هذا هو أقدم ضوء بعيد منا. ولكن أين يقع بالضبط؟

قيل أننا نترك نورنا يسطع ببساطة ، وبعد ذلك لن نحتاج إلى إخبار الجميع أنه يلمع. لا تطلق المنارات المدافع من أجل لفت الانتباه إلى ضوءها - فهي ببساطة تلمع.
- دوايت ل

إذا نظرت إلى الأجزاء البعيدة من الكون ، فسوف تنظر إلى الماضي ، لأن سرعة الضوء محدودة ، على الرغم من أنها رائعة جدًا. لذا ، بالنظر إلى أبعد شيء مرئي ، عند أول ضوء يتم إدراكه بواسطة معداتنا ، يجب علينا تحقيق شيء ما. في حالة كوننا ، على حد علمنا ، سيكون هذا هو التوهج المتبقي للانفجار الكبير: إشعاع الخلفية الكونية الميكروويف. أرسلتم جميعًا عددًا كبيرًا من الأسئلة ، وقررت هذا الأسبوع الإجابة على سؤال David English:

نرى صورة شائعة لـ KMFI في شكل كرة أرضية. يحيط بنا. كما أفهمها ، KMFI هي أقرب صورة للكون. بما أننا ننظر إلى الماضي عندما نلاحظ أجسامًا بعيدة ، يجب أن يكون KMFI منطقيًا أبعد مسافة. هذا يعني أن KMFI في نهاية الكون ، لكن الأمر ليس كذلك. الفضاء لانهائي ، على حد علمنا ، وحافته لا نراها. إذن أين KMFI ، إن لم يكن في نهاية الكون؟

دعونا نبدأ مع الانفجار الكبير ، ثم نأتي إلى KMFI.

عندما بدأ الانفجار العظيم الساخن - بعد التضخم الكوني ، الذي استمر لفترة غير محددة من الزمن - كان للكون الخصائص التالية:
• كان كبيرًا. على الأرجح ، أكثر بكثير (على الأقل مئات المرات) من الجزء الذي نراجعه.
• كان متجانسًا جدًا - بنفس كثافة الطاقة - في المتوسط لجزء واحد من أصل 10000.
• كان حارًا جدًا. كانت الطاقة على الأقل 10000.000 مرة أعلى من أعلى المستويات التي يمكن تحقيقها في مصادم الهادرون الكبير.
• كانت أيضًا كثيفة. كانت كثافات الإشعاع والمادة والمادة المضادة تريليونات من التريليونات من المرات أكبر من تلك التي في نواة اليورانيوم.
• ومع ذلك فقد توسعت بسرعة كبيرة وبردت في نفس الوقت.

من هنا بدأنا. هذا هو 13.8 مليار سنة ماضية.

ولكن مع التوسع والتبريد ، حدثت العديد من الأشياء المدهشة في تاريخ الفضاء لدينا ، وفي كل مكان في نفس الوقت. أزواج المواد / المواد غير المستقرة تبيد عندما يبرد الكون إلى ما دون عتبة درجة الحرارة اللازمة لمظهرها العفوي. ونتيجة لذلك ، تركنا مع كمية صغيرة من المادة ، والتي بدأت بطريقة ما تنتشر على المادة المضادة.

مع انخفاض درجة الحرارة ، بدأ الاندماج النووي بين البروتونات والنيوترونات ، مما أدى إلى ظهور عناصر أثقل. وعلى الرغم من أن الكثير من الوقت - من 3 إلى 4 دقائق (وهذه حياة كاملة في أوائل الكون) - استغرق تشكيل الديوتيريوم ، فإن الخطوة الأولى (الديوترون هو بروتون واحد ونيوترون واحد) في جميع التفاعلات النووية ، ومنذ ذلك الحين نحصل على الكثير من الهليوم والهيدروجين ، وكذلك كمية صغيرة من الليثيوم.

تم تشكيل العناصر الأولى للكون هنا في بحر من النيوترونات والفوتونات والإلكترونات المؤينة.

يتطلب الأمر طاقات من عدة MeV لتركيب العناصر الثقيلة من الضوء ، ولكن إذا كنت بحاجة إلى تكوين ذرات محايدة ، فمن الضروري أن تنخفض الطاقة إلى عدة eV - حوالي مليون مرة.

