كيف تم اكتشاف الذرات الأولى في الكون

لا نعرف كيف يظهر النجم ، لكننا نريد أن نعرف كيف يظهر 10 مليار نجم
- كارلوس فرانك

بالنظر إلى الأجزاء البعيدة من الكون ، ننظر إلى ماضيه. كلما كان الجسم أبعد ، ذهب ضوءه إلى أعيننا. وفي كل مرة ننجح في النظر إلى أبعد من ذي قبل ، ننظر إلى ماض أعمق - أقرب إلى الانفجار الكبير.



أقرب وقت رأيناه هو بالطبع إشعاع الإشعاع ، التوهج المتبقي من الانفجار الكبير. عندما نلاحظ إشعاع الخلفية هذا المنبعث في وقت يبرد فيه الكون أخيرًا إلى درجات حرارة تسمح بتكوين الذرات ، نحصل على صورة للكون في عمر 380.000 سنة!



لكن هناك تنبؤ نظري فيما يتعلق بالانفجار الكبير ، نشأ حتى من الأوقات السابقة. ربما يكون هذا هو أقرب التوقعات التي يمكن التحقق منها! لا يتحدث الانفجار الكبير فقط عن الوقت الذي كان من المفترض أن تتشكل فيه الذرات لأول مرة ، ولكن أيضًا أي نوع من الذرات يفترض أن تكون.

كيف هذا؟ نتقدم بسرعة إلى المراحل الأولى التي يمكننا التحدث عنها ، والتي لا نزال متأكدين فيها تمامًا من صحة الفيزياء.



تذكر أن الكون يتوسع ويبرد ، مما يعني أنه كان أكثر حرارة وكثافة في الماضي! بالطبع ، عندما كان عمر الكون أقل من 380.000 سنة ، كان الجو حارًا جدًا بالنسبة للذرات المحايدة ، ولكن ماذا لو ذهبنا إلى أبعد من ذلك؟

في مرحلة ما ، كان الجو حارًا وكثيفًا جدًا حتى للنوى ، وحتى قبل ذلك - نشطًا جدًا لوجود البروتونات والنيوترونات! عندما لم يتجاوز عمر الكون جزءًا صغيرًا من الثانية ، لم يكن لدينا سوى بحر من الكواركات ، والغلونات ، واللبتونات ، والبلتونات ، والإشعاع شديد الحرارة ، وكل هذا طاف في الحساء الأساسي للكون المبكر!



في هذه الحالة ، يصطدم كل شيء بسرعة كبيرة ويكون في حالة توازن حراري. يحدث إنشاء وإبادة أزواج من الجسيمات / الجسيمات المضادة بسرعة كبيرة. ومع ذلك ، فإن جميع الجسيمات غير مستقرة تقريبًا. مع توسع الكون وتبريده ، تتحلل اللبتونات والكواركات الثقيلة ، وتحدث المواد الزائدة والمادة المضادة وتهلك ، وتبقى الكواركات المتبقية (الكواركات العلوية والسفلية بكميات متساوية تقريبًا) باردة بما يكفي لتتكثف إلى بروتونات ونيوترونات فردية. بحلول الوقت الذي يصل فيه الكون إلى 10 ميكروثانية ، يكون هناك أعداد متساوية تقريبًا من البروتونات والنيوترونات.



ومع ذلك ، فإن الكون مليء أيضًا بالإلكترونات والمضادات الإلكترونية المعروفة باسم البوزيترونات. في كل مرة يتصادم فيها بروتون مع إلكترون نشط بما فيه الكفاية ، يولد نيوترون (ونيوترينو) ، وفي كل مرة يتصادم فيها نيوترون مع بوزيترون نشط بما فيه الكفاية ، يولد بروتون (ومضاد للنترينو). في البداية ، تستمر هذه التفاعلات بنفس السرعة تقريبًا ، ونحصل على كون مع مادة طبيعية ، 50 ٪ تتكون من البروتونات و 50 ٪ من النيوترونات.

