجمعات النجمية إلى تصنفين رئيسيين، طبقا للشكل العام للتجمع وعدد ما يحتويه من النجوم داخله وتركيب محتويات ذلك التجمع بلإضافة إلى موقعه في المجرة وهما :-



- التجمعات الكروية
- التجمعات المفتوحة أو التجمع المجري

وهناك نوع أخر يشبه التجمع المفتوح ولكنه أقل تماسكا منه وينتشر في أطراف المجرة ويطلق عليه الترابط النجمي، وهناك تقسيم فرعي أخر يسمى التجمع الثنائي أو المتعدد للتجمعات الصغيرة من نجمين أو ثلاثة.

نشأة التجمع النجمي
عامة تعتبر السحب الكونية أو ما يطلق عليها السدم هي موطن ولادة النجوم، لذا فهي تعتبر مصنع النجوم في الكون بما فيها من غازات وجزيئات حيث أن بعض تلك السدم تحوي مواد تعادل كتلتها المئات أو الألاف من الكتل الشمسية، وهذا يعني أنها تتشكل في مجموعات أو عناقيد، فبعدما يتم تسخين الغاز وتتجمع كتل الجزيئات تبدأ عملية الولادة وتتجمع النجوم معا عن طريق الجاذبية.

وخلال عملية تبادل الطاقة بين تلك النجوم الناشئة، فإن بعضها تكتسب سرعة هروب من التجمع الناشئ Protocluster وتفلت منه وتصبح نجوم حرة مستقلة، وتتجمع البقية من النجوم بقوة الجذب بينها، متخذه مدارات وتدور حول بعضها البعض إلى الأبد.

وعندما يكون التجمع ناشئ تكون المع نجومه من التصنيف النجمي O و B و A . ويطلق عليها التجمعات المفتوحة بسبب تبعثر وإنتشار النجوم داخل الغيمة، وعادة ما يحوي هذا التجمع بين 100 و 1,000 نجم. أما التجمعات الأقدم فهي التجمعات الكروية وتحتوي كل واحدة منها على أكثر من 10,000 إلى الملايين من النجوم، وتبدو مدمجة ومضغوطة للغاية وبها أقدم النجوم في الكون.

توضيح لنشأة التجمع وتطوره

ولو عدنا إلى الوراء وبعد الإنفجار العظيم حين تشكلت المادة وتجمعت مشكلة تجمعات من النجوم والتي تجمعت سويا مكونة المجرات، وتمركزت تلك الحشود في البداية لتكون بمثابة قلب المجرة وأخذت في التطور على مر ملايين السنين، ولكن حقيقة أن التجمعات الغنية بالمعدن الموجودة بالقرب من نواة المجرة في حين أن التكتلات الفقيرة من المعدن تتواجد في الهالة أو أطراف المجرة الخارجية قد تشير تلك الحقيقة إلى وجود توزيع غير منتظم من العناصر في جميع أنحاء كتلتها البدائية. ومع ذلك فهناك أدلة على وجود حالات من الإفتراس بين المجرات، والذي يحدث فيها عملية دمج المجرات الأصغر مع الأكبر حجما التي ربما يختلفوا فيما بينهم في الخصائص والمكونات. والذي قد يؤدى ذلك إلى تعقيد الصورة من حيث تطورها الكيميائي، فمثلا في حالة التجمع الكروي أوميغا سنتوري يوحي بأن هذا الدمج قد يحدث على نطاق أصغر، فنجوم هذا التجمع غير متشابهة وغير عادية، وربما فريدة من نوعها، من خلال وجود مجموعة متنوعة من التراكيب الكيميائية، كما لو أنها جاءت من أكثر من تكتل واحد في وقت سابق.








الإندماج بين التجمعات النجمية

طبقا للدراسات الحديثة لبعض نماذج التجمعات النجمية، فإن السدم العملاقة والتي أتت منها العناقيد النجمية تنقسم أو تتجزء لاحقا لتجمعات أصغر وتنتشر في الفضاء وخلال الزمن يحدث إندماجات بين تلك العناقيد مكونة تجمعات أكبر، فلذلك يتابع العلماء هذه النجوم المنفلتة ودراستها لتطوير نماذج حاسوبية دقيقة لتطور العنقود خلال عمره.

ومن الممكن أن يعاد النظر في كون أن العنقود الواحد متجانس التركيب من أعمار ومكونات أعضاءه هي سمة عامة لكافة العناقيد، ولكن وجود حالات عملية من الإندماج بين التجمعات النجمية يجعل من وجود تجمعات نجمية غير متناسقة التركيب من حيث أعمار ومكونات أعضاءه أمر وارد وحتمي.
فقد تبين للعلماء بعد دراسة صور من تلسكوب هابل الفضائي للحظات الأولى من إصطدام بين عنقودين نجمين. هذا الإندماج يحدث بين تجمع نجمي في سديم Tarantula Nebula وعمره حوالي 25 مليون سنة والذي يبعد حوالي 170,000 سنة ضوئية عن الأرض.

وهو سديم داخل غيمة ماجلان الكبرى Large Magellanic Cloud . ويعتقد العلماء بأنه سيستغرق حوالي ثلاثة ملايين سنة ليتكمل. العنقود الأكبر يحتوي على حوالي 52,000 نجم، التف بشكل كبير وجذب عنقود أصغر مجهول ويحتوي تقريبا على عشرة آلاف نجم.

وقد صادف فريق من العلماء هذا الإكتشاف بينما كانوا يجرون مسحا عن النجوم العملاقة والتي تفلت من تجمعات نشأتهم بسرعات في حدود 100,000 كيلومتر بالساعة، وقد ركزا على هذا السديم لشهرته بإحتواءه لمثل تلك النجوم الشاردة حيث يعتقد العلماء أن عمليات الدمج تولد تفاعلات جذبية تؤدي إلى وصول بعض النجوم إلى تلك السرعات العالية.

الإندماج بين عنقودي نجمي في مجرة ماجلان الكبرى

التجمعات في المجرات الحلزونية

التجمعات المفتوحة الناشئة وتوابعها تحتل منطقة في الفضاء كسحابة من الهيدروجين المتأين (السدم الغازية) تساعد على تحديد مجال وشكل الأذرع الحلزونية. تلك المناطق التي يتركز بها ذلك التصنيف من التجمعات النجمية مرتبط دائما بوجود أذرع للمجرة من بدايته على أطراف الجزء الداخلي الساطع من المجرة وحتى نهاية الذراع. أما التجمعات الأقدم عمرا والتي لا تظهر أي ترابط مع الأذرع الحلزونية حيث أنه وخلال السنوات التي انقضت من عمرها إنتقلت بعيدا عن مكان ولادتهم لتصبح في مكان أخر داخل المجرة، فبينما تشكلت التجمعات النجمية المفتوحة وقدمت نجوم جديدة للأذرع الحلزونية، ظلت الحشود الكروية دون تغيير جوهري باستثناء اختلافات تطورها خلال الزمن. فهي تجمعات ضخمة جدا بحيث لا يمكن أن تتأثر كثيرا بقوى المد والجزر للمجرة، ولكن على الرغم من ذلك فأن أبعادها تحدد من خلال تلك القوى عند اقترابهم من مركز المجرة. والمثير للإعجاب فضلا عن أن وجودها منفردا، فإن كتلتها الكلية قد تبلغ حوالي عشرة مليون شمس، هذه الكتلة تعتبر صغيرة بالمقارنة مع كتلة المجرة ككل (حوالي 1 إلى 10,000). ووجودها يعنى ان المجرة في مرحلة مبكرة للغاية من عمرها.








التجمعات النجمية في مجرتنا

انتشرت تجمعات النجوم في مجرتنا درب التبانة في الماضي، ظهرت أولا عندما تشكلت مجرتنا، لربما آلاف العناقيد جابت مجرتنا. اما اليوم فما تبقى منها هو في حدود أقل من 200 تجمع فقط ، العديد من تجمعات النجوم تحطمت أو تلاشت على مدار الحقب المتوالية بالمواجهات المشؤومة المتكررة مع بعضهم البعض أو تحت تأثير مركز المجرة، أما الآثار الباقية على قيد الحياة فهي أقدم من العصور المتحجرة للأرض واقدم من أية تراكيب أخرى في مجرتنا.

فإذا تمكنا من رؤية مجرتنا من خارجها فستبدو مثل مروحة حلزونية عملاقة مضيئة، مع أكثر من 150 تجمع كروي ينتشر حولها. الجزء الغني من أذرعها الحلزونية سيبدو مزين بالعشرات من التجمعات النجمية المفتوحة. وإن حالفنا الحظ لمتابعة دوران المجرة حول نفسها في فيلم يعبر بنا الزمن، فإننا سنرى التجمعات الكروية الهائلة تدور حول مركز المجرة في مدارات بيضاوية بفترات من مئات الملايين من السنين. اما التجمعات المفتوحة وتوابعها سنرى نشأتها من تكتلات من المادة والغاز التي تتواجد على شكل سحب أو غيوم والمنتشرة في الأذرع الحلزونية، تظهر وتبدأ دورة حياتها وتتشتت تدريجيا، ومن ثم تتلاشى.









التجمعات النجمية في المجرات الأخرى

لم يكتفي العلماء بدراسة التجمعات في مجرتنا فحسب، بل تجاوزوها إلى المجرات الأخرى خارج مجرتنا ولا سيما المجرات التي تقع داخل التجمع المجرى المحلي. فتمت دراسة واكتشاف تجمعات نجمية في المجرات الجوار، ولكن تصنيفها في هكذا حالة من البعد الهائل حيث المسافات الشاسعة بين المجرات يجعله أمرا صعبا، ومع ذلك تم انجاز دراسات على ألوان الطيف الواردة إلينا من التكتل بأكمله لعدد قليل نسبيا منهم. فقد تم إكتشاف مئات من التكتلات في أقرب المجرات إلينا وهي المجرتين القزمتين غيمة ماجلان الكبرى والصغرى Magellanic Clouds ، ومجرة اندروميدا.











التجمعات في مجرتي ماجلان

تشير التقديرات إلى أن مجرة سحابة ماجلان الصغرى، والتي تبعد عنا مسافة 200,000 سنة ضوئية، تحتوي على حوالي 2,000 تجمع مفتوح. وفي مجرة سحابة ماجلان الكبرى، والتي تقع على مسافة 163,000 سنة ضوئية، تحتوى على ما يقدر بـ 4,200 تجمع. معظمهما من التجمعات النجمية المفتوحة الناشئة مثل NGC 330 و NGC 1866. بعض تلك التجمعات المفتوحة تحتوي على نجوم نابضة وهي في التركيب الكيميائي مماثلة للتركيب العام لمجرتنا ولكن ليس بالشكل الكامل للتماثل.

أما التجمعات الكروية فإنها تقسم إلى مجموعتين متميزتين. المجموعة الأولى، وهي الحمراء، وفيه خلل كبير في نسب المعدن ومماثلة للتجمعات الكروية في مجرتنا، ومشهورة بإحتوائها على بعض نجوم النابضة الدورية Lyrae RR. والمجموعة الثانية منها فهي كبيرة ودائرية الشكل، مع زرقة في اللون أكثر بكثير من التجمعات الكروية العادية لمجرتنا، وأعمارها من حوالي مليون إلى مليار سنة، وهي تشبه التجمعات المفتوحة في نفس السحابة ولكن بكثافة نجوم أكثر.

تجمع نجمي NGC 1929 في مجرة ماجلان الكبرى

التجمعات في مجرة اندروميدا

في المجرة المجاورة لنا اندروميدا (M31) تم التعرف على حوالي 400 تجمع نجمي كروي، بينت الدراسات من بعض هذه التجمعات أنهم لديهم محتوى من المعادن أعلى من الحشود الكروية من المجرة، وما يقرب من نصف عددهم تقع على مسافة 80,000 سنة ضوئية من مركز المجرة. وأغنى تكتل في تلك المجرة هو التجمع NGC 206 بكتلة تقدر بحوالي 200,000 شمس، كما تم العثور على بعض الحشود الكروية حول المجرتين القزمتين التابعتين لأندروميدا وهما مجرة NGC 185 ومجرة NGC 205.

التجمعات فيما وراء التجمع المجري المحلي

وبعيدا عن التجمع المجري المحلي وعلى بعد حوالي 45 مليون سنة ضوئية وصولا إلى تجمع العذراء المجري، وبالتحديد في المجرة الإهليلجية العملاقة M87 أو NGC4486 تبدو وانها محاطة بحوالي 13,000 تجمع نجمي كروي، وتفيد الدراسات أنه وفي المجرات الإهليلجية الأخرى في هذا التجمع المجري لديهم أيضا تجمعات كروية والتي هي مماثلة لتلك التي في المجرة M87، على الرغم من أن عدد أعضائها من النجوم أصغر بكثير.







النجوم المزدوجة والمتعددة
قد يؤدي تشكيل النجوم إلى تشكيل أنظمة نجمية متعددة، على الاقل كما هو غالب في النظام النجمي الفردي، مثل حال نظامنا الشمسي، إذا كانت كتلة كوكب المشتري اكبر بضعة مرات لأصبح نجما.

فعندما يتكثف نجم جديد من الغازات يدور بشكل سريع، وإذا صادف أن كان تقلص النجم سريعا يمكن أن يؤدي الى إنفصاله إلى زوج من النجوم بدلا من نجم واحد، وقد تتكرر هذه العملية وتنفصل الى الضعف، منتجا نجم ثنائي مضاعف، والأكثر شهرة هو Epsilon Lyrae في برج القيثارة Lyra.

ومن أمثلة تلك العناقيد ......

WNC 4 (M 40) - NGC 6994 (M 73)

عنقود نجمي مفتوح

Image Credit
David Malin (AAO), AATB, ROE, UKS Telescope

التجمعات النجمية الكروية





هو تجمع كروي الشكل من النجوم الكبيرة العمر والتي غالبا تشترك في أصل مشترك واحد، وتحتوي العناقيد الكروية من عشرات الآلاف إلى ملايين النجوم، وتستغل مساحة من 100 إلى 300 سنة ضوئية تقريبا. ويحتوي البعض منها ثقوب سوداء متوسطة الحجم في مركزها. ويعتقد ان العناقيد الكروية قد تشكلت قديما جدا من جيل سابق من النجوم (الجيل الثاني)، والتوقعات الحالية تقدر عمرها من 12 إلى 20 بليون سنة؛ وأفضل تقدير لربما من 14 إلى 16 بليون سنة.

وخلافا للعناقيد المفتوحة والترابطات النجمية فإن العناقيد الكروية ذات ترابط جذبي محكم بين أعضاء العنقود من نجوم. ويتواجدون في الهالة المجرية والإنتفاخ المجري، ويتركزون قرب مركز المجرة.

وقد تم تحديد حوالي 160 عنقود كروي في مجرتنا، يتواجدون كلّهم في مدارات مستطالة جدا وشاذة والتي قد تأخذهم بعيدا خارج درب التبانة، وأكثر المجرات الأخرى لها أنظمة عنقودية كروية أيضا.

بالرغم من أن العناقيد الكروية تبدو كروية الشكل في الغالب إلا أنه يمكن أن تأخذ شكلا إهليجيا بسبب التفاعلات المدية. وقد لوحظ أن العناقيد في مجرتنا ومجرة اندروميدا تاخذ أشكال شبه كروية مفلطحة بعض الشئ، بينما في سحابة ماجلان الكبرى تكون أكثر إهليليجية في الشكل.

العناقيد الكروية لها أهمية في علم الفلك حيث يعتبرها الفلكيون أنها الخطوة أولى لفهم مقياس مسافة الكون، ونظريا يستعمل الفلكيين طريقة ملاحظة العناقيد الكروية لتحري تطور وفترة حياة النجوم. حيث انه من المفترض أن كل النجوم في عنقود معين يكون له نفس العمر تقريبا، وقد إستنتج فلكيون بأن النجوم الهائلة تتغير بسرعة بمرور الوقت أكثر من الجوم الأقل كتلة.









أصل العناقيد الكروية

كان يعتقد أن غالبية التجمعات الكروية في مجرتنا هي عناقيد محلية قديمة والتي تشكلت في نفس الوقت كبقية المجرة قبل حوالي 10 بليون سنة، حيث أن معظمها يشير أن مكوناتها متماثلة في العمر، ولكن بعد دراسة لعدة عناقيد في مجرتنا والمجرات الأخرى تبين أن مكوناتها غير متجانسة، بشكل يوحي بأنها لربما قد أسرت من المجرات الأصغر الأخرى القريبة من مجرتنا، كما أن بعض تلك العناقيد سواء في مجرتنا أو مجرات أخرى هائلة جدا في الحجم وبكثافة تصل إلى مليون كتلة شمسية ومكونات متعددة من النجوم يوحي كذلك بأنها ليست كلها من أصل واحد. ويمكن أن يعتبر هذا كدليل على أن العناقيد الكروية الهائلة الحجم هي في الحقيقة قد تكون مراكز لمجرات قزمة التهمت من قبل المجرات الأكبر، بالإضافة إلى انها ليست بالضرورة أن تكون آثار من الأجيال السابقة للنجوم، مثال لذلك أيضا إندماج العناقيد في حالات إصطدام المجرات والتي يمكن أن تتسبب في خلق عناقيد مضيئة جدا تجعلها تبدو وكأنها عناقيد الكروية.










مكونات العناقيد الكروية

العناقيد الكروية عموما مؤلفة من مئات آلالاف من النجوم القديمة المنخفضة المعدنية. وأنواع النجوم التي وجدت في تلك العناقيد مشابه لأولئك النجوم الموجودة في نتوء المجرة الحلزونية لكنها إنحصرت في مساحة بضعة مئات من السنوات الضوئية، وتقريبا هذه العناقيد خالية من الغاز والغبار حيث أنه من المفترض بأن كل الغاز والغبار تحولا إلى نجوم منذ عهد بعيد.