تكوين الذرات المحايدة مهم جدا لمعرفة ما يحدث. لأنه بغض النظر عن كمية الضوء المتاحة ، إذا تم إزعاجه بسبب قطعان كثيفة ضخمة من الإلكترونات التي تطفو حولها ، فإن هذا الضوء سوف يتشتت من قبلهم وفقًا لعملية تعرف باسم تشتت طومسون (وبالنسبة للطاقات العالية ، كومبتون).

وبينما لديك كثافة عالية بما يكفي من الإلكترونات الحرة ، فإن كل هذا الضوء ، بغض النظر عن الطاقة تقريبًا ، سينعكس وينثر ، ويتبادل الطاقة ويدمر أي معلومات في التصادمات (أو بالأحرى ، عشوائي). حتى تظهر الذرات المحايدة التي تحبس الإلكترونات حتى تتمكن الفوتونات من السفر بحرية ، لا يمكن "رؤية" أي شيء (على الأقل ليس بمساعدة الضوء).

اتضح أنه بالنسبة لهذا الكون ، من الضروري أن يبرد إلى درجة حرارة 3000 كلفن. هناك الكثير من الفوتونات أكثر من الإلكترونات (حوالي مليار مرة) ، لذلك تحتاج إلى تحقيق درجة حرارة "منخفضة جدًا" بحيث تكون أعلى طاقة للفوتونات - تلك التي لديها طاقة للتأين الهيدروجين - يقع تحت هذا الشريط من الطاقة الحرجة. بحلول ذلك الوقت ، كان الكون قد وصل بالفعل إلى 380،000 سنة ، واستمرت العملية نفسها حوالي 100،000 سنة.

يحدث هذا في كل مكان في وقت واحد ، وبالتدريج ، وفي نهاية العملية ، يحصل ضوء الكون في النهاية على الفرصة ليطير في جميع الاتجاهات بسرعة الضوء. تم انبعاث KMPI عندما كان عمر الكون 380،000 سنة ، وفي لحظة الانبعاث لم يكن ضوء "الميكروويف": كان الأشعة تحت الحمراء ، مع بعض أجزاء من درجة الحرارة العالية التي يمكن رؤيتها بالعين البشرية ، إذا كان هناك أي شخص يمكن مشاهدته بعد ذلك عليه.

لدينا أدلة كافية على أن درجة حرارة مؤشر KMFI في الماضي كانت أعلى ؛ التسلق في منطقة الانزياح الأحمر القوي بشكل متزايد ، هذا هو بالضبط ما نلاحظه.

الاستقراء في الماضي لما نراه اليوم - الخلفية عند 2.725 ك ، المنبعثة مع إزاحة z = 1089 ، تظهر أنه في لحظة انبعاث KMFI ، كانت درجة حرارة 2940 K. KMFI ليست حافة الكون ، ولكن "حافة" ما نراه.

عندما ننظر إلى مؤشر KMPI ، نجد أيضًا تقلبات فيه: مناطق ذات كثافة متزايدة (أكثر "زرقاء" أو باردة) وأقل (أكثر "حمراء" أو ساخنة) ، تمثل انحرافات صغيرة عن التماثل المثالي.

هذا أمر جيد لسببين:
1. تم توقع هذه التقلبات بواسطة التضخم ، وتوقع استقلالية الحجم. كان ذلك في الثمانينيات. أكدت ملاحظات وتأكيد هذه التقلبات بواسطة الأقمار الصناعية في 90s (COBE) ، 00s (WMAP) و 10 s (بلانك) نظرية التضخم.
2. هذه التقلبات مع ظهور مناطق ذات كثافة أعلى وأقل من المتوسط مطلوبة لظهور هياكل واسعة النطاق - النجوم والمجرات والمجموعات والعناقيد والخيوط - مفصولة بفراغات فضائية ضخمة.

بدون هذه التقلبات ، لن يكون لدينا مثل هذا الكون.

ومع ذلك ، على الرغم من أن الضوء من KMFI ينشأ من اللحظة التي كان فيها عمر الكون 380،000 سنة ، فإن الضوء الذي نلاحظه على الأرض يتغير باستمرار. كما ترى ، يبلغ عمر الكون حوالي 13.8 مليار سنة ، وعلى الرغم من أن الديناصورات - إذا قامت ببناء تلسكوبات لاسلكية تعمل بالموجات الدقيقة - يمكنها مراقبة KMPI من تلقاء نفسها ، إلا أنها ستكون مختلفة قليلاً.