ولكن نظرًا لحقيقة أن البروتونات أخف من النيوترونات ، يصبح من الأكثر ربحية زيادة عدد البروتونات وتقليل عدد النيوترونات . عندما يبلغ عمر الكون 3 ثوانٍ وتوقفت جميع التحولات عمليًا ، يوجد بالفعل 85٪ من البروتونات و 15٪ من النيوترونات في الكون. وفي هذا الوقت ، لا يزال الجو حارًا وكثيفًا بما يكفي ليحاول البروتونات والنيوترونات بدء الاندماج النووي للدوتريوم ، أول نظير ثقيل للهيدروجين!



لكن في الكون ، هناك أكثر من مليار فوتون لكل بروتون أو نيوترون ، ولا تزال درجة الحرارة مرتفعة جدًا بحيث لا يتم تدمير الديوتيريوم الناتج عنها على الفور. لذا ، ننتظر ، ننتظر ، وننتظر حتى يبرد الكون ليُنتج الديوتريوم ولا يكسره على الفور. في هذه الأثناء ، تكمن المشكلة في أن النيوترون غير مستقر ، وتتحلل بعض النيوترونات إلى بروتونات وإلكترونات ومضادات نيوترينو.



وأخيرًا ، بين 3 و 4 دقائق من وجود الكون ، يتم تبريد الفوتونات بما يكفي حتى لا يتم تفتيت الديوتريوم بشكل أسرع من البروتونات والنيوترونات التي يمكن أن تنشئه. يمر الكون باختناق مرتبط بالدوتريوم. في هذه اللحظة ، بسبب التحلل ، يوجد في الكون 88٪ من البروتونات و 12٪ من النيوترونات.

عندما يبدأ الديوتريوم في التكوين في الكون ، فإنه يضيف على الفور البروتونات و / أو النيوترونات إليه ، ويصعد سلم العناصر إلى التريتيوم أو الهليوم 3 ، وبعد ذلك إلى الهيليوم -4 المستقر للغاية!



تم العثور على جميع النيوترونات تقريبًا في ذرات الهيليوم -4 ، وهو ما يمثل 24 ٪ من جميع الذرات بالكتلة بعد هذا التكوين النوي. تشكل نوى الهيدروجين - البروتونات الفردية فقط - نسبة 76٪ المتبقية. كان هناك أيضًا جزء صغير (من 0.001 ٪ إلى 0.01 ٪) من الهيليوم 3 ، التريتيوم (المتحلل إلى الهيليوم 3) والدوتريوم ، ونسبة أصغر من أشكال مختلفة من الليثيوم والبريليوم الناتجة عن التخليق النووي مع نواة الهليوم -4.

ولكن بسبب مجموعة من العوامل - عدم وجود نوى مستقرة بكتلة 5 أو 8 ، ودرجة حرارة وكثافة منخفضة نسبيًا للكون في هذا الوقت ، والتنافر الكهربائي القوي للنظائر الثقيلة - لم يتم تكوين أي شيء أكثر خطورة.



وقد توقعت نظرية الانفجار الكبير هذه العناصر. بمعرفتنا بـ CMB ، يمكننا أن نحدد - بدقة لا تصدق - مقدار الهيليوم 4 ، والهيليوم 3 ، والديوتريوم والليثيوم 7 على وجه التحديد. هذا التنبؤ - الوفرة الأولية لعناصر الضوء - هو واحد من أعظم التنبؤات التي ظهرت من نموذج الانفجار الكبير.



بعد ذلك ، يتوسع الكون ويبرد ببساطة ، وتتحلل النظائر غير المستقرة (مثل التريتيوم) إلى نظائر مستقرة ، حتى تلتقط هذه النوى الذرية - التي تم إنشاؤها في الفرن النووي الانفجار الكبير - الإلكترونات وتتحول إلى ذرات محايدة.