هذه العناقيد يمكن أن تحتوي على كثافة عالية جدا من النجوم، بمعدل حوالي 0.4 نجم لكل فرسخ مكعب (3.26 سنة ضوئية)، وتزيد الكثافة كلما إتجهنا إلى مركز العنقود فتصبح من 100 إلى 1,000 نجم في الفرسخ المكعب الواحد، ومتوسط المسافة بين النجوم في تلك العناقيد حوالي سنة ضوئية واحدة (للمقارنة أقرب نجم إلينا يبعد 4.2 سنة ضوئية). تلك البيئة تعتبر غير مناسبة لتواجد أنظمة كوكبية لذلك فلا يعتقد أن نجوم تلك العناقيد وخاصة مركزها تمتلك تلك الأنظمة. حيث أن المدارات الكوكبية ستكون غير مستقرة بسبب مدارات النجوم الأخرى حولها، مع أنه هناك نظام كوكبي يدور حول نجوم في بعض العناقيد الكروية، ولكن يعتقد بأن هذه الكواكب تشكلت بعد الحدث الذي خلق هذا النجم.

في العادة تشتمل العناقيد الكروية على أعضاء من نجوم الجيل الثاني والتي لها نسبة منخفضة من العناصر ماعدا الهيدروجين والهليوم، إذا ما قورنت بنجوم الجيل الأول مثل شمسنا. يشير الفلكيون إلى العناصر الثقلية بالمعادن وإلى أجزاء هذه العناصر بالمعدنية، هذه العناصر تنتج عن طريق تفاعلات الأنصهار النجمي Stellar Nucleosynthesis ومن ثم تعاد إلى وسط ما بين النجوم، حيث يدخلون في تراكيب لنجوم جديدة. لذلك فإن نسبة المعدنية يمكن أن تكون إشارة إلى عمر نجم ما، حيث تكون النجوم الأقدم هي الأقل معدنية من النجوم الأحدث.

ويقسم العلماء العناقيد الكروية إلى نوعين مختلفين، الإختلاف الرئيسي بينهم التركز المعدني حيث المجموعة الاولى تحتوي على تركيز معدني أعلى من المجموعة الثانية. وقد لوحظ ذلك في العديد من المجرات وخاصة المجرات الإهليليجية العملاقة. كلتا المجموعتين هي تقريبا قديمة كقدم الكون نفسه ومتماثلة في الأعمار، ولكن الأختلاف هو في وفرتهم المعدنية، وقد أوضحت الدراسات والنماذج المحوسبة بعض أسباب ذلك مثل الإندماجات العنيفة بين المجرات الغنية بالغاز وكذلك إلتحام المجرات القزمة بمجرات أكبر إضافة إلى مراحل التشكل المتعدد للنجوم في مجرة معينة، وفي مجرتنا ترتبط العناقيد قليلة المعدن بالهالة المجرية والعناقيد الغنية بالمعدن مرتبطة بالنتوء المجري.

العناقيد الكروية لها كثافة هائلة جدا في عدد النجوم، لذلك فإن سيناريو الإصطدامات والتفاعلات بين أعضائها تحدث في أغلب الأحيان، وبسبب تلك اللقاءات العابرة، ينتج عنه أنواع أخرى من النجوم، مثل النجوم الزرقاء الشاردة والنجوم النابضة ونجوم ثنائية أكس، فالنجوم الزرقاء الشاردة تتشكل من إندماج نجمين ينتج عنه نجم له درجة حرارة أعلى من النجوم التي تكون بنفس اللمعان.










فترات الإسترخاء للعنقود الكروي

ما يحدث أن بعد تشكل العنقود فإن النجوم تبدأ في التفاعل الجذبي مع بعضهم البعض، وكنتيجة للموجهات بينهم يحدث تعديل وثبات في سرعة النجوم، وتفقد النجوم سرعاتهم الأصلية. وهذه المرحلة يطلق عليها وقت استرخاء العنقود. يتعلق هذا بالوقت الذي يحتاجه النجم لعبور العنقود بالإضافة إلى عدد الكتل النجمية في النظام كما أن فترة الإسترخاء تلك تتفاوت من عنقود لأخر، لكنها في المتوسط حوالي 10 مليار سنة.

ومن أمثلة تلك العناقيد ......

NGC 6994 (M 73) - WNC 4 (M 4) - NGC 1818 - NGC 6205 (M13)








التجمعات النجمية المفتوحة





التجمعات المفتوحة أو المجرية هي تجمعات من النجوم التي ترتبط مع بعضها البعض بفعل الجاذبية المتبادلة فيما بينهم ويعتقد بأن منشأها جاء من سحب الغاز والغبار الكوني الكبير المنتشر في درب التبانة وعادة يحتوي العنقود المفتوح من عشرات إلى ألف نجم متناثرة وبدون شكل محدد، وهي تتواجد في مناطق غنية بالغاز والغبار.

أكثر العناقيد المفتوحة لها حياة قصيرة كحشود نجمية، بعد ذلك تنفصل بعضها عن بعض على طول مداراتهم، والبعض منهم تنفصل وتهرب خارجة من العنقود، وقد يكون هذا الانفصال بسبب تغيرات السرعة الناتجة عن التقابلات او الاصدامات المتبادلة، وقد يكون بسبب قوة المد في الحقل الجذبي للمجرة او بسبب التصادمات بين حقول النجوم والغيوم التي تمر في طريقها.

تلفظ العناقيد المفتوحة معظم أعضائها خلال عدة م
لايين سنين، والقليل منهم فقط يتعدى عمرها المليار سنة. النجوم الفردية التي تهرب تدور حول مجرة في مدار مستقل، ويعتقد ولربما الى حد بعيد أن جميع النجوم المستقلة المدار في مجرتنا أو المجرات الأخرى يكون أصلها من عنقود وتركته لاحقا.

العنقود المفتوح NGC 604 في مجرة المثلث

ويعود سبب تسميتها بالتجمع المجري إلى إنتشارها في مجرتنا، وقد تم تصنيف أكثر من ألف عنقود مفتوح في مجرتنا، أغلبها موجودة في أذرع المجرة، اغلب العناقيد المفتوحة نشرت معظم نجوم اعضائها على طول مدارها بعد عدة مئات ملايين السنين فقط وبضعهم يبلغ عمره بلايين السنين، النجوم الفردية الهاربة تواصل مدارها حول المجرة كنجوم مستقلة ذات حقل مداري مستقل، كل النجوم ذوات الحقل المداري المستقل سواء في مجرتنا او في المجرات الاخرى يعتقد بأن أصلها جاء من تلك العناقيد والتجمعات.












تشكل العنقود المفتوح

يبدأ تشكل العنقود النجمي المفتوح مع انهيار جزء من سحابة جزيئية عملاقة، وهي سحابة باردة ذات الكثافة في الغاز والغبار والتي يبلغ محتواه منهم الى عدة آلوف من الكتل الشمس، ولديها كثافة تختلف من 102 إلى 106 جزئ هيدروجين محايد في كل سنيمتر مكعب وفقا لمحتوى السديم التي يبدأ فيها تشكل العنقود.

قبل عملية الإنهيار فإن المجالات المغناطيسية وعملية الاضطرابات داخلها بالإضافة إلى دوران تلك الغيوم يساهمون في المحافظة على توازن الغيمة الميكانيكي وإستقرارها، ولكن قد تحدث عوامل كثيرة تؤثر على هذا التوازن مما يتسبب في انهيارها وبدء موجة من تكون النجوم التي يمكن أن تؤدي في النهاية إلى تجمع نجمي مفتوح، عوامل مثل الموجات التصادمية من سوبرنوفا قريب، أو اصطدام مع غيوم أخرى، أو تأثير التفاعلات الجاذبية، وحتى من دون محفزات خارجية يمكن أن تصل الظروف داخل بعض مناطق السحابة إلى الوضع حيث تصبح غير مستقرة ويبدأ الانهيار.

منطقة السحابة المنهارة تخضع لعملية تفتت إلى مناطق وكتل أصغر وبشكل كثيف ولا سيما التي تعرف باسم السحب تحت الحمراء الداكنة، مما يؤدي في النهاية إلى تشكل لعدد يصل إلى عدة آلاف من النجوم. تشكل هذه النجوم داخل السحابة المنهارة يبدو غير ظاهرا، مما يحجبها عن انظارنا ولكنها تكون مرئية بالأشعة تحت الحمراء. وأما عن معدل تشكيل مجموعات مفتوحة في مجرتنا فإنها تقدر بواحدة كل بضعة آلوف السنين.

وحيث أن حوالي 30 إلى 40 % فقط من الغاز في السحابة يستخدم لتشكل النجوم، فإن عملية طرد الغازات المتبقية تكون مدمرة ومعيقة لعملية تشكل نجوم داخل السحابة. وهكذا فإن جميع التجمعات تعاني من فقدان كتلة النجوم الناشئة، في حين يتعرض جزء كبير منها للنهاية ويموت. عند هذه النقطة فإن تشكل عنقود مفتوح يعتمد على ما إذا كان تلك النجوم التي تشكلت حديثا مرتبطة بعضها البعض بالجاذبية، وإلا فسينتج عن ذلك تكون ارتباط نجمي، وحتى بعدما يتشكل العنقود سيكون محتويا فقط على بقايا من نجومه الأصلية التي انجبها داخله، وما تبقى بعد طرد الغاز خارج السحابة يصبح غير متماسكا مع بعضهم البعض فتترك تلك النجوم العنقود هاربة للخارج متخذة مكانا مستقلا داخل المجتمع المجري.

ويعتبر معظم إن لم يكن كل النجوم تشكل عناقيد، لذا فإن عناقيد النجوم هي من اللبنات الأساسية للمجرات. وعملية طرد الغاز التي تحدد شكل التجمع والتي قد تدمر العنقود نفسه عند عملية الولادة تترك بصماتها في البنى الشكلية والحركية للمجرات. معظم التجمعات المفتوحة تشكل ما لا يقل عن 100 نجم بكتلة من 50 أو أكثر كتلة شمسية. والعناقيد الأكبر تكون ذات كتلة تقريبا 104 كتلة شمسية، ويمكن تواجد عناقيد مفتوحة بكتل أضخم من ذلك والتي تكاد أن تكون قريبة من العناقيد الكروية.

ففي حين أن التجمعات المفتوحة والتجمعات الكروية تشكل مجموعتين متميزتين إلى حد ما، فلا يوجد هناك قدر كبير من الاختلاف في المظهر بين التكتل الكروي ضئيل الحجم والتكتل المفتوح الغني جدا، لكن بعض علماء الفلك يعتقدون أن كلا النوعين تشكلا عبر الآلية الأساسية نفسها، مع فارق هو أن الظروف التي سمحت بتشكيل مجموعات كروية غنية جدا والتي تحتوي على مئات الآلاف من النجوم لم تعد سائدة في درب التبانة في الوقت الحالي.








توزيع العناقيد في المجرات

في المجرات الحلزونية تتواجد المتجمعات المفتوحة بكثرة في الأذرع الحلزونية حيث انها مناطق مهيئة لذلك كون أن كثافة الغاز أعلى في تلك المناطق، كما أن التكتل عادة ما يتفرق قبل أن يكون لأعضاءه وقت للإنتقال خارج ذراع المجرة. وتتركز تجمعات مفتوحة على مقربة من إنتفاخ المجرة.

أما في المجرات الشاذة فتتواجد التجمعات المفتوحة في كافة أنحاء المجرة، ولكن يكون تركيزها في المناطق حيث تكون كثافة الغاز أعلى، ولم يلاحظ وجود تمجمعات مفتوحة في المجرات الإهليلجية حيث أنه قد توقف تشكل نجوم جديدة في ذلك النوع من المجرات منذ عدة ملايين من السنين، ولابد وأن تلك التجمعات المفتوحة والتي كانت موجودة منذ زمن بعيد قد تشتت.









المكونات النجمية للعنقود المفتوح

تميل التجمعات المفتوحة الى ان تكون مشتتة قبل أن تصل معظم نجومها إلى نهاية حياتهم، لذلك فإن الضوء الأتي منها يهيمن عليه النجوم الزرقاء الشابة وهي نجوم ضخمة وحارة جدا، وتكون ذات عمر قصير فقط بضع عشرات الملايين من السنين، أما النجوم كبار السن في التجمعات المفتوحة تميل إلى تكون نجوم أكثر أصفرارا.

قد تحتوي بعض التجمعات المفتوحة على النجوم الزرقاء الكبيرة والساخنة والتي تبدو أنها أصغر عمرا بكثير عن باقي نجوم التكتل. كما لوحظت تلك النجوم أيضا في العناقيد الكروية، في العناقيد الكروية وداخل مركزها الكثيف جدا يعتقد أنها ناشئة عن تصادم بين النجوم والذي ينتج عنه نجم أكثر سخونة وحجما. ولكن حجم الكثافة النجمية في التجمعات المفتوحة يكون أقل بكثير من حالة الحشود الكروية، والاصطدامات النجمية لوحدها لا يمكن أن تفسر الأعداد الملاحظة للنجوم الزرقاء الشاردة، لذا يعتقد أن معظمهم ربما نشأ نتيجة التفاعلات الديناميكية مع نجوم أخرى أو أن نظام نجمي ثنائي قد إندمج سويا مكونين تلك النجمة الزرقاء.

ما يحدث عامة للنجوم المتوسطة ومنخفضة الكتلة وبعد أن يستنفدوا محتواهم من الهيدروجين من خلال عمليات الاندماج النووي فإنها تقوم بإلقاء طبقاتها الخارجية مكونة سديم كوكبي وتتحول إلى نجوم من النوع الأقزام البيض. ولكن في حالة التجمعات المفتوحة حيث أن عدد الأقزام البيض في التجمعات المفتوحة لا يزال عموما أقل بكثير مما هو متوقع، لذك فإن التفسيرات المحتملة لعدم وجود الأقزام البيضاء بأن نسبة كبيرة من أعضائها تتشتت قبل أن تصل إلى مرحلة القزم الأبيض، أو أنه عندما يطرد عملاقا أحمر الطبقات الخارجية له لتصبح سديم كوكبي، فإنه بذلك يمكن أن يعطي نجوم أخرى حوله دفعة لبضعة كيلومترات في الثانية الواحدة، وهو ما يكفي لإخراجه من التكتل.

بسبب الكثافة العالية للتجمع عامة فإن أحتمال لقاءات بين النجوم تكون كبيرة وشائعة الحدوث. فتكتل نجمي من الف نجم في مساحة نصف فرسخ فإنه في المتوسط سيكون إحتمال لقاء نجم بأخر هو إحتمال وارد كل 10 مليون سنة، ويكون معدل هذا الإحتمال أعلى في التجمعات الأكثر كثافة. ويمكن لهذه اللقاءات أن يكون لها تأثير كبير على الأقراص المحيطة الغنية بالمادة والغازات والتي تحيط بالعديد من النجوم الناشئة، فإن الاضطرابات العارمة في حالة الأقراص الضخمة قد يؤدي إلى تكون كواكب ضخمة ونجوم أقزام بنية، منتجة بذلك رفقاء للنجم المضيف وعلى مسافات من حوالي مئة وحدة فلكية أو أكثر.

من تلك العناقيد والتي يمكن أن نراها بالعين المجردة عنقود Hyades في برج الثور، وعنقود كوما Coma Berenices ، وعنقود الثريا Pleiades، وعنقود Praesepe.

ومن أمثلة تلك العناقيد ......

NGC 6475 (M 7) - NGC 3293 - M 45 - NGC 2632 (M 44)






الترابطات النجمية

الترابطات النجمية Stellar Association

الترابط النجمي هو تجمع كبير جدا للنجوم التي تشترك في أصل واحد وتتماثل مع بعضها البعض وبشكل متناثر وتتميز بكون نجومها حديثة النشأة نسبيا، وتكون الرابطة الجذبية فيما بينهم ضعيفة إلى حد لا يسمح لها بالتكتل سويا، ولكنها ما زالت تتحرك معا عبر الفضاء وتنفصل عن بعضها البعض تدريجيا وفي غضون عشرة ملايين سنة، ويعتقد بعض العلماء أن هذه الترابطات نتيجة انفصال مجموعات من النجوم من مسقط رأسها أي مكان ولادتها. نجوم الترابطات عادة لا يتعدى عمرها أكثر من عشرة مليون سنة، وبعضها يستهلك مخزونها من الهيدروجين بسرعة كبيرة بِحيث يستنزفونه خلال مليون سنة تقريبا. وتتركز تلك الترابطات النجمية على طول الأذرع الحلزونية في مجرتنا، ولها عدة تصنيفات هي OB و R و T، وقد تتوجد الثلاثة أنواع سويا. وللتعريف بها يستخدم تصنيف الترابط مع إسم البرج الذي تقع فيه مع الرقم مثل Perseus OB2. وقد تم إدخال هذا التصنيف أول مرة عام 1947 من قبل عالم الفلك الأرمني فيكتور امبرتسومين Viktor Ambartsumian









التصنيف OB

يعتبر هذا الصنف هو مصدرالنجوم العملاقة إذ تحتوي على نجوم ذات كتلة عالية من الأنواع الطيفية O وحتى B2، وهي مجموعة متفرقة يبلغ عددها مابين عشرة وعدة مئات من النجوم، وتنتشر عبر منطقة تبلغ مساحتها عدة مئات من السنوات الضوئية. وجميع أعضاء هذا الترابط يكونون بنفس العمر تقريبا وتشكلوا من سديم واحد خلال عدة ملايين السنين الماضية. تتميز بلمعان واضح يشير إلى أن بعضها ينهي حياته بسرعة بعد إستهلاك الهيدروجين، ومن ثم تكون هي نفسها مصدر لتشكيل نجوم جديدة.

Center of the Cygnus OB2 association

Image: Palomar Sky Survey

التصنيف R

متميز بنجوم متوسطة الكتلة، وهي مجموعة من النجوم الشابة تقريبا بعمر أقل من مليون سنة وذات كتلة متوسطة من 3 إلى عشر كتل شمسية والتي هي لا تمتلك الطاقة الكافية لطرد مادة السديم خارجه لذا تكون محاطة بالغبار الذي يعكس الضوء من المحيط الذي حولها لذا يطلق عليها السدم المنعسكة. ويعتبر هذا التصنيف علامة مفيدة في تركيب أذرع مجرتنا الحلزوني.

Vela R2

التصنيف T

يحتوي على عدد كبير من النجوم صغيرة الكتلة من النجوم المعرفة بـ T Tauri stars وهي نجوم باردة نسبيا، مازالت في مرحلة الإنكماش ولا يتعدى حجمها ثلاث كتل شمسية وأقل. وعامة تكون هي النجوم التي تكون قد حجبت جزئيا وهي داخل السديم الذي تشكلت داخله، وهي أحد الأصناف الرئيسية في الترابطات النجمية. وهذا الصنف من الترابطات هو مكان نشأة 90 % من النجوم منخفضة الكتلة والـ 10% من داخل العناقيد النجمية، ويتفكك هذا الترابط بشكل تدريجي بعد حوالي عشرة مليون سنة.

