مصير كون يتمدد: الفرق بين النسختين

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=httphttps://web.archive.org/web/20170113070355/https://map.gsfc.nasa.gov/universe/uni_fate.html |date=13 يناير 2017}}</ref>

وأخيرا حينما يصل الكون إلى درجة حرارة متساوية في كل مكان، فلن يوجد [[شغل (توضيح)|شغل]] حركي مؤديا إلى فناء حراري للكون.<ref name=dying/>^{,&nbsp;§VID.}

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 [[جاذبية (توضيح)|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=httphttps://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>

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 [[انسحاقالانسحاق شديد (علم الفلك)الشديد|الانهيار العظيم]] Big Crunch، وهو إعادة تكون الكون في مرحلة عظيمة السخونة وعظيمة الكثافة مماثلة لحالة الكون بعد الانفجار العظيم مباشرة.

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

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 [[هيدروجين|الهيدروجين]] و[[هيليوم|الهيليوم]]. وأنتج ذلك التقلص الناتج عن قوة [[جاذبية (توضيح)|الجاذبية]] نجوما أولية ساطعة ساخنة. وبعد تقلص النجم الابتدائي بقدر مناسب تصبح [[درجة حرارة]] قلبه عالية وكافية لابتداء [[اندماج نووي]] [[الهيدروجينهيدروجين|للهيدروجين]] وعندئذ يبدأ عمر النجم بمعناه المعهود.<ref name=fiveages/>^{,&nbsp;pp.&nbsp;35–39.}

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 [[نجم نيوتروني|نجما نيوترونيا]] أو [[ثقب أسود|ثقبا أسودا]].<ref name="evo">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H How Massive Single Stars End Their Life], A. Heger, C. L. Fryer, S. E. Woosley, N. Langer, and D. H. Hartmann, ''Astrophysical Journal'' '''591''', #1 (2003), pp. 288–300. {{Webarchive|url=httphttps://web.archive.org/web/20180827021558/http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H |date=27 أغسطس 2018}}</ref>

تبعد مجرة [[المرأة المسلسلة (مجرة)]] حاليا نحو 5و2 مليون [[سنة ضوئية]] عن مجرتنا [[درب التبانة]] وتتحرك المجرتان في اتجاه بعضهما بسرعة 120 [[متر في الثانية|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.<ref>[http://www.galaxydynamics.org/papers/GreatMilkyWayAndromedaCollision.pdf The Great Milky Way-Andromeda Collision], John Dubinski, ''Sky and Telescope'', October 2006. {{bibcode|2006S&T...112d..30D}}. {{Webarchive|url=httphttps://web.archive.org/web/20131208071219/http://www.galaxydynamics.org/papers/GreatMilkyWayAndromedaCollision.pdf |date=08 ديسمبر 2013}}</ref>

ترتبط مجموعة المجرات المحلية والتي من ضمنها مجرة [[درب التبانة]] ومجرة [[المرأة المسلسلة (مجرة)]] بقوى [[جاذبية (توضيح)|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.<ref name=dying/>^{,&nbsp;§IIIA.}

باعتبار ان [[طاقة مظلمة|الطاقة المظلمة]] سوف تستمر في جعل الكون يتوسع فمن المنتظر أنه بعد 2×10¹² (2 تريليون) سنة سيكون [[انزياح أحمر|الانزياح نحو الأحمر]] قد وصل إلى حد تصل فيه [[طول الموجة|طول موجة]] [[أشعة غاما]] الصادرة من مجرات بعيدة قد وصلت إلى أطوال طويلة لا يمكن مشاهدتها، وبالتالي فلا يمكن عندئذ رؤية تلك المجرات .<ref name=lun>Life, the Universe, and Nothing: Life and Death in an Ever-expanding Universe, Lawrence M. Krauss and Glenn D. Starkman, ''Astrophysical Journal'', '''531''' (March 1, 2000), pp. 22–30. {{doi|10.1086/308434}}. {{bibcode|2000ApJ...531...22K}}.</ref>

وتتبقى أجرام تبلغ كتلتها كتلة الكواكب الكبيرة وتصبح [[قزم بني|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، و[[نجم نيوتروني|ونجوم نيوترونية]] و[[ثقب أسود|ثقوب سوداء]] نتجت من نجوم كان أصل كتلتها أكثر من 8 أضعاف [[كتلة]] [[الشمس]].

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/>^{&nbsp;§IIIC;}<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=httphttps://web.archive.org/web/20170803142618/http://spiff.rit.edu:80/classes/phys240/lectures/future/future.html |date=03 أغسطس 2017}}</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 منيسوتا|جامعة مينيسوتا]], accessed on line July 20, 2008. {{Webarchive|url=httphttps://web.archive.org/web/20160303205345/http://webusers.astro.umn.edu/~llrw/a4002/SG_notes.txt |date=03 مارس 2016}}</ref>

==== [[نوكليوننوية (ذرة)|النوكليونات]] تتحلل ====

وإذا كانت [[النظرية الموحدة العظمى|نظرية التوحيد الكبرى]] صحيحة فتوجد مؤشرات لأن يكون [[عمر النصف|نصف العمر]] للبروتون أقل من 10⁴¹ سنة.<ref name=dying/>^{,&nbsp;§IVA.}

ومن المتوقع أن [[نيوترون|النيوترون]]ات المربوطة في [[نواة ذرةالذرة|أنوية]] [[ذرة|الذرات]] سوف تتحلل هي الأخرى بنصف عمر مقارب لعمر النصف للبروتون.<ref name=dying>A dying universe: the long-term fate and evolution of astrophysical objects, Fred C. Adams and Gregory Laughlin, ''Reviews of Modern Physics'' '''69''', #2 (April 1997), pp. 337–372. {{bibcode|1997RvMP...69..337A}}. {{doi|10.1103/RevModPhys.69.337}} {{arxiv|astro-ph|9701131}}.</ref>^,&nbsp;§IVA

والحقبة الأخيرة من الخط الزمني الموصوف هنا تفترض أن نصف العمر لتحلل [[بروتون|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 غاما]] و[[فوتون]]ات و[[ليبتون]]ات .

وعلى أساس نصف العمر المفترض للبروتون و[[نوكليوننوية (ذرة)|النوكليونات]] (البروتونات والنيوترونات المرتبطة في [[نواة ذريةالذرة|أنوية]] [[ذرة|الذرات]]) فإنها ستـُجرى 1000 تحلل على مدى 10⁴⁰ من السنين. ولتخيل ذلك فيوجد في الكون نحو 10⁸⁰ 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=httphttps://web.archive.org/web/20041124111704/http://www.nap.edu:80/html/oneuniverse/frontiers_solution_17.html |date=24 نوفمبر 2004}}</ref>

ويتميز [[إشعاع هوكينغ]] بأن له طيف حراري، وتكون درجة الحرارة خلال معظم عمر الثقب الأسود منخفضة ويكون التبخر غالبا في صورة جسيمات ليست ذات كتلة مثل [[فوتون|الفوتون]] و[[جرافتون|الجرافيتون]]. ومع انخفاض كتلة الثقب الأسود ترتفع درجة حرارته ويقترب من حالة الشمس عندما تكون كتلة الثقب الأسود قد انخفضت غلى نحو 10¹⁹ [[كيلوغرام|كيلوجرام]].

وخلال المراحل الأخيرة من عملية التبخر فسوف يُصدر [[ثقب أسود|الثقب الأسود]] [[جسيم أولي|جسيمات]] ذات كتلة مثل البروتونات و[[مضاد البروتون|نقيض البروتون]]ات و[[إلكترون|الإلكترون]]ات و[[بوزيترون|البوزيترونات]] إلى جانب الجسيمات التي ليست لها كتلة (فوتونات وجرافيتونات).<ref name=fiveages/>^{,&nbsp;pp.&nbsp;148–150.} </span id="Dark Era">

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 [[ذرة|الذارات]] و[[جزيئجزيء|الجزيئات]] فيها عن طريق [[نفقويكيبيديا:مسابقة كموميمؤسسة الملك عبد العزيز ورجاله للموهبة والإبداع/مقالات/ظاهرة النفق|الأنفاق الكمومية]] بطريقة مشابهة للسوائل ولكن بمعدل منخفض.<ref name=twoe/>

ولكن من المفترض أن يتحلل [[بروتون|البروتون]] مثلا عن طريق تفاعل يشابه الثقب الأسود التخيلي وذلك ب [[عمر النصف]] أقل من 10²⁰⁰ سنة.<ref name=dying/>^,&nbsp;§IVF

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 [[بوزترونيوم|بوزيترونيوم]]. ولكن تلك الهياكل ليست مستقرة، ولا بد أن مكوناتها من إلكترون وبوزيترون أن تفني بعضها الآخر.<ref name=dying/>^{,&nbsp;§VF3.}

=== تتحلل المادة إلى [[حديد|الحديد]] ===

بعد 10¹⁵⁰⁰ سنة من المفترض أن يحدث اندماج بارد عن طريق الأنفاق الكمومية التي تؤدي إلى اندماج أنوية الذرات الخفيفة في أنوية [[حديد|الحديد]]-56 (أنظر نطائر [[حديد|الحديد]]). وسوف يؤدي انشطار العناصر الثقيلة وإصدار [[جسيم ألفا|جسيمات ألفا]] أيضا إلى تكون الحديد، حتى تصبح كتلة النجم كلها من الحديد البارد وتسمى [[نجوم حديدية]].<ref name=twoe/>

* [[الكون|كون]]

* [[تسلسل زمني للانفجار العظيم|خط زمني للانفجار العظيم]]