بالطبع ، رؤية هذه الذرات وقياس وفرتها مهمة صعبة للغاية. لماذا؟ دعونا نلقي نظرة على ما يمكنك رؤيته إذا نظرت إلى الكون المبكر.



نريد أن نرى الذرات الأولى: تلك الموجودة في الأوقات المظلمة من الفضاء. لكن الأمر صعب للغاية.

نحدد وجود عناصر في الكون من التحولات الذرية. إما أنها تُظهر خطوط انبعاث إذا كانت الذرات ساخنة بدرجة كافية وتتحرك إلكتروناتها المتحمسة إلى حالة طاقة أقل ، أو خطوط امتصاص إذا كانت الذرات في حالة باردة ذات طاقة منخفضة ، ولكن هناك مصدر ساخن خلفها ، تمتص فوتوناتها عند مستوى الطاقة الصحيح ذرات.



المشكلة ، بالطبع ، هي أن ذرات "العصور المظلمة" هذه باردة جدًا بحيث لا يمكنها التخلي عن خطوط الانبعاث ، والإشعاع خلفها أضعف من أن يسبب خطوط امتصاص! لذلك ، علينا أن ننتظر حتى تقوم الجاذبية بوظيفتها وتسحب ما يكفي منها في مكان واحد حتى نتمكن من استخدام شيء نشط بما يكفي لجعلها خطوط امتصاص!



بعد انهيار جاذبية قوي بما فيه الكفاية ، يصبح الكون في بعض الأماكن كثيفًا بما يكفي لتشكيل النجوم للمرة الأولى! المناطق التي تصبح كثيفة أسرع من غيرها تشكل النجوم أولاً - بعد 50-150 مليون سنة من الانفجار العظيم - وتبقى مناطق أخرى محايدة وخالية من النجوم ولم تمسها.



المشكلة الأولى هي أنه عندما يتم إنشاء هذه النجوم الأولى ، يتم حجب الضوء منها بواسطة الذرات المحايدة ، تمامًا مثل حجب ضوء النجوم بواسطة سحابة كثيفة من الغاز بين النجوم.



لذلك ، نحتاج ، إذا أردنا رؤية ضوء هذه النجوم (أو أي مصدر للضوء) ، تخلص من هذه الذرات المحايدة. لهذا ، من الضروري تكوين نجوم كافية في الكون من أجل إعادة تأيين معظم الذرات المحايدة (99٪ +). لحسن الحظ ، الكون يفعل ذلك من تلقاء نفسه ، وفي أقل من مليار سنة.



مشكلة أخرى هي أنه عندما يحدث انهيار الجاذبية وظهور النجوم الأولى ، فإنها لا تسد الكون فقط بالعناصر الثقيلة التي تخلقها ، ولكن أيضًا تدمر هذه العناصر الخفيفة الضئيلة - الديوتريوم والليثيوم والهيليوم -3 - التي نريد قياسها!

لذا قد تعتقد أن الخدعة 22 تعمل هنا. كيف يمكننا قياس هذه الذرات الأولى ، التي لم تمس ، إذا استطعنا قياسها فقط بعد مليار سنة ، عندما كل شيء يحدث سوف يلوث ذرات الكون؟

لكن هناك أمل.



في الكون ، على الرغم من صعوبة العثور عليها ، هناك مجرات معزولة ذات كتلة صغيرة للغاية ، مثل مضخة المجرة القزمة (من مضخة الكوكبة) ، في الصورة أعلاه.

من الناحية النظرية ، يمكن أن تبقى قطع من المادة المعزولة للغاية ، التي تبلغ كتلتها حوالي 0.0001 ٪ من كتلة مجرتنا درب التبانة ، دون تكوين أي نجوم على الإطلاق ولا تتلوث بالكتلة بعد النجم المجاورة لها لأكثر من مليار سنة. ولكن للعثور على مثل هذه القطعة ، كان علينا أن نكون محظوظين للغاية.