T Tauri Star

Credit: C& F.Roddier (IfA, Hawaii), CFHT

ويكمن الفرق بين تلك الترابطات والتكتلات النجمية المفتوحة هو ضعف الترابط بين أعضاء التجمع في الترابط النجمي عنه في التجمع النجمي المفتوح أو الكروي، ففي حين يرتبط أعضاء التكتلات النجمية سواء المفتوحة أو الكروية معا عن طريق الجاذبية وفي تكوين محدد نسبيا، يكون الترابط النجمي هو من النجوم الشابة التي لم يتح لها الوقت الكافي للتحرك بعيداعن موقع الولادة المشترك لإعضائها.

ويتم تحديد تلك الترابطات في المقام الأول عن طريق إتجاهات الحركة المشتركة وأعمار أعضاء هذا الترابط بالإضافة إلى التركيبة الكيميائية. وحيث أن تلك النجوم قد تشكلت بالقرب من المنطقة وفي الوقت نفسه تقريبا ومن سحابة الغاز نفسها فيستطيع الفلكيون تحديد النجوم الأعضاء في كل ترابط حيث انهم يشتركون في نفس العمر، ونفس التركيب المعدني ونفس الحركة.






المجموعات النجمية المتحركة Stellar Kinematic Groups

معظم النجوم تتشكل داخل السحب الجزيئية وهي السدم، عندها تكون النجوم التي تشكلت داخل هذه السحابة تجمع نجمي مفتوح وترتبط سويا بالجاذبية ويحتوي هذا التجمع على عشرات الآلاف من الأعضاء مع أعمار وتراكيب متماثلة. ومع مرور الوقت تنفصل هذه التجمعات، عند ذلك فإن مجموعات من النجوم الناشئة التي افلتت من التكتل، أو تراخى رابط الجاذبية بينهم ولم تعد ملتزمة لبعضها البعض، تتكون حينها الترابطات النجمية، ومع مرور الوقت وتقدم هذه النجوم في العمر يقل الترابط العام بينهم وتنفصل إلى نجوم فراداى أو تتحرك ضمن تجمعات من النجوم.

ويمكن تعريف المجموعات النجمية المتحركة على أنها مجموعة من النجوم تتماثل فيما بينهم في الحركة ومتماثلة في الأعمار. وتشترك هذه النجوم في أصل مشترك واحد، مثل نهاية تكتل نجمي مفتوحة، أو ما تبقى من منطقة تشكيل النجوم، أو التداخل في انفجارات تشكل النجوم في فترات زمنية مختلفة في المناطق المجاورة.













الأبراج النجمية ( الكوكبات النجمية )





علم الفلك والابراج هو بحث علمي يهدف الى دراسة السماء بما فيها من نجوم ومجرات وسديم وليس له علاقة بمقدرات البشر او ما الى ذلك فكله بيد الله الواحد الذي خلق السموات والارض، والمجموعات النجمية ما هي إلا تقسيمات وهمية تهدف الى تحديد خارطة السماء، وقد بدأت الحضارات القديمة في هذا النوع من التقسيم فقد قسمت السماء الى اثنى عشر برجا او مجموعة كل برجا يعادل ثلاثون درجة أو ما يعادل الثلاثين يوماً ونتيجة لدوران الأرض في مدار بيضاوي حول الشمس فإن زاوية النظر للشمس من على الأرض تتغير خلال أيام السنة أي أن الشمس تنتقل ظاهرياً خلال الإثني عشر برجا ولتبقي في البرج الواحد قرابة الثلاثين يوماً لتكمل دورة ظاهرية واحدة خلال السنة أي خلال 365 يوم وربع اليوم.

الاسم الفترة ملاحظات عربي لاتيني إنجليزي الحمل Aries Rom 21 مـــارس 20 أبريــــــــل الإعتدال الربيعي الثور Taurus Buli 21 أبريــــــــل 21 مـــــــــايو الجوزاء Gemini Twins 21 مـــــــــايو 21 يونـــــــيو السرطان Canaer Crab 21 يونـــــــيو 22 يولــــــيو الإنقلاب الصيفي الأسد Leo Lion 21 يولــــــيو 22 أغسطس العذراء Virgo Virgin 21 أغسطس 22 ســـبتمبر الميزان Libra Scales 21 ســـبتمبر 22 اكتوبــــر الإعتدال الخريفي العقرب Scorpius Scorpion 21 اكتوبــــر 21 نــــوفمبر القوس Sagitarius Archer 21 نــــوفمبر 21 ديســـمبر الجدي Capricornus She-COAT 21 ديســـمبر 20 ينايـــــــر الإنقلاب الشتوي الدلو Aquarius Water Carrier 21 ينايـــــــر 18 فبــــراير الحوت Pisces Fishes 21 فبــــراير 20 مـــارس

المشهد السماوي الذي نراه اليوم لا يختلف كثيرا عما شاهده الإنسان القديم، ولكنه ليس ثابتا، مما يعني أنه وبعد مرور آلاف السنين قد يطرأ بعض التغير على أشكال ومكونات هذه الأبراج من النجوم، فقد يخرج نجم معين من كوكبة ليدخل في أخرى، وهكذا، فهو يتغير مع مرور الزمن، لكنه يحتاج إلى مدد زمنية بمقاييس كونية وليست بمعايير بشرية.

ومع تقدم العلم ووسائل مراقبة السماء تبين لنا أن المشهد السماوي الذي نراه ليست نجوم فقط بل هو حشد من نجوم وتجمعات نجوم ومجرات وسدم، لكل منها موقعها في السماء تفصل بينهم مساحات رهيبة، فيما تبدو لنا أنها نجوم متقاربة كما تخيلها القدماء على أنها مترافقة أو أنها تشكل تجمعا نجميا مترابطا، ولكن الحقيقة غير ذلك فقد تكون هذه النجوم التابعة لكوكبة معينة على مسافات متفاوتة - وهي فعلا كذلك - ولكن الفارق هو توهم المراقب من زاوية رؤيته بأن هذه النجوم تشكل تجمعا نجميا، فإن الأجرام السابحة في السماء هي ذات سرعات وأبعاد متفاوتة.








دائرة البروج

تدور الأرض حول الشمس فينتج عن ذلك إن الشمس تبدور ظاهريا أنها تتحرك في دائرة من الكرة السماوية يقسمها نصفين. وتسمى المنطقة التي يغطّيها الإثناعشر برجا بدائرة البروج. ولكن بسبب أن دائرة البروج ليست ثابتة ولكنها تدور نتيجة لترنح محول دوران الأرض حول نفسها، لذلك فإن في عصرنا الحاضر تمر الشمس خلال 13 منزلا أثناء رحلتها السنوية الظاهرية حول الأرض. وقد كان العدد قديما هو إثنا عشر برجا، وتم إدراج برج جديد هو "كوكبة الحية" حيث لم يكن ضمن الأبراج القديمة.

مسار الشمس

تتحرك الشمس ظاهريا في دائرة من الكرة السماوية والذي يقسمها لنصفين ويسمى هذا مسار الشمس، أما الأبراح الواقعة ضمن الدائرة التي تمر بمسار الشمس فإنها تسمى الأبراج السماوية، ويقطع مسار الشمس (في وسط دائرة البروج) مستوى الاستواء السماوي بزاوية ميل تسمى ميل دائرة البروج.


الإعتدال والإنقلاب

تبدو لنا الشمس أنها تتحرك خلال دائرة البروج (الخط الأحمر) في القبة السماوية، وعندما تبدو الشمس خلال الاعتدال الربيعي (خط الطول 0 °)، تكون الأرض على خط طول الأرض 180 درجة

الإعتدال Equinox هو تساوي الليل والنهار تقريبا في كل بقعة من بقاع الأرض، ويحدث ذلك عندما تكون الشمس عمودية فوق خط الاستواء بشكل مباشر، ويحدث ذلك في 20 أو 21 مارس وهو الإعتدال الربيعي في نصف الكرة الشمالي، ويحدث الإعتدال الخريفي للنصف الشمالي في 22 أو 23 سبتمبر، وتسميان أيضا بنقطتي الربيع والخريف، وأما في نصف الكرة الجنوبي فيكون على عكسه فحين يكون إعتدال ربيعي في النصف الشمالي يكون خريفي في النصف الجنوبي وهكذا.

وفي 21 يونيو تصل الشمس إلى أقرب نقطة إلى الشمال على مسار الشمس، وفي 21 ديسمبر تصل إلى أقرب نقطة إلى الجنوب. وهذان هما وقتي بداية الصيف والشتاء وتسميان أيضا بنقطتي الانقلاب (نقطتي انقلاب الشمس). وكل من نقط الربيع والخريف والصيف والشتاء يبعد عن الآخر بمقدار بمقدار 90° في المقياس السماوي.



وظاهرة الاعتدال تلك يمكن أن تحدث على أي كوكب يكون له ميل مؤثر على محور دورانه، وأكثر الكواكب إثارة هو كوكب زحل، حيث يحدث الإعتدال عندما تكون حافة حلقاته الرائعة مواجهة للشمس. لذا تظهر للمراقب من الأرض كخط رقيق. ولكن عندما ينظر إليها من الأعلى يختلف المنظر، حيث تكون من المع الكواكب رغم قلة أشعة الشمس التي يتلقاها، وقد شوهدت هذه الظاهرة للمرة الأولى خلال رحلة مسبار الفضاء كاسيني في عام 2009.

الانقلاب الشمسي Solstice هو حدث فلكي يحدث مرتين كل سنة مثل الإعتدلين، وهو عندما تصل الشمس إلى أعلى أو أدنى نقطة لها بالنسبة لخط الاستواء السماوي. ونتيجة لذلك تظهر الشمس في يوم الانقلاب كأنها قد وصلت إلى أعلى أو أدنى إرتفاع لها في الأفق عند الظهيرة. يحدث الانقلاب الشتوي يوم 21 أو 22 ديسمبر حيث تصل الشمس إلى أصغر ارتفاع خلال الظهر فوق الأفق في نصف الكرة الارضية الشمالي، أما الانقلاب الصيفي فيحدث يوم 21 أو 22 يونيو في نصف الكرة الارضية الشمالي حيث تكون الشمس في أعلى ارتفاع لها في الأفق عند الظهيرة، وعلى العكس يكون بالنسبة لنصف الكرة الأرضية الجنوبي، فبينما يكون في نصف الكرة الشمالي شتاءا يكون صيفا في نصف الكرة الأرضية الجنوبي، وإذا كان صيفا في النصف الشمالي يكون شتاءا في النصف الجنوبي.

وخلافا للإعتدال ليس من السهل تحديد وقت الانقلابين، فالتغييرات في الانحرافات الشمسية تصبح أصغر كلما إقتربت الشمس إلى الحد الأقصى أو الأدنى لانحرافها. فالأيام قبل وبعد الانقلاب وسرعة الانحراف أقل من 1/60 من الحجم الزاوي للشمس، أي ما يعادل ثانيتين فقط. مع هكذا فرق يصعب كشفه بأجهزة تقليدية مثل الإسطرلاب. كما أنه من الصعب الكشف عن التغييرات في شروق وغروب الشمس والتغيرات في زاوية السمت بسبب انكسار الضوء في الغلاف الجوي للأرض. ذلك يجعل دقة تحديد يوم الانقلاب على أساس الملاحظات خلال عدة الأيام المحيطة بالانقلاب شبه مستحيلا من دون استخدام أدوات حديثة وأكثر تعقيدا.






نظرة تاريخية

تخيل القدماء تكتلات النجوم بأشكال تتشابه مع الحيوانات والطيور وأشكال أخرى، وأطلقوا عليها أسماء الشكل الذي تخيلوه أو إستخدموا أسماء آلهتهم وأبطال أساطيرهم، سميت بأسماء يونانية ولاتينية وعربية وإغريقية، ولكن من الصعب حسم سبب تسمية كل برج من البروج بالتحديد وكيف اختيرت أسماؤها فلكل حضارة كان لكل شكل إسم، كما أن معظمها قديم قدم البشرية، بالإضافة إلى أن هناك ارتباط بين تسميات البروج والفصول الأربعة، فقد يكون القدماء قد أستخدموها ليكون وسيلة تقويم يعلمهم بالمواسم والفصول مثل مواسم الحصاد ومواعيد الأمطار وغيرها.

ويشير بعض المؤرخين إلى أن سكان دجلة والفرات منذ حوالي 3000 ق.م هم أول من أطلق معظم أسماء الكوكبات النجمية وكان حينها الاعتدال الربيعي 21 مارس تدخل الشمس ظاهرياً إلى برج الثور أي منذ عام 2825 ق.م كما تفيد الوثائق التاريخية وفي عام 450 ق.م أصبحت الشمس تدخل ظاهرياً إلى برج الحمل في (الاعتدال الربيعي) 21 مارس، وفي العام 1825 للميلاد أصبحت الشمس تدخل ظاهرياً إلى برج الحوت في 21 مارس الاعتدال الربيعي، وستبقي كذلك حتى عام 4190 م . لتغادره حينها إلى برج الدلو حيث سيكون بمشيئة الله تعالي الاعتدال الربيعي وهذا التغير في مواعيد الاعتدال الربيعي عبر مرور السنيين فإنه يصاحب ذلك التغير تغير في مواعيد الاعتدال الخريفي والانقلابين الصيفي والشتوي.

ولازال المنجمون الغربيون يتعاملون في تنجيمهم على المواعيد القديمة لمرور الشمس خلال البروج والذي أساسه دخول الشمس الظاهري لبرج الحمل في 21 مارس حيت الاعتدال الربيعي.








الكوكبات في العصر الحالي

يبلغ عدد الأبراج الرئيسية اليوم وحسبما صنفها العلماء 88 برجاً تغطي كامل النجوم المرئية في السماء، وأقر الاتحاد الدولي لعلم الفلك أسماء تلك الابراج باللغة اللاتينية، ويطلق العلماء أسماء على نجوم تلك الابراج بأحرف اللغة اللاتينية، فيكون المعها هو الحرف آلفا ثم بيتا فجاما وهكذا.













الأبراج النجمية ( جدول الكوكبات النجمية )




كان الإعتقاد قديما أن النجوم ثابتة ولا تتحرك، لذلك تخيلها الإنسان القديم أشكال لتجمعات تلك النجوم، والتي سميت فيما بعد أبراج أو كوكبات، وتعود معظم تلك التقسيمات بأسمائها إلى العصور القديمة، فنجدهم أطلقوا عليها أسماء آلهة أو حيوانات وأسماء أخرى لها علاقة بالأساطير السائدة حينذاك.

وفي العلم الحديث صنف العلماء حتى الان 88 مجموعة نجمية تغطي كافة انحاء السماء المرئية، ونظرا لتغير مواقع النجوم سواء كان يوميا او فصليا - التغير الفصلي مرتبط بحركة الأرض حول الشمس - ، لذلك جاء تقسيم العلماء للكواكب النجمية حسب الفصل الذي يغلب ظهورها فيه، ولهذا يقال عن كوكبات من النجوم أنها كوكبات الشتاء أو الصيف أو الخريف أو الربيع، لذلك رسم علماء الفلك خرائط النجوم لكل فصل على حدا اي اربعة خرائط للسماء خلال السنة الواحدة. وتفسير ذلك ان بزوغ نجم من النجوم يبكر كل يوم 4 دقائق زمنية عن يوم بزوغه في اليوم السابق، لذلك فإن بعد ثلاثة أشهر من بزوغه الأول سوف يتأخر عن موعده بمقدار ست ساعات، فيبدو لنا كأن النجم قد أتم دورة كاملة خلال عام تقريباً، والحقيقة أن الأرض تكون قد أتمت دورة كاملة حول الشمس.

مسلسل

الاسم

الموقع*

الشهر**

التقسيم العائلي***

الاختصار

عربي

لاتيني

1

And

المرأة المسلسلة

Andromeda

شمال

نوفمبر

مجموعة حامل رأس الغول

2

Ant

مفرغة الهواء

Antlia

جنوب

أبريل

مجموعة لاكييه

3

Aps

طائر الفردوس

Apus

جنوب

يوليو

مجموعة باير

4

Aqr

الدلو

Aquarius

جنوب

أكتوبر

مجموعة الدائرة

5

Aql

العقاب

Aquila

شمال/جنوب

سبتمبر

مجموعة الجاثي

6

Ara

المجمرة

Ara

جنوب

يوليو

مجموعة الجاثي

7

Ari

الحمل

Aries

شمال

ديسمبر

مجموعة الدائرة

8

Aur

ممسك الأعنة

Auriga

شمال

فبراير

مجموعة حامل رأس الغول

9

Boo

العواء

Bootes

شمال

يونيو

مجموعة الدب الأكبر

10

Cae

آلة النقاش

Caelum

جنوب

يناير

مجموعة لاكييه

11

Cam

الزرافة

Camelopardalis

شمال

فبراير

مجموعة الدب الأكبر

12

Cnc

السرطان

Cancer

شمال

مارس

مجموعة الدائرة

13

CVn

السلوقيان

Canes Venatici

شمال

مايو

مجموعة الدب الأكبر

14

CMa

ال*** الأكبر

Canis Major

جنوب

فبراير

مجموعة الجبار

15

CMi

ال*** الأصغر

Canis Minor

شمال

مارس

مجموعة الجبار

16

Cap

الجدي

Capricornus

جنوب

سبتمبر

مجموعة الدائرة

17

Car

القاعدة

Carina

جنوب

مارس

مجموعة مياه الجنة

18

CAS

ذات الكرسي

Cassiopeia

شمال

نوفمبر

مجموعة حامل رأس الغول

19

Cen

قنطورس

Centaurus

جنوب

مايو

مجموعة الجاثي

20

Cep

الملتهب

Cepheus

شمال

أكتوبر

مجموعة حامل رأس الغول

21

Cet

قيطس

Cetus

شمال/جنوب

ديسمبر

مجموعة حامل رأس الغول

22

Cha

الحرباء

Chamaeleon

جنوب

أبريل

مجموعة باير

23

Cir

البيكار

Circinus

جنوب

يونيو

مجموعة لاكييه

24

Col

الحمامة

Columba

جنوب

فبراير

مجموعة مياه الجنة

25

Com

الهلبة

Coma Berenices

شمال

مايو

مجموعة الدب الأكبر

26

CrA

الإكليل الجنوبي

Corona Australis

جنوب

أغسطس

مجموعة الجاثي

27

CrB

الإكليل الشمالي

Corona Borealis

شمال

يوليو

مجموعة الدب الأكبر

28

Crv

الغراب

Corvus

جنوب

مايو

مجموعة الجاثي

29

Crt

الباطية

Crater

جنوب

أبريل

مجموعة الجاثي

30

Cru

الصليب الجنوبي

Crux

جنوب

مايو

مجموعة الجاثي

31

Cyg

الدجاجة

Cygnus

شمال

سبتمبر

مجموعة الجاثي

32

Del

الدلفين

Delphinus

شمال

سبتمبر

مجموعة مياه الجنة

33

Dor

أبو سيف

Dorado

جنوب

يناير

مجموعة باير

34

Dra

التنين

Draco

شمال

يوليو

مجموعة الدب الأكبر

35

Equ

قطعة الفرس

Equuleus

شمال

سبتمبر

مجموعة مياه الجنة

36

Eri

النهر

Eridanus

شمال/جنوب

ديسمبر

مجموعة مياه الجنة

37

For

الكور

Fornax

شمال

ديسمبر

مجموعة لاكييه

38

Gem

التوأمان

Gemini

جنوب

فبراير

مجموعة الدائرة

39

Cru

الكركي

Grus

شمال

أكتوبر

مجموعة باير

40

Her

الجاثي

Hercules

جنوب

يوليو

مجموعة الجاثي

41

Hor

الساعة

Horologium

جنوب

ديسمبر

مجموعة لاكييه

42

Hya

الشجاع

Hydra

شمال/جنوب

أبريل

مجموعة الجاثي

43

Hyi

حية الماء

Hydrus

جنوب

ديسمبر

مجموعة باير

44

Ind

الهندي

Indus

جنوب

سبتمبر

مجموعة باير

45

Lac

العظاءة

Lacerta

شمال

أكتوبر

مجموعة حامل رأس الغول

46

Leo

الأسد

Leo

شمال

أبريل

مجموعة الدائرة

47

LMi

الأسد الأصغر

Leo Minor

شمال

أبريل

مجموعة الدب الأكبر

48

Lep

الأرنب

Lepus

جنوب

فبراير

مجموعة الجبار

49

Lib

الميزان

Libra

جنوب

يونيو

مجموعة الدائرة

50

Lup

السبع

Lupus

جنوب

يونيو

مجموعة الجاثي

51

Lyn

الوشق

Lynx

شمال

مارس

مجموعة الدب الأكبر

52

Lyr

القيثارة

Lyra

شمال

أغسطس

مجموعة الجاثي

53

Men

الجبل

Mensa

جنوب

يناير

مجموعة لاكييه

54

Mic

المجهر

Microscopium

جنوب

سبتمبر

مجموعة لاكييه

55

Mon

وحيد القرن

Monoceros

شمال/جنوب

فبراير

مجموعة الجبار

56

Mus

الذبابة

Musca

جنوب

مايو

مجموعة باير

57

Nor

مربع النجار

Norma

جنوب

يوليو

مجموعة لاكييه

58

Oct

الثمن

Octans

جنوب

أكتوبر

مجموعة لاكييه

59

Oph

الحواء

Ophiuchus

شمال/جنوب

يوليو

مجموعة الجاثي

60

Ori

الجبار )الجوزاء(

Orion

شمال/جنوب

يناير

مجموعة الجبار

61

Pav

الطاووس

Pavo

جنوب

سبتمبر

مجموعة باير

62

Peg

الفرس الأعظم

Pegasus

شمال

أكتوبر

مجموعة حامل رأس الغول

63

Per

حامل رأس الغول

Perseus

شمال

ديسمبر

مجموعة حامل رأس الغول

64

Phe

العنقاء

Phoenix

جنوب

نوفمبر

مجموعة باير

65

Pic

آلة الرسام

Pictor

جنوب

فبراير

مجموعة لاكييه

66

Psc

الحوت

Pisces

شمال

نوفمبر

مجموعة الدائرة

67

PsA

الحوت الجنوبي

Piscis Austrinus

جنوب

أكتوبر

مجموعة مياه الجنة

68

Pup

الكوثل

Puppis

جنوب

مارس

مجموعة مياه الجنة

69

Pyx

بيت الإبرة

Pyxis

جنوب

مارس

مجموعة مياه الجنة

70

Ret

الشبكة

Reticulum

جنوب

يناير

مجموعة لاكييه

71

Sge

السهم

Sagitta

شمال

سبتمبر

الجاثي

72

Sgr

الرامي ) القوس(

Sagittarius

جنوب

أغسطس

مجموعة الدائرة

73

Sco

العقرب

Scorpius

جنوب

يوليو

مجموعة الدائرة

74

Scl

معمل النحات

Sculptor

جنوب

نوفمبر

مجموعة لاكييه

75

Sct

الترس

Scutum

جنوب

أغسطس

مجموعة الجاثي

76

Ser

الحية

Serpens

شمال/جنوب

يوليو

مجموعة الجاثي

77

Sex

السدس

Sextans

شمال/جنوب

أبريل

مجموعة الجاثي

78

Tau

الثور

Taurus

شمال

يناير

مجموعة الدائرة

79

Tel

المرقب

Telescopium

جنوب

أغسطس

مجموعة لاكييه

80

Tri

المثلث

Triangulum

شمال

ديسمبر

مجموعة حامل رأس الغول

81

TrA

المثلث الجنوبي

Triangulum Australe

جنوب

يوليو

مجموعة الجاثي

82

Tuc

الطوقان

Tucana

جنوب

نوفمبر

مجموعة باير

83

UMa

الدب الأكبر

Ursa Major

شمال

أبريل

مجموعة الدب الأكبر

84

UMi

الدب الأصغر

Ursa Minor

شمال

يونيو

مجموعة الدب الأكبر

85

Vel

الشراع

Vela

جنوب

مارس

مجموعة مياه الجنة

86

Vir

العذراء

Virgo

شمال/جنوب

مايو

مجموعة الدائرة

87

Vol

السمكة الطائرة

Volans

جنوب

مارس

مجموعة باير

88

Vul

الثعلب

Vulpecula

شمال

سبتمبر

مجموعة الجاثي

* الموقع هو : موقع المجموعة شمال أو جنوب خط الاستواء.
** الأشهر المدرجة تختلف من مكان لأخر، وتفترض وجود الكوكبة في السماء بعد بداية الليل بقليل تقريبا، وقد تتواجد الكوكبة لأكثر من شهر، يعتمد ذلك على مكان تواجودك على الأرض.
*** التقسيم العائلي هو تجمعات من الكوكبات المتواجدة في نفس المنطقة من الكرة السماوية، وتنسب إلى أهم كوكبة داخل المجموعة والبعض تم تسمية تبعا للمناطق الأسطورية في الأساطير القديمة، وهناك مجموعتان باير ولاكييه سميت على أسماء مكتشف الشكل وهي في النصف الجنوبي. ويطلق علي التقسيم العائلي مجموعة أو تجمع الكوكبات.

يتبع

[U Are Mine]

ع فكرة انا كرهت الكون و الفضاء

إيه يـ راجل حرام عليك إحنا بنحبك

الـ موضوع حلو و مميز .. ربنا مع الـ هيقرا



بصراحة موضوع طويل بـ زيداة و مفيش تشويق بس مجهود جبار منك جداً :)

[ST0P_IM_T0P]

نجم مغناطيسي







رسم يظهر نجم مغناطيسي متضمنا خطوط الحقل المغناطيسي.


نجم مغناطيسي (بالإنجليزية: Magnetar) هو نوع من النجوم النيوترونية تتميز ب حقل مغناطيسي قوي. تصل شدة الحقل المغناطيسي في هذه النجوم إلى حوالي 100 مليار تسلا. وهي أقوى بحوالي 100 مرة من الحقل المغناطيسي للنجم النيوتروني العادي.
يتسبب هذا المجال المغناطيسي الشديد في إصدار أشعة كهرومغناطيسية عالية الطاقة وعلى الأخص الأشعة السينية واشعة جاما.

و فكر العالمان الفيزيائيان روبرت دنكان وكريستوفر تومسون عام 1992 في صياغة نظرية لتفسير تلك الظواهر، وكان دنكان قد قام بتسجيل أول انفجار أشعة غاما يوم 05/03/1979 واعتبره نجما مغناطيسيا.

ثم أصبح افتراض وجود النجوم المغناطيسية من الأمور المسلم بها خلال العقود التالية وهي تفسر نباضات جاما الضعيفة soft gamma repeater ونباضات أشعة إكس الشاذة anomalous X-ray pulsar.
اكتشف أول نجم مغناطيسي عام 1989.








وصفه

لم تدرس النجوم المغناطيسية بالقدر الكافي حتى الآن لقلة وجودها قريبة من الأرض. يبلغ قطر النجم المغناطيسي أو المغناطار نحو 20 كيلومتر ولكن كتلته تكون أكبر من كتلة الشمس. وكثافة النجم المغناطيسي عالية جدا بحيث يصل كتلة عقلة الإصبع منه نحو 100 مليون طن وتسمى مادته أحيانا نيوترونيوم. ويدور النجم المغناطيسي بسرعة هائلة حول محوره حتى أنه ينهي دورة بين 1 و 10 ثوان.
تصل بعض النجوم ذات كتلة أكبر من الشمس عند نهاية عمرها وتتحول إلى نجم مغناطيسي، وتلا تبقى على تلك الحالة طويلا. فمجالهم المغناطيسي البالغ الشدة يتتضاءل خلال 10.000 سنة بعدما ينخفض معدل إصداره للأشعة السينية العالية الطاقة. وبحسب المشاهدة حتى الآن فتقدر بعض التقديرات وجود نحو 30 مليون نجما مغناطيسيا خامدا في مجرتنا مجرة درب التبانة.

وعندما تحدث زلازل على سطح النجم المغناطيسي فإنها تتسبب في تغيرات للمجال المغناطيسي وتسبب بدورها ثورات إصدار أشعة جاما العالية الطاقة، وقد سجلت تلك الأحداث من الأرض في الأعوام 1979 و 1998 و 2004.







نشأته





رسم تخيلي لنجم مغناطيسي وتوزيع خطوط مجاله المغناطيسي.


تنشأ النجوم النيوترونية من تقلص فئة معينة من النجوم خلال انفجار مستعر أعظم. ويصبح قطره نحو 10 إلى 20 كيلومتر، وينشأ له مجال مغناطيسي شديد قد يبلغ كثافة التدفق المغناطيسي له نحو لخطوط 108 تسلا. وهذا يتمشى مع قوانين الإلكتروديناميك والتي تنص على أن حاصل ضرب قطر وشدة المجال المغناطيسي خلال تقلص النجم (السالف) تبقى ثابت.
وبناءا على قانون انحفاظ الزخم الزاوي تدور النجوم النيوترونية بعد تقلصها بدورة دوران في حدود المللي ثانية. وينشأ النجم المغناطيسي عندما تكون للنجم النيوتروني مجالا مغناطيسيا ودورة أقل من 10 مللي ثانية، وإلا فينتج نجما نيوترونيا فقط أو نباض. والسبب في ذلك أن مناطق الحمل في النجم النيوتروني الشديدة الكثافة، فهي تدور بعد التقلص مباشرة بسرعة تصل 10 مللي ثانية للدورة الواحدة. فإذا كانت دورة النجم أسرع من ذلك فإن التأثير الكهرومغناطيسي المماثل لعمل المولد الكهربائي يعمل على تحويل الطاقة الحركية لدوامات الحمل إلى طاقة مغناطيسية خلال 10 ثوان.
ينشأ عن ذلك مجال مغناطيسي مقداره 1011 تسلا أي أكبر نحو 1000 مرة من المجال المغناطيسي لنجم نيوتروني عادي. وتصل كثافة الكتلة الناشئة عن مثل كثافة الطاقة هذه طبقا لتكافؤ الكتلة والطاقة (E=mc2) إلى عدة عشرات الأطنان لكل سنتيمتر3. مثل هذا المجال المغناطيسي البالغ الشدة يغير شكل الفراع الكمومي، بحي يجعل الفضاء الخالي من المادة ذو معامل انكسار مزدوج.
فإذا كان محور المجال المغناطيسي مائلا بالنسبة إلى محور الدوران، عندئذ يشع النجم موجة راديوية دوريا لها طاقة تكون في حيز 108 ضعف لمجموع القدرة الإشعاعية للشمس. وتستخلص تلك الطاقة من طاقة الحركة الدورانية للنجم والتي تستهلك خلال 10.000 سنة، وتصبح دورة الدوران عدة ثوان. أما النباضات العادية فيقل معدل انخفاض دورتها الدورانية عن ذلك كثيرا ولذلك فهي تدور بسرعات أكبر كثيرا.





نجم عود الصليب







في هذه السديم "سديم عود الصليب " يوجد نجم عود الصليب.


نجم عود الصليب أو دبليو آر102 كي إيه في الفلك (بالإنجليزية : WR 102ka) هو نجم فائق الكتلة، تبلغ كتلته بين 10 إلى 50 [[كتلة شمسية ويقع في كوكبةالرامي. يعتبر هذا النجم عملاق عظيم فائق أزرق اللون ويتبع تصنيف نجم ولف-رايت، وهو حاليا ثاني أسطع النجوم في مجرتنا مجرة درب التبانة.
يبعد نجم عود الصليب عنا نحو 26.000 سنة ضوئية وتم اكتشافه بواسطة مقراب سبيتزر الفضائي حيث وجده بالقرب من مركز المجرة. وقد سمي بهذ الاسم طبقا لاسم سديم عود الصليب الذي يحيطه والذي يشبه وردة عود الصليب.





صفاته

لا يظهر النجم دبليو أر102 كي إيه في نطاق الضوء المرئي، وإنما في نطاق طيف الأشعة تحت الحمراء ولهذا كان اكتشافه بواسطة مقراب سبيتزر الفضائي. ثم رصده تلسكوب التقنية الجديدة NTT التابع للمرصد الأوروبي الجنوبي ايسو ذو مرآة قطر 6و3 متر الموجود في شيلي واستطاع قياس شدة ضيائه التي اتضح بأنها تزيد عن ضياء الشمس نحو 2و3 مليون مرة، ولكنه لم يستطع قياس قدره المطلق وربما كان مشابها للقدر المطلق للنجم العملاق إيتا القاعدة.
وينتمي نجم عود الصليب إلى الفئة الطيفية WN خارج النسق الأساسي كما ينتمي في نفس الوقت إلى نوع نجم ولف-رايت والتي تتميز بطيف انبعاث النتروجين.






تطوره

تكون النجوم الشديدة السطوع في نفس الوقت نجوما ذات كتلة فائقة. ويعتقد الفلكيون أن نجم عود الصليب بدأ نشأته كمتغير أزرق شديد الضياء LBV حيث وصلت كتلته بين 150 - 200 ضعفا للكتلة الشمسية. توجد تلك النجوم الفائقة الكتلة نادرا جدا وتحير العلماء حيث تتعدى كتلة كل منها حد كتلة تكوّن النجم والمعروف بحد إدنجتون. فمن الوجهة النظرية عندما تتعدى كتلة نجم ذلك الحد فإنه ينتج طاقة إشعاع فائقة تجعله غير مستقرا حيث أن ضغط الإشعاع العامل من الداخل إلى الخارج يفوق قوة الجاذبية العاملة من الخارج إلى الداخل مما يجعل النجم يلفظ جزءا من طبقاته الخارجية. وقد ينقسم النجم بذلك إلى نجمين (نجم ثنائي) أو أكثر
والآن يتميز نجم عود الصليب بكتلة بين 10 إلى 50 كتلة شمسية وهو من نوع نجم ولف-رايت. ويبلغ قطره أكبر 100 مرة من قطر الشمس. وتتميز النجوم من نوع نجم ولف-رايت بأنها تلفظ جزءا من مادتها مما يجعلها تفقد من كتلتها. وتنطلق من النجم في هيئة رياح نجمية يسرعها الإشعاع وقد تصل سرعاتها إلى 6و1 مليون كيلومتر في الساعة مما يجعلها تفقد بمرور عدة آلاف أو عدة ملاييين السنين ما يعادل عدة كتل شمسية.
ويعتقد العلماء أن نجم عود الصليب WR 102ka سوف ينتهي عمره القصير خلال عدة ملايين السنين بانفجار في هيئة مستعر أعظم وربما يكون المستعر من نوع مستعر أعظم 1 سي. سيغلب ضياء المستعر الناشئ ضياء جميع نجوم المجرة إلا أنه لن يرى من الأرض حيث يمتص ما يحيطه من غاز وغبار كل الضوء الصادر منه تقريبا.





نجم نيوتروني







رسم توضيحي ل نباض ، ويعتقد وجود نجم نيوتروني في وسطه. كما تبين خطوط المجال المغناطيسي ، ونفاثاتي اطلاق الطاقة في هيئة مخروكين ضيقين.


النجم النيوتروني (بالإنكليزية: Neutron Star) هو جرم سماوي ذو قطر متوسط يقدر بحوالي 20 كم وكتلته تتراوح ما بين 1,44 و 3 كتلة شمسية، وهو نوع من البقايا ينتج عن الانهيار الجاذبي لنجم ضخم في مستعر أعظم من نوع: "II" أو "Ib" أو "Ic". يتكون هذا النجم بشكل خاص من مادة مكونة من النيترونات، وكثافته كبيرة فقد تصل إلى أكثر من في مركزه، أي أن سنتيمترا مكعباً من هذه المادة يعادل كيلومتراً مكعباً من الجليد ذو كثافة 1 غرام لكل سنتيمتر مكعب. والنجم النيوتروني يتمتع بخصائص أخرى غير كثافته الكبيرة، مثل الحقل المغناطيسي المحيط به، ودرجة حرارته العالية.