سيكون ارتفاع درجة الحرارة مليوني كيلفن ، حيث كان الكون قبل بضع مئات الملايين من السنين أصغر ، ولكن الأهم من ذلك ، أن صورة التقلبات ستكون مختلفة تمامًا عما هي عليه اليوم. ليس إحصائيًا: سيكون الحجم أو الطيف الكلي للمناطق الحارة أو الباردة متشابهين تقريبًا (ضمن حدود التغيرات الكونية) كما هي اليوم. لكن حقيقة أن اليوم حار أو بارد بالكاد كان مرتبطًا بحقيقة أنه كان سيكون حارًا أو باردًا منذ مائة أو مائتي ألف سنة ، بل وأكثر من ذلك ، مائة مليون.

عندما ننظر إلى الكون ، فإن KMFI موجود في كل مكان ، في جميع الاتجاهات. وهو موجود لجميع المراقبين في جميع النقاط ، ويتم إشعاعه باستمرار في أي اتجاه من المصدر ، والذي يُلاحظ على أنه "سطح التشتت الأخير". إذا انتظرنا طويلاً بما فيه الكفاية ، فلن نرى فقط صورة للكون في سن الطفولة ، ولكن فيلمًا كاملًا سيسمح لنا بتجميع خريطة مناطق أكثر أو أقل كثافة في ثلاثة أبعاد بمرور الوقت! نظريًا ، يمكننا استقراء ذلك في المستقبل ، لأن إشعاع الميكروويف ينتقل إلى الطيف الراديوي عندما تنخفض كثافة الفوتون من 411 لكل سنتيمتر مكعب إلى عشرات ، إلى وحدات ، وحتى ملايين أجزاء من كثافة اليوم. لن يذهب الإشعاع إلى أي مكان ، حتى نتمكن من بناء تلسكوبات كبيرة بما فيه الكفاية وحساسة لاكتشافه.

لذا فإن KMFI ليس نهاية الكون ، بل حدود ما يمكننا رؤيته ، سواء في المسافة (مدى الصعود) والوقت (المدى الذي ننظر إليه في الماضي). نظريا ، هناك أمل في أن نتمكن من المضي قدما في الماضي.

على الرغم من أن الضوء يقتصر على عمر 380.000 عام ، فإن النيوترينوات ومضادات النيوترينو التي تم إنشاؤها أثناء الانفجار الكبير سافروا بحرية وبدون قيود تقريبًا منذ أن تحول الكون من ثانية إلى ثلاث ثوان! إذا استطعنا بناء كاشف حساس بما فيه الكفاية لقياس وخلفية خلفية النيوترينو الكونية (CNF) ، يمكننا أن ننظر إلى أبعد من ذلك: عدة مرات أقرب إلى بداية الانفجار العظيم الساخن. هذه الطاقات صغيرة جدًا - عدة مئات من الميكروفيف - لكنها يجب أن تكون موجودة. إنهم ينتظرون منا فقط لمعرفة كيفية العثور عليها.

لذا ، يا ديفيد ، لا نرى حافة الكون ، ولا حتى أبعد شيء متاح. هذا فقط - مع مراعاة قيود التكنولوجيا والمعرفة لدينا - أبعد ما يمكن أن نراه اليوم. وهي تبتعد باستمرار. مع تقدم الكون في العمر ، ننظر إلى الماضي بشكل أعمق وأعمق. كما قال ماثيو ماكونهي ذات مرة ، "أنا أتقدم في السن ، ولا يزالون في نفس العمر."

هذا هو الحال مع الكون: نحن نتقدم في السن ، لكن KMFI يبقى في نفس العمر.

شكرا على هذا السؤال الرائع ، وآمل أن تكون قد استمتعت بالنظر إلى الوراء. أرسل لي أسئلتك واقتراحاتك للمقالات التالية.

اسأل إيثان رقم 88: أين تقع إشعاع الخلفية الكونية الميكروية؟

هذا هو أقدم ضوء بعيد منا. ولكن أين يقع بالضبط؟

More articles: