مصير كون يتمدد: الفرق بين النسختين
| [نسخة منشورة] | [نسخة منشورة] |
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
ط استرجاع تعديلات 94.47.141.5 (نقاش) حتى آخر نسخة بواسطة JarBot وسم: استرجاع |
ط بوت:الإبلاغ عن رابط معطوب أو مؤرشف V2.5 |
||
سطر 3:
'''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''.<ref>[http://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_fate.html WMAP - Fate of the Universe], ''WMAP's Universe'', [[ناسا]]. Accessed on line July 17, 2008. {{Webarchive|url=http://web.archive.org/web/20170113070355/https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_fate.html |date=13 يناير 2017}}</ref>
[[ملف:WMAP 2008.png|350px|thumb|[[مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية]] 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.]]
سطر 17:
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.<ref name=calibrating>Chapter 7, ''Calibrating the Cosmos'', Frank Levin, New York: Springer, 2006, ISBN 0-387-30778-8.</ref>
وتستنبط مشاهدات إشعاع الخلفية الكونية التي تجريها تجربة ويلكنسون الميكرونية أن الكون منبسط ,انه توجد فيه قدرا كبيرا من الطاقة المظلمة.<ref name=wmap_5yr>[http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers/fiveyear/basic_results/wmap5basic.pdf Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results], G. Hinshaw et al., ''The Astrophysical Journal Supplement Series'' (2008), submitted, {{arxiv|0803.0732}}, {{bibcode|2008arXiv0803.0732H}}. {{Webarchive|url=http://web.archive.org/web/20170519183048/https://lambda.gsfc.nasa.gov/product/map/dr3/pub_papers/fiveyear/basic_results/wmap5basic.pdf |date=19 مايو 2017}}</ref>
وفي هذه لحالة فسوف يستمر تمدد الكون مع زيادة معدل تسريعه. وتؤيد مشاهدات [[مستعر أعظم|المستعرات العظمى]] البعيدة زيادة سرعة تمدد الكون.<ref name=calibrating/>
سطر 78:
ومن المتوقع ان تكون 90% من تلك البقايا من نوع [[قزم أبيض|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.<ref name=dying/><sup> §IIIC;</sup><ref>[http://spiff.rit.edu/classes/phys240/lectures/future/future.html The Future of the Universe], M. Richmond, lecture notes, "Physics 240", [[معهد روشيستر للتكنولوجيا]]. Accessed on line July 8, 2008. {{Webarchive|url=http://web.archive.org/web/20170803142618/http://spiff.rit.edu:80/classes/phys240/lectures/future/future.html |date=03 أغسطس 2017}}</ref>
وإذا لم تزيد الكتلة الكلية عن كتلة شاندراسيخار ولكنها أكبر من الكتلة الصغرى لتفاعل الاندماج الكربوني (نحو 9و0 من كتلة الشمس) فقد يتكون نجم كربوني قد يبلغ عمره 1 مليون سنة.<ref name=fiveages/><sup>, p. 91</sup>
سطر 96:
ومع 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]].<ref>p. 428, A deep focus on NGC 1883, A. L. Tadross, ''Bulletin of the Astronomical Society of India'' '''33''', #4 (December 2005), pp. 421–431, {{bibcode|2005BASI...33..421T}}.</ref>
وقد يكون التراخي الحركي بسبب اقتراب شديد لنجمين من بعضهما أو عن بسبب مجرد اقتراب من بعيد متعدد.<ref>[http://webusers.astro.umn.edu/~llrw/a4002/SG_notes.txt Reading notes], Liliya L. R. Williams, Astrophysics II: Galactic and Extragalactic Astronomy, [[جامعة مينيسوتا]], accessed on line July 20, 2008. {{Webarchive|url=http://web.archive.org/web/20160303205345/http://webusers.astro.umn.edu/~llrw/a4002/SG_notes.txt |date=03 مارس 2016}}</ref>
وفي حالة الاقتراب شديد بين قزمين بنيين أو أجرام بقايا فإن البقايا قليلة الكتلة تكتسب تسريع بينما تبطأ حركة الأجرام الكبيرة.<ref name=fiveages>''[[The Five Ages of the Universe]]'', Fred Adams and Greg Laughlin, New York: The Free Press, 1999, ISBN 0-684-85422-8.</ref><sup>, pp. 85–87</sup>
سطر 117:
:'' بعد 10 <sup>40</sup> سنة''
وعلى أساس نصف العمر المفترض للبروتون و[[نوكليون|النوكليونات]] (البروتونات والنيوترونات المرتبطة في [[نواة ذرية|أنوية]] [[ذرة|الذرات]]) فإنها ستـُجرى 1000 تحلل على مدى 10<sup>40</sup> من السنين. ولتخيل ذلك فيوجد في الكون نحو 10<sup>80</sup> من البروتونات، <ref>[http://www.nap.edu/html/oneuniverse/frontiers_solution_17.html Solution, exercise 17], ''One Universe: At Home in the Cosmos'', Neil de Grasse Tyson, Charles Tsun-Chu Liu, and Robert Irion, Washington, D.C.: Joseph Henry Press, 2000. ISBN 0-309-06488-0. {{Webarchive|url=http://web.archive.org/web/20041124111704/http://www.nap.edu:80/html/oneuniverse/frontiers_solution_17.html |date=24 نوفمبر 2004}}</ref>
وهذا يعني أن عدد النوكليونات سوف ينخفض إلى النصف في كل تحلل وبعد 10<sup>40</sup> سنة من عمر الكون يكون قد أعترى البروتونات 1000 تحلل، وبناء على ذلك فمن المفترض أن يتبقى نحو ½<sup>1,000</sup> (بالتقريب 10<sup>−301</sup>) من النوكليونات بالمقارنة بعددها حاليا. أي أنه لن يبقى من البروتونات شيئا بعد مرحلة التحلل. فمن المفترض أن مصير كل الكتلة [[باريون|الباريونية]] هو التحول إلى [[فوتون]]ات و [[ليبتون]]ات.
| |||