• بعد نفاذ الوقود الذري في النجم وهو عنصر الهيدروجين تتغلب قوى الجذب في النجم على قوى التشتت، وتنقلب مناطقه الغازية الخارجية لتصب في الداخل، وتزيد كثافة النجم شيئاً فشيئاً بتزايد انكماش الذرات داخله تحت تأثير الجاذبية. ويظل انكماش الذرات داخله مع فقدانه المتزايد للحرارة، حتي يأتي الوقت الذي تبتلع فيه نوى الذرات الإلكترونات المحيطة بها، وشيئاً فشيئاً يُصبح النجم عبارة عن نواة واحدة عظيمة الكبر، وبامتصاص البروتونات للإلكترونات تتحول بالتفاعل النووي إلى نيوترونات، وتصبح كل تلك المادة الغريبة للنجم مادة النيوترونات. ولهذا يسمى النجم النيوتروني.
• يحدث هذا التحول للنجوم حيث تنقلب إلى نجوم نيوترونية عندما تكون كتلتها في الحدود بين 44و1 و 3 كتلة شمسية. أما إذا كانت كتلة النجم أكبر من هذا الحد، فإن النجم يتحول في آخر عمره إلى ثقب أسود.

في عام 1932 اكتشف السير جيمس شادويك James Chadwick النيترون كجزيء للمادة ولذلك حصل على جائزة نوبل في الفيزياء عام 1935. في العام 1931,أي قبل اكتشاف النيترون بعام، طرح ليو دافيدوفيتش لنداو Lew Dawidowitsch Landau بشكل نظري وجود النجوم النيترونية. وفي العام 1933 بحث فالتر بادي وفريتز زفيكي النجوم النيترونية. ووصفوها، بشكل نظري على أساس نظرية ولادة النجوم، على أنها الشكل النهائي لتطور النجم.




التركيب الداخلي


عن طريق معلوماتنا عن خواص الجسيمات المشتركة في تكوين النجم النيوتروني التي نعرفها من علم الجسيمات الأولية فيمكن تقسيم باطن نجم نيوتروني قطره 20 كيلومتر إلى الطبقات الآتية:
يبلغ الضغط على سطحه صفر ، وحيث أن النيوترونات الحرة غير مستقرة فيوجد على السطح أنوية الحديد وإلكترونات. وتكون تلك الأنوية في العادة بلورات إلا أنه نظرا لقوى الجاذبية البالغة الكبر فهي تمنع تكون بلورات ترتفع فوق السطح أكثر من عدة مليمترات. وإذا فرض وكان على السطح جو من البلازما الساخنة فلن يزيد سمكها عن عدة سنتيمترات.
ويقدر سمك الطبقة المتكونة من بلورات أنوية الحديد نحو 10 متر. وتتزايد متوسط كثافة البلولورات إلى نحو 1/1000 من كثافة الأنوية نفسها مع زيادة العمق حتى عمق 10 متر. كما تتزايد نسبة النيوترونات في الأنوية وتتكون أنوية حديد غنية بالنيوترونات ، و تكون مستقرة في تلك الظروف المحيطة المتناهية الصعوبة.
وعلى عمق 10 متر يكون الضغط عالي جدا بحيث تتواجد نيوترونات حرة. ومن هنا تبدأ طبقة وسطية قد تصل إلى 1 أو 2 كيلومتر تتكون من أنوية الحديد المتبلورة بجانب سائل من النيوترونات. وفيها تتناقص نسبة الحديد من 100% إلى 0% بينما تتزايد نسبة النيوترونات . كما يرتفع متوسط الكثافة إلى أن تصل إلى كثافة أنوية الذرة وقد تزيد عنها.
يتبع الطبقة المتوسطة من النجم النيوتروني نيوترونات بحيث يصبح مكونا من نيوترونات وقليل من البروتونات والإلكترونات في حالة توازن حراري. وبحسب درجة الحرارة فإذا كانت منخفضة نسبيا فيمكن للنيوترونات ان تكون في حالة ميوعة فائقة وأن تكون البروتونات فائقة التوصيل. ويتميز النجم النيوتروني بدرجة حرارة حرجة عند درجة 1011 كلفن ، أي أن النجم النيوتروني يصل إلى حالة الميوعة الفائقة خلال فترة وجيزة من بعد تكونه.
وفي أعماق أكبر حيث ترتفع الكثافة إلى ثلاثة أضعاف كثافة النواة الذرية ولا نعرف ماهي صفات تلك الحالة الغريبة تماما عن ما نعهده ، حتى أن تمثيلها في معجل جسيمات لدراستها ليس ممكنا.
وقد تتكون على ذلك العمق منطقة مركزية من بيونات أو كايونات. وبما أن تلك الجسيمات من نوع البوزونات ولا تتبع مبدأ استبعاد باولي فإنهم جميعا يمكن ان يشغلوا نفس مستوى الطاقة الكمومي المنخفض وتكوين تكاثف بوز-اينشتاين ، وعندئذ فقد لا تستطيع تحمل الضغط الكبير جدا الواقع عليها بحيث قد يعتريها انهيار وتقلص ثاني وتصبح ثقبا أسودا.
وقد تكون إمكانية أخرى وهي تكوّن كواركات حرة ويسمى نجم كواركات. ومادة كتلك قد تتآثر بالتآثر القوي وتستقر رغم وجود الجاذبية. وحيث أن نجم كواركات يكون أكثر كثافة وبذلك يكون أصغر فمن المفروض أن يكون دوران نجم الكواركات حول محوره أسرع من النجم اليوتروني. ونجد بعض النجوم المرصودة في هيئة النباض لها دورات حول محورها أقل من 1.4 مللي ثانية إلى 30 ثانية وقد يكون النباض علامة على وجود تلك المادة الغريبة. بسبب انضغاطية النجم النيوتروني فإن جاذبية سطحها قد تفوق جاذبية الأرض حوالى مائة ألف مليون مرة.
وقد شوهد لأربعة من النباضات ارتفاع مفاجئ في تردد الدوران ويتبعه فترة ينخفض فيها تردد الدوران ، فقد يكون ذلك ناتجا عن زلزال ناشئ عن تبادل الزخم الزاوي بين الطبقة الحديدة العليا في النجم النيوتروني والطبقة التي تحتها المكونة من دوامات دوارة للسائل النيوتروني ذو الميوعة الفائقة.









يتبع

[ST0P_IM_T0P]

المجرات








(بالتحويل من المجرات)





, المجرة NGC 441 هي نموذج لمجرة حلزونية, تبعد 62 مليون سنة ضوئية عن كوكب الأرض وقطرها 56 ألف سنة ضوئية، وتقع في الهلبة (كوكبة) Coma المصدر:مرقاب هابل, ناسا/ وكالة الفضاء الأمريكية.






مجرة اندروميدا وهي تبعد عن المجموعة الشمسية 5 و2 مليون سنة ضوئية وقطرها 150 ألف سنة ضوئية، وهي تنتمي مع مجرتنا إلى المجموعة المحلية التي تتكون من نحو 30 مجرة.


المجرة هي نظام كوني مكون من تجمع هائل من النجوم، الغبار، والغازات،و المادة المظلمة التي ترتبط معاً بقوى الجذب المتبادلة وتدور حول مركز مشترك. يقدر الفلكيون أن هناك حوالي 1010 إلى 1012 مجرة تقريباً في الكون المنظور , أبعد مجرات تم تصويرها تبعد حوالي 10 إلى 13 مليار سنة ضوئية، تتراوح في أحجامها بين المجرات القزمة، التي لا يتعدى عدد نجومها العشرة ملايين نجم وتكون مساحتها حوالي بضعة آلاف سنة ضوئية، إلى المجرات العملاقة التي تحتوي على أكثر من (10)12 نجمة وحجمها يصل إلى نصف مليون سنة ضوئية. وكذلك، قد تحتوي المجرة الواحدة على أنظمة نجمية متعددة على شكل تجمعات نجمية، وقد تحتشد مجموعة من النجوم لتكون عناقيد نجمية أو مجموعات شمسية، وقد تحتوي أيضا على سدم وهي عبارة عن سحب غازية كثيفة. كما أن الفضاء بين المجرات ليس فارغا تماما وإنما يوجد فيه غاز بمعدل 1 ذرة في السنتيمتر المكعب.

في أكتوبر 2013 اعلن اكتشاف ابعد مجرة عنا وجدت حتى الآن وسميت z8 GND 5296 حيث قام العلماء بقياس انزياحها الأحمر بواسطة خط طيف لايمان لالهيدروجين ،وهذا يعادل مسافة بيينها وبيننا تقدر بنحو 1و13 مليار سنة ضوئية. أي أن المجرة تظهر للفلكيين بعد 700 مليون سنة من الانفجار العظيم عندما كان عمر الكون 5% من عمره الذي نعرفه قبل 8و13 مليلر سنة . تنشأ فيها نجوم جديدة بمعدل نحو 300 شمس في السنة ولها انزياح أحمر 51و7 .


ومجرتنا اسمها مجرة درب التبانة أو الطريق اللبني، والتي يوجد فيها أكثر من مائتي مليار من النجوم، ويقدِر العلماء قطرها بحوالي 100 ألف سنة ضوئية، وتحوي الكثير من التجمعات النجمية، بما فيها المجموعة الشمسية، والتي ينتمي إليها كوكبنا كوكب الأرض. تضم أيضا نجوما تدور فيها بسرعة تزيد عن 300 كيلومتر في الثانية.





سميت المجرات تبعا لأشكالها

تاريخياً، كانت المجرات تصنف وفقاً لشكلها المظهري (عادةً حسب صورة التفافها). المجرة الإهليلجية (البيضوية) هي مجرة شهيرة، وتتخذ شكل القطع الناقص في مظهرها، فيما تأخذ المجرات الحلزونية شكلاً لولبياً له أذرع غبارية.
المجرات التي تملك شكلاً غير عادي ولا تأخذ شكلاً منتظماً تعرف عادة بالمجرات الغريبة، ويعود تشوهها لقوى الجاذبية بينها وبين المجرات المجاورة. هذا التجاذب بين المجرات يؤدي في نهاية المطاف إلى التحامها معاً مما يؤدي إلى مجرة أكبر مصحوبا بزيادة في تكوين النجوم.
وتصادم المجرات يحدث في الكون بشكل اعتيادي بل يعتقد أن سحابتا ماجلان قد أصطدمتا في الماضي السحيق بمجرتنا وعندما يحدث الصدام بين المجرات فإن ما يحدث ليس مفجعا كما يتبادر إلى الأذهان، ذلك لأن المسافات بين النجوم فيها كبيرة جدا.
والمجرات الصغيرة التي لا تملك هيكلاً واضحاً يمكن أن تسمى مجرات غير منتظمة.
الفضاءات بين المجرات عبارة عن غازات رقيقة بمعدل كثافة يبلغ أقل من ذرة واحدة للمتر المكعب. ومعظم المجرات منظمة بترابط فيما بينها وهذا التكوين بينها يدعى عنقوداً، وهذه العناقيد إن ترابطت فيما بينها أيضاً تدعى حينها عناقيد الكون هائلة.
برغم أنها لم تفهم بعد، إلا أن المادة المظلمة تشكل نحو 90% من كتلة معظم المجرات. وتشير معلومات الملاحظات الفلكية أن الثقوب السوداء العظيمة تقع في غالب -إن لم يكن كل- مراكز المجرات.
واكتشف علماء الفلك إنه هنالك الملايين من المجموعات الشمسية في المجرة الواحدة، تتباعد المسافات بينها إلى حد كبير، ولا مجال للزحام في هذا الكون السحيق، فمثلا مجرة المرأة المسلسلة التي هي أقرب المجموعات الكبيرة إلينا تبعد عنا نحو 5 و2 مليون سنة ضوئية.
وتقع مجرتنا(مجرة درب التبانة) في نظام مجري يحوي مجموعة من المجرات يسمى المجموعة المحلية. وتشمل المجموعة المحلية التي تشغل فراغ قطره نحو 10 مليون سنة ضوئية مجرة درب التبانة والمرأة المسلسلة وهي أكبر من مجرتنا و 28 مجرة أخرى أصغر منهما.


مجرّات منتشرة في الفضاء






توزيع المجرات

المجرات موزعة بشكل غير متساو في الفضاء. ففي حين يكون بعضها وحيدا وبعيدا نسبيا بسنوات ضوئية طويلة عن أي مجرة أخرى قريبة. وتكون مجرات أخرى في أزواج، كل في مدار مع الأخرى. ولكن معظم المجرات توجد في مجموعات تسمى عناقيد مجرية (ويجب عدم الخلط بينها وبين العناقيد النجمية). وقد تحتوي هذه العناقيد على مجموعة من بضع عشرات إلى عدة آلاف من المجرات. وقد يصل قطر بعضها إلى 10 مليون سنة ضوئية.
العناقيد المجرية بدورها تتجمع في بنية هيكلية أضخم تسمى العناقيد المجرية الهائلة. وهي موزعة في شبكات عنكبوتية ضخمة. وهذه الشبكات تتكون من خيوط متشابكة أو أوتار مكونة من مجرات متراصة نسبيا توصل بين عناقيد المجرات. وجدت في بعض تلك التشكيلات مناطق شاسعة كرية الشكل بين تجمعات المجرات وتوجد فارغة خالية من المجرات، تعرف باسم (voids) أو (فراغات)، تصل أقطار تلك الفراغات بين 200 و 300 مليون سنة ضوئية . تحيط بتلك الفراغات تجمعات من المجرات والأوتار. لا يعرف حتى الآن تفسير وجود تلك الفراغات ولا كيف نشأت ؟ واحد من أكبر الهياكل الهائلة لتجمعات المجرات معروف باسم السور الكبير (The Great Wall). يبلغ طول هذا الهيكل 500 مليون سنة ضوئية وعرضه 200 مليون سنة ضوئية، وهو يحوي نحو 2000 مجرة.

ومجرتنا اسمها مجرة درب التبانة أو الطريق اللبني، والتي يوجد فيها أكثر من مائتي مليار من النجوم، ويقدِر العلماء
قطرها بحوالي 100 ألف سنة ضوئية، وتحوي الكثير من التجمعات النجمية، بما فيها المجموعة الشمسية، والتي ينتمي إليها كوكبنا كوكب الأرض. تضم أيضا نجوما تدور فيها بسرعة تزيد عن 300 كيلومتر في الثانية.



سميت المجرات تبعا لأشكالها

تاريخياً، كانت المجرات تصنف وفقاً لشكلها المظهري (عادةً حسب صورة التفافها). المجرة الإهليلجية (البيضوية) هي مجرة شهيرة، وتتخذ شكل القطع الناقص في مظهرها، فيما تأخذ المجرات الحلزونية شكلاً لولبياً له أذرع غبارية.
المجرات التي تملك شكلاً غير عادي ولا تأخذ شكلاً منتظماً تعرف عادة بالمجرات الغريبة، ويعود تشوهها لقوى الجاذبية بينها وبين المجرات المجاورة. هذا التجاذب بين المجرات يؤدي في نهاية المطاف إلى التحامها معاً مما يؤدي إلى مجرة أكبر مصحوبا بزيادة في تكوين النجوم.
وتصادم المجرات يحدث في الكون بشكل اعتيادي بل يعتقد أن سحابتا ماجلان قد أصطدمتا في الماضي السحيق بمجرتنا وعندما يحدث الصدام بين المجرات فإن ما يحدث ليس مفجعا كما يتبادر إلى الأذهان، ذلك لأن المسافات بين النجوم فيها كبيرة جدا.
والمجرات الصغيرة التي لا تملك هيكلاً واضحاً يمكن أن تسمى مجرات غير منتظمة.
الفضاءات بين المجرات عبارة عن غازات رقيقة بمعدل كثافة يبلغ أقل من ذرة واحدة للمتر المكعب. ومعظم المجرات منظمة بترابط فيما بينها وهذا التكوين بينها يدعى عنقوداً، وهذه العناقيد إن ترابطت فيما بينها أيضاً تدعى حينها عناقيد الكون هائلة.
برغم أنها لم تفهم بعد، إلا أن المادة المظلمة تشكل نحو 90% من كتلة معظم المجرات. وتشير معلومات الملاحظات الفلكية أن الثقوب السوداء العظيمة تقع في غالب -إن لم يكن كل- مراكز المجرات.
واكتشف علماء الفلك إنه هنالك الملايين من المجموعات الشمسية في المجرة الواحدة، تتباعد المسافات بينها إلى حد كبير، ولا مجال للزحام في هذا الكون السحيق، فمثلا مجرة المرأة المسلسلة التي هي أقرب المجموعات الكبيرة إلينا تبعد عنا نحو 5 و2 مليون سنة ضوئية.
وتقع مجرتنا(مجرة درب التبانة) في نظام مجري يحوي مجموعة من المجرات يسمى المجموعة المحلية. وتشمل المجموعة المحلية التي تشغل فراغ قطره نحو 10 مليون سنة ضوئية مجرة درب التبانة والمرأة المسلسلة وهي أكبر من مجرتنا و 28 مجرة أخرى أصغر منهما.


مجرّات منتشرة في الفضاء






توزيع المجرات

المجرات موزعة بشكل غير متساو في الفضاء. ففي حين يكون بعضها وحيدا وبعيدا نسبيا بسنوات ضوئية طويلة عن أي مجرة أخرى قريبة. وتكون مجرات أخرى في أزواج، كل في مدار مع الأخرى. ولكن معظم المجرات توجد في مجموعات تسمى عناقيد مجرية (ويجب عدم الخلط بينها وبين العناقيد النجمية). وقد تحتوي هذه العناقيد على مجموعة من بضع عشرات إلى عدة آلاف من المجرات. وقد يصل قطر بعضها إلى 10 مليون سنة ضوئية.
العناقيد المجرية بدورها تتجمع في بنية هيكلية أضخم تسمى العناقيد المجرية الهائلة. وهي موزعة في شبكات عنكبوتية ضخمة. وهذه الشبكات تتكون من خيوط متشابكة أو أوتار مكونة من مجرات متراصة نسبيا توصل بين عناقيد المجرات. وجدت في بعض تلك التشكيلات مناطق شاسعة كرية الشكل بين تجمعات المجرات وتوجد فارغة خالية من المجرات، تعرف باسم (voids) أو (فراغات)، تصل أقطار تلك الفراغات بين 200 و 300 مليون سنة ضوئية . تحيط بتلك الفراغات تجمعات من المجرات والأوتار. لا يعرف حتى الآن تفسير وجود تلك الفراغات ولا كيف نشأت ؟ واحد من أكبر الهياكل الهائلة لتجمعات المجرات معروف باسم السور الكبير (The Great Wall). يبلغ طول هذا الهيكل 500 مليون سنة ضوئية وعرضه 200 مليون سنة ضوئية، وهو يحوي نحو 2000 مجرة.






طريقة تكون المجرات


وجـدت العديد من النظريات حول طريقة تكون المجرات، إلا أن أكثر هذه النظريات شيوعاً تنص على أن أصل المجرات هي في الواقع غازات داكنة، تبدأ جزيئاتها في الاحتشاد بفعل قوى الجاذبية فيما بينها حتى تتحول إلى غيمة غازية ضخمة. ثم تبدأ الغيمة بالدوران حتى تصل إلى الشكل المطلوب.
ويرى الفلكيون إن أكثر من ألف مليون مجرة تقع في مدى الرؤية بالمناظير، وأنها تتخذ أشكالاً متنوعة، كما أن النجوم التي تحويها المجرات تندرج تحت أنماط عامة، وباختصار فإن المجرات الإهليجية (البيضاوية) تغلب فيها النجوم الحمراء المتقدمة في السن، أما المجرات الحلزونية ففيها خليط من النجوم المتقدمة والنجوم حديثة النشأة. أما المجرات غير المنتظمة الشكل فالنجوم السائدة فيها هي النجوم الزرقاء حديثة النشأة. ويوحي ذلك للفلكيين أن المجرات ذاتها قد تكون في حالة تغير ونمو وأن المجرات غير المنتظمة تمثل فيها مرحلة شبابها، والمجرات البيضوية تمثل مرحلة الشيخوخة، وهذا رأي مقنع، ولكن هناك نواحي محيرة في ما يختص بتكون النجوم والمجرات وأعمارها ولا يمكن تفسيرها بالوقت الحاضر. ويرى بعض العلماء إن سرعة سحابة من الغاز وحجمها وكثافتها يمكن أن تحدد نوع المجرة التي ستنشأ عنها، فإذا كانت السحابة كبيرة وكثيفة فإنها تستهلك مادتها النجمية الغازية، وتتكثف بسرعة مكونة نجوما، ولا تلبث إلا قليلاً حتى تتحول إلى مجرة إهليجية (بيضاوية)، أما السحابة خفيفة الوزن، الرقيقة، التي لا تخضع لنظام، فإنها تنمو ببطء وتحتفظ بجزء من غازها وترابها لتكثفات تحدث فيما بعد. بل إن هناك احتمالاً في أن تكون أطول المجرات أعماراً وأقلها انتظاماً مجرات غير مضيئة في الغالب، أي مجرد نجوم متفرقة حديثة النشأة، يحيط بها غازات قاتمة ورقيقة. والاعتقاد الجازم لدى جميع العلماء هو أن النجوم نشأت كلها في وقت واحد عند الانفجار الكبير.






ظاهرة الالتهام الذاتي للمجرات

منذ أواسط السبعينات من القرن العشرين لاحظ العلماء ان مجرة درب التبانة تسعى إلى أبتلاع مجرتي ماجلان الكبرى والصغرى فيما يعرف بتصادم المجرات عن طريق جسر مادي يتخذ شكل الحلقة حول قطبي المجرة نفسها. وتبين للباحثين ان مجرتنا لا تكتفي بتغيير شكل هاتين المجرتين فحسب (من خلال قوة الجذب الهائلة التي تتناسب طردياً مع كتلتيهما الأمر الذي يؤدي إلى تكوين ما يعرف بظاهرة المد والجزر على غرار الظاهرة المعروفة على الأرض)، بل تحاول أنتزاع المجرتين بكامل مادتهما، الأمر الذي يثبت لنا شره درب التبانة غير المتناهي. وتشير حسابات الفلكيين إلى أن مجرتي ماجلان ستنتهيان يوماً ما خلال دورانهما حول المجرة، (درب التبانة) داخل أحد ثقوبها السود. ويعتقد العلماء أن هذا الأمر حدث قبل 8 مليارات سنة عندما كانت مجرتنا في عز شبابها، حيث قامت بابتلاع إحدى المجرات القريبة، وهذا ليس بالأمر الصعب، بل نجد آثاره في قرص المجرة نفسها، حيث ينقسم هذا القرص إلى قسمين: أحدهما رقيق نجده في جميع المجرات الحلزونية وتكون سرعة نجومه متشابهة، والآخر سميك ويتراكب فوق القرص الأول لكن مادته النجمية أقل كثافة من مادة القرص الرقيق، إلا أن النجوم التي وجدها العلماء في هذا القسم تنطلق بسرعات تختلف كثيرا فيما بينها، ويقول هؤلاء ان هذه النجوم ليست سوى بقايا لمجرة تم ابتلاعها من قبل مجرتنا يوماً ما.
وتشير الباحثة فرانسواز كومبس من مرصد باريس إلى أن بعض المجرات المشابهة لمجرتنا لا تمتلك قرصا سميكاً، وهو ما يدل على أنها كانت أكثر هدوءاً من غيرها وأقل شرهاً. وتضيف كومبس أن من أهم الأشارات الدالة على حدوث أندماج عنيف بين مجرة درب التبانة وإحدى المجرات الأخرى، هو عمر الكتل النجمية التي تحيط بنا حيث يلاحظ أن عمر هذه المجموعات النجمية الشديدة التراص، قديم جدا وأنها تتشكل أثناء تصادم مجرتين متجاذبتين.
ويذكر أن مجرتنا شوهدت في عام 1994 وهي في خضم إحدى عمليات الألتهام، ففي ذلك العام اكتشف الباحث رودريجو ايباتا أثناء تحضيره رسالة الدكتوراه في جامعة كامبريدج، منطقة نجمية قريبة من مركز المجرة تتميز بكثافة عالية غير عادية، ولاحظ رودريجو أن هذه المنطقة كانت أكبر من أن تكون مجرد تجمعات نجمية، ولذا فقد أطلق عليها “مجرة القوس القزمة” لأنها وجدت في كوكبة برج القوس، وعلى وجه السرعة اعتبر العلماء هذه المجرة أنها أقرب المجرات إلى الشمس حيث تقع على مسافة تبلغ 75 ألف سنة ضوئية منها مقابل 179 ألف سنة ضوئية بالنسبة لسحابتي ماجلان. وأثبتت الأبحاث اللاحقة على مجرتنا أنها في مرحلة تسعى فيها إلى تفكيك المجرة المكتشفة في برج القوس، لا سيما أن أذرعها تمتد حول قطبي مجرتنا. وتشير آخر الدراسات التي أجريت باستخدام برامج المحاكاة إلى أن مجرة برج القوس لن تقاوم لفترة طويلة، إذ لا تكاد تنهي دورة أو دورتين حول مجرة درب التبانة، حتى تتشتت بنجومها داخل النواة المركزية.
يرى الباحثون أن ظاهرة “الالتهام الذاتي” ليست محصورة في منطقة درب التبانة كمجرة، بل ثمة آلاف الثقوب السود الأخرى الصغرى المعروفة باسم “الثقوب السودالنجمية” والتي تقطن في بقية أجزاء المجرة. ويشير دانييل روان إلى أن هذه الثقوب عبارة عن بقايا لنجوم هائلة أنفجرت وأنهدمت على نفسها من الداخل، ويمكن لهذه النجوم أن تكون ثقوباً سوداً تصل كتلها إلى عشر أمثال كتلة الشمس لكن شريطة أن تكون الكتل محصورة ضمن حيز صغير نوعا ما، أي ما يماثل كرة بنصف قطر يبلغ 3 كيلومترات وتحتوي على كتلة تعادل كتلة الشمس.






أنواع المجرات



الأنواع المختلفة من المجرات


يمكن تصنيف المجرات بحسب الأشكال التي تتخذها.
مجرات اهليلجية (بيضاويه)

هي مجرات بيضوية وقرصية الشكل فالمجرة ذات الرمز E0 تدل على أنها قريبة من الشكل الدائري و E7 تدل على أنها أكثر المجرات الاهليجية استطالة ((حوالي 60% من المجرات اهليلجية
مجرات حلزونية

هي مجرات تشبه الحلزون الملتف. واعطيت ثلاثة رموز هي Sa,Sb,Sc فأذرع المجرة Sa اقل انفراجا من النوعين الآخرين وحجم مركزها أكبر ونسبتها في الكون 20%
مجرات حلزونية عادية

تكون حوصلتها كروية وتنبثق منها الأذرع الحلزونية.
مجرات حلزونية عصوية

تكون نواتها مستطيلة وتنبثق منها الأذرع الحلزونية من نهايتي النواة.
مجرات عدسية

هي مجرات يكون شكلها مثل العدسة تنتفخ نواتها إلى جوانبها.
مجرات غير منتظمة



بقايا المستعر الأعظم 1987A


وهي مجرات تظهر بشكل عشوائي غير منتظم وليس لها شكل معين مثل المجرات البيضوية والحلزونية والكروية، ويحتوي معظم هذه المجرات غير المنتظمة على سحب غازية متلبدة ونجوم زرقاء لامعة، ونسبتها 20%. ومن الأمثلة عليها مجرة سحابة ماجلان الكبرى وسحابة ماجلان الصغرى (ورمزها Irr، أي غير منتظمة).
حدث في سحابة ماجلان الكبرى مستعر أعظم شوهد عام 1987. واستطاع علماء الفلك تتبع هذا الانفجار الذي حد لأحد النجوم المتقدمة في العمر حتى يومنا هذا. وسمي هذا الانفجار مستعر أعظم 1987 إيه، ويبعد عنا نحو 150 ألف سنة ضوئية. هذا الاسم ينطبق مع تاريخ اكتشافه.






المجرات

يجزم أغلب المختصين على أن الكون ولد منذ ما يقرب من 15 مليار سنة نتيجة انفجار هائل في ما يعرف باسم (البيغ بانغ). لا أحد يعرف ما الذي حصل حينها بالضبط، لكن من المرجح أن الكون تشكل انطلاقا من مركز دقيق وجد كثيف ذي حرارة خيالية، وأنه بدأ بعد الانفجار مباشرة في التمدد, وفي بضع دقائق تكونت عناصر المادة، وبعد ملايين السنين تجمعت المادة لتشكيل أولى المجرات. ينقسم دارسو مستقبل الكون إلى فريقين، لكن الأغلبية مع أنه في تمدد, وهنا تبرز نظريتان: الأولى تقول بأن الكون سيتمدد إلى اللانهاية، والأخرى تؤكد على أن هذا التمدد محدود وأن الكون سيبدأ يوما ما في التقلص ليتركز في نقطة واحدة فاسحا المجال لانفجار عظيم آخر.






المجرات بشكل اوضح

المجرة هي عبارة عن تجمع لعدد هائل من النجوم وتوابعها ومن الغبار والغازات المنتشرة بين ارجاء النجوم، وهي اللبنة الأساسية في تركيب الكون المكون من مليارات المجرات والتي تتجمع سويا مكونا تجمعات مجرية وبناء أكبر ويسمى العناقيد المجرية والتي هو جزء أيضا لعناقيد أكبر تسمى العناقيد المجرية العملاقة والتي هي الآن أكبر تركيب في الكون، مع أن بعض العلماء يقترحون أن العناقيد العملاقة لربما هي جزء من تركيب أكبر يسمى النسيج الكوني.






تصنيف المجرات

تصنيف الشكل المجري هو نظام يستخدمه علماء الفلك لتقسيم المجرات في مجموعات على أساس الشكل المرئي للمجرة. وهناك عدة مشاريع تستخدم للتصنيف وفقا للشكل أشهرها تسلسل هابل والذي وضعه إدوين هابل Edwin Hubble وتوسع لاحقا من قبل جيرار دي فوكليير Gérard de Vaucouleurs وآلانن سانديج Allan Sandage.
وقد تم تقسيم وتصنيف المجرات إلى أربع أنواع تبعا للشكل الذي تتخذه المجرة وهي:

• المجرات الإهليلجية (بيضاوية)
• المجرات الحلزونية (لولبية)
• المجرات غير المنتظمة (الشاذة)
• المجرات القزمة الصغيرة

وقد كان الاعتقاد السائد بأن حركة المجرات هي حركة عشوائية مثلما الحال في حركة الغازات ولكن في عام 1929 اكتشف ادوين هابل أن المجرات في تباعد مستمر عن بعضها البعض بسرعات هائلة قد تقترب في بعض الأحيان من سرعة الضوء وقد حسب نسبة تباعد المجرات انها تبتعد بسرعات متناسبة مع المسافة التي تفصل بينها، وهذا يعني أن الكون في توسع وتمدد مستمر. وذكر الله في القرآن آية تتحدث عن هذا التوسع 'وَالسَّمَاءَ بَنَيْنَاهَا بِأَيْدٍ وَإِنَّا لَمُوسِعُونَ' سورة الذاريات الآية 47.
وتفسر هذه الظاهرة بكون ابتعاد المجرات يتمثل في انه إذا كان المصدر الضوئي القادم من الفضاء الخارجي يبتعد عنا فإن تردد الأمواج الضوئية ينخفض وبالتالي ينزاح نحو اللون الأحمر. أما إذا كان المصدر الضوئي يقترب منا فإن الانزياح سيكون نحو اللون الأزرق. ويكون الانزياح الطيفي ملموساً عندما تكون سرعات المصدر الضوئي مقترنة بالنسبة لسرعة الضوء، بينما لا يمكن مشاهدته بالنسبة للمصادر الضوئية العادية ذات السرعات الضئيلة مقارنة مع سرعة الضوء، وقد وضع هابل قانونه لتباعد المجرات








نموذج هيرشل

في القرن الثامن عشر أجرى الفلكي البريطاني وليم هيرشل (1738 - 1822 م) مسحًا للنجوم في درب التبانة حيث يمكن للعين المجردة رؤية قرابة 2000 نجم أما بواسطة التلسكوب يمكن رؤية عدة ملايين من النجوم مما يفوق إمكانية العد، وقد قام هيرشل بإحصاء النجوم في مناطق معينة ثم عمم معدلاتها على المجرة بكاملها فحقق بذلك نموذجًا دقيقًا لدرب التبانة وكان مما ارتاه ه







صورة للمجرة الحلزونية م81، والتي يمكن أن يلاحظ الغبار الكوني








مجرة الزوبعة أو مسييه 51، وفي الحقيقية هما مجرتان "إم51 A " الكبيرة و "إم51 B " الصغيرة.










المجرة الإهليلجية العظمى ESO 325-G004.


المجرة الإهليلجية (بالإنجليزية : elliptical galaxy ، ورمزها اللاتيني E) توصف بشكلها البيضوي ، ويتراوح عدد النجوم بها من عدة ملايين إلى أكثر من تريليون نجم ويمكن أن تتشكل المجرات الاهليجية عن طريق تصادم مجرتان ، المجرات الاهليجية هى واحدة من ثلاث مجرات رئيسية في الكون ووصفت في الاصل من قبل الفبكى الأمريكى إدوين هابل في عام 1936 ، المجرات الأهليجية هى أقدم أنواع المجرات في الكون وسطوعها أقدم من باقى المجرات وكمية الغاز والغبار بها شبه معدومة تقريبا وتختلف في تدرج الإستطالة حيث تنقسم إستطالة المجرة من الرموز E0 إلى E7 تبعا نسق هابل للمجرات حيث أن الرمز E0 يدل على ان المجرة قريبة من الشكل الكروى وهى الاكبر عمرا ، أما الرمز E7 فيدل على أن المجرة أكثر إستطالة والاصغر عمرا ،، تشكل المجرات الاأهليجية نسبة 15% إلى 25% من عدد المجرات في الكون المنظور والمرصود .








نسق هابل للمجرات وتظهرأنواع المجرات الإهليجية على الجانب الايسر من الرسم






المجرات القزمة



هذه المجرات في الحقيقة مثل نظرائها الأكبر حجما، فقط هي اصغر حجما من تلك المجرات العادية، لكن محتواهم من النجوم أقل بكثير. قد تكون أصغر حجما من عنقود نجمي كروي في مجرة كبيرة، تحتوي على بضعة بلايين فقط من النجوم، ولكن لا يمكنا إعتبارها كذلك كونها تمتلك بعض الخصائص المختلفة والخاصة بهم أحيانا التي تجعلهم من ضمن رتب المجرات، فبينما العناقيد النجمية تفتقر للمادة الداكنة، فإن المجرات القزمة تتشكل ضمن حقول من تلك المادة الغامضة والتي هي من خواص المجرات التقليدية. وهي غالبا ما تكون مرتبطة بالمجرات الكبيرة والقريبة منها وتكون مثل تابع لها، كما هو الحال في مجرتنا درب التبانة والتي يتبعها حوالي 14 مجرة صغيرة قد تم إكتشافها إلى الأن.

بسبب كتلتها الصغيرة تنخفض فيها الجاذبية وتستطيع المادة ان تهرب او تتسرب منها بسهولة مقارنة بالمجرات الكبيرة، كما انها تتميز بكونها مليئة بمادة سوداء غامضة من حيث تكوينها المادي ولامعة، وتقول النظريات انها واسعة الانتشار في الكون وتشكلت حين كان عمر الكون واحداً على عشرة آلاف من عمره الحالي.

لاحظ العلماء من خلال مراقبتهم لمجرة NGC 1569 ان تلك المجرات تبث الاكسجين وعناصر ثقيلة اخرى في الفراغ بين المجرات مما يؤيد ذلك فكرة انها قد تكون مسئولة عن غالبية العناصر الثقيلة التي توجد بين المجرات كما وجد هؤلاء العلماء ان كميات كبيرة من الاكسجين وعناصر ثقيلة اخرى تهرب من المجرة في شكل فقاعات من الغازات درجة حرارتها ملايين الدرجات المئوية وقطرها آلاف السنوات الضوئية هذا يجعل هذه المجرات مهمة للغاية في فهم كيفية توزيع العناصر في الكون. وتوقع العلماء ان العناصر الثقيلة المتسربة من المجرات الاقزام في الكون القديم يمكن ان تلعب دوراً مهماً في اثراء الغاز الواقع بين المجرات والذي تتكون منه مجرات اخرى.

الدراسات الأخيرة لتجمع النجوم قنطورس أوميجا Omega Centauri أو NGC 5139 (اكبر كتلة نجمية كروية في مجرة درب التبانة) والتي أعلنت في 2008 أكدت للعلماء أنها في الواقع مركز لمجرة قزمة مع وجود ثقب أسود في وسطها، والتي كانت قد التهمتها درب التبانة في وقت سابق.