حسنًا ، كنا محظوظين تمامًا كما كنا نأمل.



الأجسام الأكثر سطوعًا وإشراقًا على الحواف البعيدة للكون هي أشباه النجوم ، ومعظمها مرئية في المرحلة الأخيرة من إعادة التأين - عندما تصبح المادة شفافة للضوء - في الكون. سمح الحادث السعيد ، بعد 58 عامًا من التحقيق الطيفي للكوازارات ، الذي أشار إليه فريق فوماجالي وأومير وبروشاك ، بالعثور على غيوم من الغاز البكر غير الملوث المحفوظ من الانفجار الكبير في أطياف النجوم الزائفة!



في الجزء العلوي من الصورة ، مأخوذة من عمل Fumagali وآخرين ، تم تصوير طيف الكوازار. الفشل في مخطط متعرج هو علامة على خط الامتصاص! في هذه الحالة ، تُظهر خطوط الامتصاص خصائص سحابة من غاز الهيدروجين المحايد مع انزياح أحمر يزيد قليلاً عن 3 ، أي بعد حوالي 2 مليار سنة من الانفجار العظيم (وحوالي مليار سنة بعد أول ضوء ترك هذا الكوازار) ) ومع ذلك ، عادة ما تكون هناك علامات حالية على النشاط الحيوي للنجوم السابقة - مثل العناصر "الملوثة" مثل الكربون والأكسجين والسيليكون وما إلى ذلك. - ليست صغيرة فحسب ، بل صغيرة جدًا ، أقل من 0.01٪ من الكمية الموجودة في شمسنا. هذا عندما تفكر في أن سحابة "النظافة" التالية التي اكتشفناها في الكون تحتوي بالفعل على أكثر من 0.1٪ من عدد العناصر الثقيلة في الشمس.



لذا ، هذه ليست فقط مجموعة الذرات الأقل تلويثًا والأكثر تلوثًا التي وجدناها ، بل هي أيضًا أفضل الاختبارات التي تتوافق وفرة العناصر الضوئية - وفقًا لقوة خطوط الامتصاص الطيفي - مع توقعات نظرية الانفجار الكبير!

ما هي النتائج؟ ألق نظرة على النقطة الأكثر نقاءً ، أقصى اليسار على الرسم البياني ؛ هذه هي البيانات الأكثر موثوقية حصلنا عليها على الإطلاق حول هذا الموضوع!



يقول العمل:

على خط رؤية النجوم الزائفة ، يتم إعادة حساب اللوغاريتر المقاس (D / H) = .54.55 ± 0.03 في Ωb ، 0h2 (BBN) = 0.0213 ± 0.0010 ، والذي يتزامن تمامًا مع الكمية التالية من طيف القدرة من CMB ، Ωb ، 0h2 (CMB) = 0.02249 ± 0.00057. يمثل هذا المصادفة الجميلة بين تجربتين مستقلتين انتصار نظرية الانفجار الكبير.

وما هو الأفضل - إذا أردنا قياس العناصر الموجودة في سحب الغاز هذه بشكل أفضل ، فنحن بحاجة فقط إلى دراستها لمزيد من الوقت! نعم ، يمكننا أن نكون محظوظين ويمكننا العثور على المزيد من هذه السحب الغازية البكر (تقول القاعدة الأساسية أن حالة واحدة هي حادث ، واثنان بالفعل نمط محتمل) ، ولكن حتى إذا لم نجدها ، فنحن بحاجة فقط إلى النظر إليها لفترة أطول وبعناية هذه النجوم الزائفة ، ويمكننا توضيح عدد العناصر فيها بشكل أفضل!

هكذا اكتشفنا الذرات الأولى للكون ، وكيف أثبتوا صحة توقع آخر لنظرية الانفجار العظيم.