هناك بعض المجرات التي قد تكون ما بين المجرات القزمة والمجرات العادية. سحابة ماجيلان الكبرى (وهي مجرة شاذة)، تحتوي حوالي 30 بليون نجم. ويعتبر هذا أكبر بكثير من مجرد مجرة قزمة، لكنها مازالت أصغر بكثير من المجرات الشاذة العادية، لذا مثل الحالات فإن تصنيف تلك المجرات مازالت محل جدال.






مجرات أصغر من القزمة

أكتشف العلماء فئة جديدة من المجرات مؤخرا، هي مجرات قزمة في الحجم وفي نفس الوقت تحتوي على عدد كبير ومرتفع جدا من النجوم. وأطلقوا عليها أسم الاقزام المضغوطة (Ultra Compact Dwarf UCD)، ويعتقد أنها عبارة عن بناء بحجم 200 سنة ضوئية تسكنها مئات الملايين من النجوم. ونظريا فإن هذا النوع من المجرات هو نواة مركز مجرة إهليجية قزمة، والتي جردت من الغاز والنجوم البعيدة عن المركز عن طريق تفاعلات المد والجزر، وتم سحبهما إلى مراكز تجمعات وعناقيد مجرية غنية. وقد تم العثور على هذه الفئة من المجرات في العناقيد المجرية العذراء Virgo و فورنكس Fornax و Abell 1689 وكذلك عنقود كوما Coma، وبين العناقيد المجرية الأخرى.







المجرات الهوبت

وهو مسمى جديد ويستعمل لوصف المجرات الاصغر من القزمة وكذلك الاخفت ضوءا. مع أنه لم يتم تعريف محدد لذلك النوع من المجرات، وتعتبر المجرة الاولى التي تم إطلاق هذا المسمى عليها هي المجرة القزمة Leo T، والتي تم إكتشافها مؤخرا في عام 2007 بمساعدة برنامج سلون للمسح الرقمي للسماء Sloan Digital Sky Survey. وحرف T يشير الى ان ليو هو كائن قد يكون في المرحلة الانتقالية بين كونه مجرة وشيء آخر لم يحدد بعد، ومن المحتمل بداية تكون مجرة قزمة. وتقع مجرة Leo T على بعد 1,4 مليون سنة ضوئية عنا، والتي هي أبعد من تأثير جاذبية مجرة درب اللبانة. ولها لمعان يساوي 50,000 شمس، وهو لمعان غير متوقع من مجرة.

ولتلك المجرة صفتان غير مألوفتان نسبيا، الأولى يبلغ قطرها نحو 600 سنة ضوئية، والذي هو كبير جدا بالمقارنة مع قطر مماثل لتجمع من النجوم داخل مجرة وهو حوالي 100 سنة ضوئية فقط، هذا يشير إلى أن النجوم في Leo T داخل فقاعة كبيرة من المادة المظلمة. والشيء الثاني هو أنها تحتوي على نجوم صغار السن نسبيا، ويعتبر هذا غير عادي ولم يلاحظ سابقا في المجرات القزمة التي عادة ما تحتوي على نجوم قديمة. وقد يشير هذا الاكتشاف إلى عدة تسأولات عن كيفية تكون المجرات القزمة.









أنواع المجرات القزمة

هناك نوعان رئيسيان من المجرات القزمة، الاول الشاذة والتي عادة ماتحتوي على الكثير من الغاز وتظهر علامات قوية لتشكيل نجوم جديد، أما الثاني فهو المجرات القزمية الإهليلجية (ومنها المجرات القزمية الكروية أو التي تشبه الكرة) غالبا ما تكون فقيرة في كمية الغاز وأيضا تنخفض فيها الكتلة واللمعان، وهو نوع هادي من المجرات. وللمجرات القزمة تقسيمات فرعية تشمل التقسيمين السابقين وفروعهما:-

مجرة قزمة إهليجية ويرمز لها بالرمز dE.

مجرة قزمة كروية ويرمز لها بالرمز dSph.

مجرة قزمة حلزونية ويرمز لها بالرمز dSA.

مجرة قزمة حلزونية بأذرع ويرمز لها بالرمز dSB.

مجرة قزمة شاذة ويرمز لها بالرمز dI.

M 84

مجرة عدسية تقع قرب مركز العنقود العذراء المجري

Credit: NOAO/AURA/NSF

M 85

مجرة عدسية تقع قرب مركز العنقود العذراء المجري

Credit: NOAO/AURA/NSF

M 86

مجرة عدسية تقع قرب مركز العنقود العذراء المجري

Credit: Sloan Digital Sky Survey Collaboration

NGC 2787

مجرة عدسية مثال للتركيب المختلط بين الإهليجي والحلزوني

Credit: HST

التجمعات والحشود المجرية




التجمع المجري Galaxies Group وعناقيد المجراتGalaxies Cluster والعناقيد العملاقة Superclusters هما التجمعات الأكبر المعروفة في الكون والتي ترتبط بعضها ببعض بشكل جذبي لتشكل الكون المرني، وليشكلون الجزء الكثيف لتركيب الكون بالاضافة إلى المادة السوداء الغامضة والمنتشرة في أرجاء الكون.

وما يحدث أن العناقيد الكبيرة يكون لها ميل لجذب ودمج التجمعات الأصغر والمجرات الفردية في عنقودهم بمرور الوقت. بالاضافة إلى تراكم الكتل الإضافية، ينمو العنقود في الحجم أيضا بسبب إن المجرات المنضمة تكون في حالة تسارع بجاذبية العنقود، وتنجذب بفعل هذا التسارع العالي.

عنقود مجري عملاق - كوما

وبعد أن يصلوا وينضموا للعنقود، تتحول طاقتهم الحركية أثناء اللقاء إلى المجرات الأعضاء في العنقود، وهكذا يسخن العنقود. ومثل الغاز، يتوسع وتمدد العنقود الساخن إلى حجم أكبر.

وما حدث انه وخلال مليارات السنين إنهارت التراكيب الأصغر واندمجت لتبني تراكيب أكبر واعقد وهي عناقيد المجرات. ووفقا للدراسات فإن العناقيد تشكلت مؤخرا قبل حوالي عشرة بليون سنة. وقد تحويان كلا من التجمعات المجرية والعناقيد من عشر إلى آلاف المجرات. وترتبط العناقيد سويا بمجموعات أكبر تسمى في أغلب الأحيان العناقيد المجرية العملاقة Superclusters. العناقيد العملاقة بدورها تشكل تراكيب أكبر تسمى الخيوط الكونية أو مجمعات العناقيد العملاقة أو الحائط أو الصفائح، والتي قد تمتد بين عدة مئات ملايين السنين الضوئية إلى بليون سنة ضوئية، ويغطي أكثر من 5 % من مساحة الكون المنظور.

مراقبة العناقيد العملاقة من الممكن أن تخبرنا بشئ عن الحالة الأولي للكون عندما تكونت تلك العناقيد العملاقة. كما أن إتجاهات محاور دوران المجرات التي ضمن العنود العملاق قد تعطينا أيضا تصورا لعملية تشكل المجرات في اوائل تاريخ الكون.

وبين العناقيد العملاقة فراغات عملاقة أيضا إلا من عدد قليل من المجرات المنفردة. وتقسم العناقيد العملاقة إلى تجمعات للعناقيد العملاقة تسمى سحب المجرات.



يتبع

[ST0P_IM_T0P]

الثقوب السوداء

في عام 1700، خرج عالم الرياضيات الفرنسي لابلاس (Laplace) بنظرية مفادها أنه إذا كان هناك حقل جاذبية لجسم ما وكان قوياّ بما فيه الكفاية فإن الضوء وبطريقة ما لايستطيع الافلات من هذا الحقل ونتيجة لذلك سوف يبدو مظلما، ولكن هذه النظرية ظلت بلا برهان حتى جاء ألبرت آينشتاين بنظرية النسبية العامة في عام 1915، وبدأ الفيزيائيون بدراسة معادلاتها بالتفصيل والتي بدأت في دعم نظرية لابلاس .

وحسب النظرية النسبية العامة فإن الجاذبية تقوس الفضاء الذي يسير فيه الضوء بشكل مستقيم، مما يعني أن الضوء يتأثر وينحرف تحت تأثير الجاذبية، أما الثقب الأسود فإنه يقوس الفضاء إلى حد انه يمتص الضوء الذي يمر بجانبه بفعل جاذبيته، ولا يمكن لأي موجة أو جسيم الافلات من منطقة تأثيره فيبدو أسود، لذلك تبدو الثقوب السوداء عبارة عن حفرة مظلمة في منطقة ما من المكان والزمان وهي ذو كثافة عظيمة وتأثير جذبي هائل.

وهناك جزءان في الثقوب السوداء هما القلب وأفق الحدث، إذا استطعت أن تأخذ شريحة من مركز الثقب الأسود فهو يشبه هذا:

أفق الحدث (حدود منطقة من الزمان والمكان التي لا يمكن للضوء الإفلات منها) هو منطقة حول نقطة أو مركز جاذبية حيث تصبح قوة الجاذبية فيها لانهائية لدرجة ان الضوء لايستطيع الافلات منها إلى خارج الكون بل يسحب إلى داخل الثقب. ويعتبر جزء من الثقب الأسود. إذا أتيح لك أن تسقط في ثقب اسود، سيكون من المستحيل لك أن تعرف متى تمر من أفق الحدث (فهو ليس بالجزء الملموس).

وكذلك قلب الثقب ليس بالشيء الملموس أيضا، وطبقا لنظرية النسبية فإن مركز الثقب ( وهو نقطة الانهائية في الكثافة ) هو نقطة تقوس الزمن الفضائي اللانهائي. هذا يعني أن قوة الجاذبية قد أصبحت قوية بشكل لانهائي في مركز الثقب الأسود، وكل شيء سيكون مصيره السقوط في هذا الثقب إذا مر بأفق الحدث بما في ذلك الضوء، وستصل في نهاية الأمر إلى مركز الثقب ( حيث النقطة اللانهائية من الكثاقة )، وقبل أن تصله فإنه قد يكون قد مزق بفعل قوة الجاذبية الحادة، حتى الذرات نفسها سوف تتمزق بفعل تلك الجاذبية





.

تكون الثقب الأسود

تخيل نجم هائل وأكثر بكثير من شمسنا، وذو كتلة عظيمة، يطلق عليها الكتلة الحرجة، التي هي كبيرة لدرجة كافية لتكون سببا في تكون الثقب الأسود. فما هو السبب الذي يحمي هذا النجم من الانهيار داخل نفسه ليصبح ثقب أسود؟ إن الجواب بأن هناك ضغط عالي جدا من جراء التفاعلات النووية داخل النجم. وعندما يستهلك هذا الوقود والذي يغذى تلك التفاعلات النووية عندها لا يستطيع هذا النجم العملاق أن يدعم نفسه بعد ذلك، وعندها يبدأ النجم في الانهيار على نفسه مشكلا ثقبا اسوداَ.

من الجدير بالاهتمام أن نتابع تطور وتشكل ثقب أسود نتيجة انهيار نجم، ولكن في الحقيقة انه من المحال مراقبة الخطوات النهائية لتشكيل الثقب من مرجع خارجي ثابت. والمرجع الخارجي هو مكان حيث يمكن مشاهدة التشكيل من بعيد، مثل الرصد الفلكي من على الأرض. بالإضافة إنه مستحيل أن نرى سقوط أي جسم داخل الثقب. ولا يعني القول أن الجسم يثبت للحظة قبل دخوله إلى الثقب، فإن سقوط جسم في الثقب يصاحبه خفوت في لمعان الجسم هذا في نظر المراقب للحدث. في الوقت نفسه وعندما يصل الجسم إلى حافة الثقب سيكون أسود بالكامل. هذا التّأثير يسمى التوهج الجذبي وسببه الجاذبية الهائلة قرب الثقب الأسود.






أحجام ودرجة حرارة الثقب الاسود

تكون الثقوب السوداء الأكبر هي الأبرد من حيث درجة الحرارة لأن ما تسمى بدرجة حرارة هوكنج تقاس بالبلايين درجة فوق الصفر المطلق. وعلى العكس الاشد حرارة هي الثقوب السوداء المجهرية او الصغيرة والتي لها أقل من تريليون غرام من الكتلة ودرجات حرارة تزيد من مليون درجة إلى التريليونات من الدرجات حتى تتلاشى.

الثقوب السوداء الكمية التي لها كتلة 0.00001 غرام وحجم يساوي 10*³³ سنتيمترات ودرجات حرارة تبخيرهم تساوي 10 ³² درجة، يجعل من تلك الأجسام المحتملة الأشد حرارة في الكون. هذا إذا وجدت.







أشياء مثيرة حول الثقوب السوداء

إذا تمكنت لتكون قريب بقدر كافي من ثقب أسود، فسوف ترى مؤخرة رأسك! هذا التّأثير الذي سمي حلقة إينشتاين، وسببه الجاذبية الحادة حول الثقب الأسود. وعندما تقترب من الثقب الأسود وعند بعد معين فإن الضوء والذي تراه يخرج من مؤخرة رأسك سوف يسافر خلال الفضاء وسوف ينحني أو يميل كثيرا بفعل الجاذبية فسوف يدخل إلى عينك





.

أدلة وجود الثقوب السوداء

هناك العديد من الطرق تستخدم لتحديد ما مدى وجود ثقوب سوداء في كوننا. الطريقة الأولى هي أن نبحث عن أجسام في كوننا ذات قدر كبير من الكتلة وصغير جدا في الحجم. كمثال لذلك يمكنا أن نبرهن على أن هناك ثقب اسود في M 87 هذا الشيء يزن اكثر من ثلاثة بليون مرة من شمسنا، لكنه ذو حجم لا يتعدى حجم نظامنا الشمسي.

طريقة أخرى لتأكيد وجود ثقب أسود وهي البحث عن معجلات أو مسرعات الأشياء، حيث أن للثقب الأسود هذا المجال أو حقل الجاذبية الهائل، فإن هذا المجال يساهم في تعجيل إي شئ يقترب منه إلى سرعات هائلة، والتعجيل أو التسريع لشيء يمكن أن يلاحظ عن طريق تأثير دوبلر في إزاحة الضوء.






أنواع الثقوب السوداء

حيث أن الجاذبية تزيد بنسبة عكسية مع الحجم فإن الثقوب السوداء يمكن أن تتكون وتتطور بكتل مختلفة، فأي كمية من المادة والتي تضغط بما فيه الكفاية ستصبح ثقب أسود، وهناك بعض التصنيفات لتشكل الثقوب طبيعيا





.

الثقوب السوداء العملاقة

الثقوب السوداء العملاقة هي ثقوب ذات كتلة تقدر بين مئات آلاف وعشرات البلايين من الكتلة الشمسية، وهناك عدة طرق لتشكل الثقوب السوداء العملاقة منها نمو الثقب عن طريق زيادة المادة التي يسحبها من المحيط من حوله، وقد يكون تشكل الثقوب العملاقة حدث مباشرة وبتأثير الضغط الخارجي عند بداية الكون وفي المرحلة الأولى من الانفجار العظيم.








الثقوب السوداء المتوسطة الكتلة

هي ثقوب ذات كتلة أكبر من الثقوب النجمية (عشرات من كتلة الشمس) وأقل بكثير من الثقوب السوداء العملاقة (بضعة ملايين كتلة الشمس). وأدلة وجود هذا النوع قليلة مقارنة مع النوعين الاخرين العملاقة والنجمية، كما أن كيفية تشكل تلك الثقوب مازال ليس واضحا ، فمن ناحية يري العلماء أن تلك الثقوب هائلة جدا لأن تكون قد تشكلت بإنهيار نجم واحد (وهذا تفسير تشكل الثقوب السوداء النجمية)، ومن الناحية الأخرى فإن بيئة تلك الثقوب تفتقر إلى الظروف القاسية مثل الكثافة العالية والسرعة الملاحظة في مراكز المجرات التي تؤدي إلى تشكيل الثقوب العملاقة، ولكن العلماء قد فسروا طرق التشكل بإحتمالين، الطريقة الأولى هو إندماج الثقوب السوداء النجمية مع أجسام مضغوطة أخرى بواسطة الإشعاع الجذبي، والطريقة الثانية هو إصطدام لنجوم هائلة مع تجمعات نجمية كثيفة وإنهيار نتائج هذا الإصطدام متحولا إلى ثقب أسود متوسط.

في نوفمبر 2004 تم إكتشاف ثقب أسود متوسط إطلق عليه GCIRS 13E، وهو الاكتشاف الاول لمثل هذا النوع في مجرتنا درب التبانة، ويقع مداره على بعد ثلاث سنوات ضوئية من النجم Sagittarius A ، ويصل كتله الثقب حوالي 1,300 كتلة شمسية ضمن تجمع من سبعة نجوم، الذي من المحتمل أنه بقايا تجمع نجمي هائل والذي تفكك بفعل جذب من مركز المجرة، إلا أن هناك بعض العلماء قد شككوا في وجود مثل تلك الحفر بالقرب من مركز المجرة.

وفي يناير 2006 أعلن فريق من الفلكيين في جامعة آيوا عن إكتشاف جديد وهو مرشح أن يكون ثقب أسود متوسط الكتلة اطلق عليه M82 X-1 ، ويدور حوله نجم أحمر عملاق أحمر ويجذب محتوياته إليه. \
ومازال النقاش حول الوجود الحقيقي للثقوب السوداء المتوسطة مفتوحا وتختلف أراء العلماء حوله.








الثقوب السوداء النجمية

وهي التي تشكلت بإنهيار نجم هائل (3 أو أكثر من الكتل الشمسية) في نهاية عمره. وهذه العملية تلاحظ كإنفجار سوبرنوفا أو كإنفجار شعاع غاما، مثل تلك الحفر يكون كتلتها على الاقل 1.44 كتلة شمسية ، وأكبر ثقب معروف لهذا النوع هو بكتلة 14 كتلة شمسية





.

الثقوب السوداء الدقيقة

وتسمى أيضا الثقوب السوداء الكمومية، وهو ثقب أسود صغير جدا تلعب تأثيرات ميكانيكا الكم دور مهم في تفسيره. وحاليا يجهز العلماء لإطلاق تليسكوب فضائي جديد وحساسا بدرجة عالية لإكتشاف نظرية وجود الثقوب السوداء الدقيقة التي قد تكون ضمن نظامنا الشمسي، ويقول العلماء أن ذلك يمكن أن يختبر نظرية جديدة تفترض وجود البعد الخامس للجاذبية والتي تنافس نظرية النسبية إذا تواجدت تلك الثقوب الدقيقة في الحقيقة.






تخليق ثقوب سوداء على الارض

يعتقد العلماء أنهم سيكونون قادرون على خلق ثقوب سوداء، بإستعمال طريقة تحطيم الذرة خلال الخمس سنوات القادمة، ويعتقدوا أن مسرع المادة في المركز الأوروبي للبحث النووي سيكون قادرا على خلق ثقب أسود واحد كل ثانية، وهذا المسرع سوف يقذف البروتونات والبروتونات المضادة سويا بالقوة الكافية التي تخلق قدر رهيب من الحرارة ومن كثافة الطاقة لم ترى منذ البلايين الاولي من الثواني بعد الانفجار الكبير. الطاقة الناتجة يجب أن تكون كافية لتكوين العديد من الثقوب الصغيرة جدا بكتلة بضعة مئات من البروتونات، ومثل تلك الثقوب بهذا الحجم سوف تتبخر فورا، فبينما الثقب الاسود العادي يبعث بإضاءة ضعيفة وتبخر بطئ جدا، فإن الثقب الاسود المجهري (حوالي 1,000 مرة كتلة البروتون) سوف يظهر وبعد ذلك ينتهي في حوالي 10–27 من الثانية وذلك بليون على بليون من النانو ثانية.

وسيتم الكشف عن وجودهم بواسطة إنفجارات موتهم عن طريق إشعاع هوكنك، والثقوب السوداء المجهرية تظهر وجودها على نحو مختلف، فعلى الرغم من سمعة الثقوب السوداء في ان ضوئها لا يستطيع الهروب منها، إلا أنه ومع نظريات ميكانيك الكم التي تجعل من موتهم وإنبعاث لما يسمى بإشعاع هوكنك الذي هو السبب في تبخرهم، وهذا الإشعاع يشتد عند تبخير الثقب وإنكماشه، مما يتيح للعلماء إستنتاج مكونات الثقب وكيفية التعامل معه.

ويرجع سبب بحث العلماء في إشعاع هوكنك، كون أن هناك لغز كبير حول أن إشعاع هوكنك قد يحتوي على أية معلومات حول الجزيئات التي شكلت الثقب الاسود في البداية، أو التي سقطت فيه لاحقا. تلك الجزيئات كان لديها شحنة، وكيان، وخصائص أساسية أخرى والتي من المحتمل أن لم تزول بتأثير الثقب الاسود. وأيضا أن معرفة الطريقة الدقيقة الذي تموت فيها الثقوب السوداء قد يعطينا معلومات أكثر عن الأبعاد الاخرى في الكون. آخر النظريات حول اللانفجار الكبير واللحظات الأولى لبداية الكون تقترح أن هناك أكثر من أربعة أبعاد (ثلاثة من الفضاء، وواحد هو الزمن) والتي نتعامل بها حاليا







ثقب أسود فائق الضخامة







فوق: رسم تخيلي يُظهر ثقباً أسوداً فائق الضخامة يُمزق أجزاءً من نجم منفرد ويبتلعها.الصورة أسفل اليمين : صورة ضوئية يُعتقد أنها لثقبٍ أسودٍ فائق الضخامة يبتلع نجماً في المجرة RXJ. الصورة أسفل اليسار : الصورة بالأشعة السينية


الثقب الأسود فائق الضخامة أو الثقب الأسود عظيم الكتلة (بالإنكليزية: Supermassive black hole) هو أكبر نوع من الثقوب السوداء يوجد في مجرة، تتراوح كتلته بين مئات آلاف وبلايين الكتل الشمسية. معظم المجرات - إن لم تكن كلها - بما في ذلك مجرتنا - درب التبانة - يُعتقد أنها تحتوي ثقوبا سوداء عظيمة الضخامة في حوصلاتها
تملك الثقوب السوداء عظيمة الكتلة خصائص تميزها عن تلك ذات كتلة متوسطة أو معتادة، ومنها:

• تعرّف الكثافة المتوسطة للتقب الأسود بقسمة كتلة الثقب الأسود على الحجم داخل نصف قطر شفارتزشيلد، وبناءا على ذلك فقد تكون أقل من كثافة الماء للثقب الأسود ذو الكتلة الضخمة، وتنطبق تلك الكثافة مثلا على ثقب أسود تعادل كتلته 108 كتلة شمسية. (هذا بسبب أن نصف قطر شفارتزشيلد يتناسب تناسبا طرديا مع الكتلة بينما تتناسب الكثافة تناسبا عكسيا مع الحجم. وبما أن حجم الكرة المحيطة ب أفق الحدث لثقب أسود لا يدور حول محوره يتناسب تناسبا طرديا مع مكعب نصف القطر، فنجد أن الكثافة المتوسطة تقل للثقب الأسود الضخم حيث أنها تتناسب تناسبا عكسيا مع الكتلة).

• تكون قوة المد والجزر قرب أفق الحدث ضعيفة. وبما أن نقطة التفرد الثقالي بعيدة جدا عن أفق الحدث، فرائد الفضاء الافتراضي المسافر إلى مركز الثقب الأسود لن يُجرب ما يعرف بـ"التأثيرات المعكرونية" (وهو تمدد الجسم طوليا وانخفاض ثخانته باستمرار فيصبح رفيعا مثل عود المعكرونة، وهذا ما يمكن أن يحدث في حقول الجاذبية هائلة القوة) إلى أن يصل إلى نقطة عميقة جدا في الثقب الأسود.

التكون





رسم تخيلي يُظهر ثقباً أسوداً فائق الضخامة وحوله قرص مزود كما كان سوف يبدو لو كان بالإمكان رؤيته.


هناك نماذج مختلفة لكيفية تكون الثقوب السوداء من هذا الحجم. وأكثرها وضوحا هي ازدياد مادة ثقب أسود من الحجم النجمي ببطء حتى يبلغ هذا الحجم. وأحد النماذج الأخرى لتكون هذه الثقوب السوداء يبدأ من سحابة كبيرة من الغاز تنهار إلى "نجم نسبي" ربما تصل كتلته إلى مئات آلاف الكتل الشمسية أو أكثر. ثم يصبح النجم غير مستقر ومضطربا الحجم بسبب إنتاجه للبوزيترونات والإلكترونات في نواته، وربما ينهار مباشرة إلى ثقب أسود بدون أن ينفجر إلى مستعر أعظم (سوبرنوفا)، والذي سوف يقذف معظم كتلة النجم ويمنع بقاياه من التحول إلى ثقب أسود عظيم الضخامة
الصعوبة في تكوّن ثقب أسود فائق الضخامة تكمن في وجود مادة كافية في منطقة صغيرة كفاية. وهذه المادة يجب أن تملك كثافة قليلة جدا أيضا لكي يحدث هذا. وبشكل طبيعي تشمل عملية الازدياد انتقال جزء كبير من المادة الأولية إلى خارج ما يتحول إلى ثقب أسود، وهذا يبدو عاملا محددا في نمو الثقب الأسود ويفسر تكون الأقراص الازديادية.
حاليا يبدو أن هناك فجوة في تصنيف كتلة الثقوب السوداء. فهناك ثقوبٌ سوداء ذات كتلةٍ نجمية تولد من انهيار نجوم ربما تصل كتلتها إلى 33 كتلة شمسية. وأخف الثقوب السوداء فائقة الضخامة تبلغ كتلتها مئة ألف كتلة شمسية. وبين هذين الصُّنفين يوجد صُنف نادر هو الثقوب السوداء متوسطة الكتلة. وبسبب هذه الفجوة يُعتقد أن طريقة تكوّن كل من هذه الأنواع مختلفة عن الأخرى. وعلى أي حال بعض النماذج تقترح أن مصادر الأشعة السينية فائقة الضياء هي ثقوب سوداء من هذا النوع النادر.






فرضية الثقوب السوداء فائقة الضخامة

الفلكيون واثقون من وجود ثقب أسود فائق الضخامة في مركز مجرتنا - درب التبانة -، في منطقة تسمى الرامي أ*، وذلك بسبب أن:

• النجم إس 2 يدور في مدار بيضاوي يتم دورته فيه مرة كل 15,2 سنة، وفي أقرب اقتراب له من الجرم الذي يدور حول يكون على مسافة 17 ساعة ضوئية منه
• من حركة النجم "إس 2" يُقدر الفلكيون كتلة الجرم الذي يدور حوله ب 4.1 مليون كتلة شمسية
• الفلكيون يعرفون أيضاً أن قطر الجرم الذي يدور حوله النجم أقل من 17 ساعة ضوئية، وهذا يعني أن النجم إس 2 سوف يصطدم بالجرم أو سوف تُمزق أجزاء من بواسطة قوة المد والجزر
• الجرم الوحيد المعروف الذي يُمكن أن تصل كتلته إلى 4.1 مليون كتلة شمسية وبحجم صغير هو الثقوب السوداء فائقة الضخامة.

وقد قامت بضعة معاهد علمية في ألمانيا بتقديم أقوى دليل على احتواء منطقة الرامي أ* على ثقب أسود فائق الضخامة، وهو قائم على معلومات من مرصدي المرصد الأوروبي الجنوبي (ايسو) الموجود في شيلي، وكيك الموجود في جزر هاواي، وتم من تلك المشاهدات استنتاج كتلتة الثقب الأسود فائق الضخامة في مركز مجرتنا هي 4.1 مليون كتلة شمسية






وجودها خارج مجرة درب التبانة

تحتوي المجرة القريبة منا وهي مجرة المرأة المسلسلة وتبعد عنا 5و2 مليون سنة ضوئية ثقبا اسودا فائق الكتلة، تبلغ كتلته (1.1–2.3) × 108 كتلة شمسية، أي أنه أكبر كثيرا عن الثقب الأسود الموجود في مركز مجرتنا.
كما يوجد واحد من أكبر الثقوب السوداء الفائقة الكتلة في أحد جيران مجرتنا وهو مسييه 87، تبلغ كتلته (6.4 ± 0.5) × 109 كتلة شمسية، وهو يبعد عنا نحو 5و53 مليون سنة ضوئية.

وأصبح من المعلوم لدى العلماء أنه يكاد أن يوجد ثقب أسود فائق الكتلة في مركز كل مجرة.
وقد بينت المشاهدة وجود علاقة بين كتلة مثل ذلك الثقب الأسود والانخفاض النسبي لسرعة الحوصلة المجرية، وتسمى تلك العلاقة علاقة إم-سيجما (بالإنجليزية: M-sigma relation).
وهي تؤيد العلاقة بين تكوّن الثقب الأسود وتكون المجرة نفسها.

ولا يزال تفسير تلك العلاقة غامضا ويشكل معضلة يتسابق الفيزيائيون على حلها. ويعتقد ان الثقوب السوداء ومجراتهم تكونت في نفس الوقت نحو 300 إلى 800 مليون سنة بعد الانفجار العظيم، مارين بخط التطور من نجم زائف وما له من خصائص، ولكن النماذج المقترحة تختلف فيما بينها حول السببية : هل الثقب الأسود هو العامل الفعال على نشأة المجرة أم العكس ؟ كما ان تكونهما التسلسلي يمكن أن يكون نموذجا لتطورهما. كما أن مسألة طبيعة المادة المظلمة التي لا تزال غير معروفة تماما ربما تلعب دورا هاما في نماذج تكون المجرات والثقوب السوداء فائقة الضخامة.









رسم خيالي لثقب أسود تتشوه حوله صور النجوم التي وراءه.








المادة تندفع إلى ثقب أسود. تدور حوله البلازما بسرعات فائقة ويندفع جزء منها في هيئة نفاثات تحت تأثير مجاله المغناطيسي الشديد.




صورة خيالية لثقب أسود.









تشوهات المتسببة نتيجة الجاذبية الهائلة للثقب الأسود أمام سحابة ماجلان الكبرى (تفسير تصوري)









ثقب أسود يمر بين المشاهد ومجرة تقع خلفه، ويرى تشوه ضوء المجرة القادم إلينا (محاكاة تشبيهية)










ثقب أسود يجذب إليه المادة من نجم مجاور.





خماسية ستيفان






صورة الأشعة تحت الحمراء الصادرة (أحمر)، والقوس المتأين منطقة هيدروجين II (أخضر)، والضوء المرئي أغلبه أحمر (هنا أزرق).


خماسية ستيفان في الفلك (بالإنجليزية:Stephan's Quintet) هي مجموعة من 5 مجرات يمكن ان تري بالعين المجردة في كوكبة الفرس الأعظم، ومن ضمنها أربعة مجرات هي أول تجمع مجرات يكتشف ومن أجملها.[1] اكتشف المجموعة العالم الفلكي إدوار ستيفان عام 1877 وكان يعمل استكشافاته من مرصد مرسيليا بفرنسا. وتعتبر مجموعة المجرات تلك أكثر المجموعات المجرية التي حازب بالدراسات المستفيضة. واسطع مجرة في المجموعة هي المجرة الحلزونية إن جي سي 7320 والتي تظهر وأنها تحوي منطقة هيدروجين II كثيفة وتبدو في هيئة تكويرات حمراء حيث تنشأ فيها نجوم نشطة.



وصفها








تتكون المجموعة من الخمسة مجرات التالية: إن جي سي 7318 أ، وإن جي سي 7318 ب ،و إن جي سي 7319، وإن جي سي 37320 وإن جي سي 7313. ترجع تلك التسميات إلى الفهرس العام الجديد NGC. وتشكل مجموعة المجرات إن جي سي 7313 إلى إن جي سي 7319 نظاما من المجرات المتقاربة متفاعلة مع بعضها البعض بالجاذبية وتبعد عنا نحو 300 مليون سنة ضوئية. وبسبب تأثير الجاذبية بينها فلم تعد أذرعة المجرات الحلزونية واضحة.
وقد اعتبر ستيفان الخمسة مجرات منتمية لبعضها البعض إلا أن البحث الدقيق بيّن بعد ذلك أن المجرة إن جي سي 7320 لها سرعة نسبية تقدر بنحو 800 كيلومتر في الثانية وهي أقل بكثير من سرعات الاربعة مجرات الأخرى التي تبلغ سرعاتها بيم 6500 - 7000 كيلومتر في الثانية. وتبين أن المجرة إن جي سي 7320 أقرب منا كثيرا عن الأربعة الأخرىات فهي تبعد عنا نحو 35 مليون سنة ضوئية فقط في حين أن المجموعة تبعد عنا نحو 300 سنة ضوئية. ولذلك فإن المجرة إن جي سي 7320 سي تنتمي إلى المجموعة وبذلك تعود تسميتهم بخماسية ستيفان إلى أصلها.
يبلغ قدرها الظاهري 13 ولذلك نحتاج لرؤيته تلسكوب ذو عدسة [[قطر (هندسة)|قطرها 20 سنتيمتر على الأقل.
في قياسات تمت عام 1970 لقياس الأشعة الراديوية القادمة من خماسية المجرات أوضحت وجود قوس انبعاث (أو وتر انبعاث) في المنطقة بين المجرات وبعضها. كما سجلت وهيج ناشئ عن هيدروجين متأين في نفس المنطقة ويرى في نطاق طيف الضوء المرئي، وهو يبدو في الصورة كقوس أخضر على اليمين. وقد ركز تلسكوبان فضائيان رصد الخماسية ويشير هذا الرصد غلى أن قوس الوهيج ربما يكون ناشئا عن موجات تصادمية بالغة الكبر تنتشر خلال الغاز الكوني الموجود بين المجرات وصادرة من المجرة إن جي سي 7318 ب ساقطة في اتجاه مركز المجموعة وتبلغ سرعتها عدة ملايين كيلومتر في الساعة.






مصدر أشعة إكس




خماسية ستيفان وتبعد عنا نحو 280مليون سنة ضوئية، وترى أشعة إكس (أزرق) في هالات بين المجرات NASA/CXC/CfA/E.


تصتدم المجرة إن جي سي 7318 ب مع غاز في المجموعة حيث نشأت موجة تصادمية كبيرة ممتدة وأكبر من مجرتنا (100.000 سنة ضوئية فتسخن بعض مناطق الغاز غلى درجات حرارة تصل إلى مليون كلفن مما يتسبب في إصدار أشعة إكس، وقد رصدها تلسكوب شاندرا الفضائي للأشعة السينية التابع لناسا.






انزياح أحمر

قامت الراصد بتعيين مقدار الانزياح الأحمر لكل مجرة في الخماسية وتبين أن المجرة إن جي سي 7320 (تحتية في الصورة) لها انزياح أحمر قليل (790 كيلومتر في الثانية) بينما الانزياح الأحمر للأربعة مجرات الأخرى تُبدي انزياحا احمرا نحو 6600 كيلومتر في الثانية. ونظرا لأن الانزياح الأحمر دالة للمسافة بين المجرات وبيننا فنستخلص من ذلك أن المجرة إن جي سي 7320 أقرب إلينا ويحدد انزياحهاالأحمر بعدها عنا بنحو ~39 مليون سنة ضوئية فقط في حين أن الأربعة الآخرين على بعد 210 - 340 مليون سنة ضوئية منا.
كما بينت الدراسة أن المجرة إن جي سي 7319 من نوع مجرة زايفرت وتعتبر حوصلتها نشطة.






ملحوظة
على الرغم من طول الموضوع
الا انة قد تم اختصارة بنسبة 1: 3

يعنى انا كنت محضر الموضوع اكبر من كدة بكتيرررررررررررررررررررررر

تحياتى

[☜ ĂиTaKą ☞]

مميز
:weight_lift:

[ST0P_IM_T0P]

المشاركة الأصلية كتبت بواسطة ☜ ĂиTaKą ☞ عفوا ,,, لايمكنك مشاهده الروابط لانك غير مسجل لدينا [ للتسجيل اضغط هنا ]

مميز
:weight_lift:

شكرا لمرورك

المشاركة الأصلية كتبت بواسطة Emely عفوا ,,, لايمكنك مشاهده الروابط لانك غير مسجل لدينا [ للتسجيل اضغط هنا ]

ده مش مميز وبس
ده روعه من الجمال

بجد مجهود رائع

تسلم