مصير كون يتمدد: الفرق بين النسختين

[[ملف:WMAP 2008.png|350px|right|thumb|[[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.]]

وأخيرا حينما يصل الكون إلى درجة حرارة متساوية في كل مكان ،مكان، فلن يوجد [[شغل]] حركي مؤديا إلى فناء حراري للكون .

<ref name=dying />^{,&nbsp;&sect;§VID.}

ولا يحدد التمدد الانهائي انحناء الكون ،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 و المفتوحوالمفتوح 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 [[مستعر أعظم|المستعرات العظمى ]] البعيدة زيادة سرعة تمدد الكون .

والفيزيائي فريدمان ديسون .

وفي وقتنا الحاضر قام العالمان فريد أدم و جريجوريوجريجوري 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 ،المرحلة، تكون النجوم من سحب غازية تتقلص . وبعدها تأتي مرحلة التحلل حيث تكون النجوم قد استهلكت كل ما لديه من وقود ،وقود، وتصبح أجراما شديدة الكثافة مثل [[قزم أبيض|الأقزام البيضاء]] و [[نجم نيوتروني| ونجوم نيوترونية]] و [[ثقب أسود | وثقب 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 ،المظلمة، تكون فيها الثقوب السوداء قد اختفت هي الأخرى تاركة بعدها غاز متبعثر من الفوتونات والليبتونات .

ويفترض تأريخ المستقبل و الخطوالخط 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 [[انسحاق شديد (علم الفلك)|الانهيار العظيم ]] Big Crunch، وهو إعادة تكون الكون في مرحلة عظيمة السخونة و عظيمةوعظيمة الكثافة مماثلة لحالة الكون بعد الانفجار العظيم مباشرة .

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

[[ملف:CMB Timeline75.jpg|300بك|يسار |تصغير|مراحل تطور الانفجار الكوني ،الكوني، هنا الثلاثة عشر مليار سنة الأولى ،الأولى، مسار الزمن من اليسار إلى اليمين (انقر الصورة) . ويظهر إلى اليسار بالأزرق وقت [[إشعاع الخلفية الميكروني الكوني]] وبعده بنحو 500 مليون سنة تبدأ [[نجم|النجوم]] في الظهور وتضيئ الكون. ]]

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 ]] و [[الهيليوم]] . 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]] [[الهيدروجين|للهيدروجين]] وعندئذ يبدأ عمر النجم بمعناه المعهود.

وتستهلك النجوم الصغيرة كل ما فيها من الهيدروجين وتحوله إلى [[هيليوم]] حتى تصبح [[قزم أبيض|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 [[نجم نيوتروني| نجما نيوترونيا ]] أو [[ثقب أسود|ثقبا أسودا]] .

بذلك يتجمع الغاز الكوني رويدا رويدا و يتركزويتركز في نجوم تمر بمرحلة الاندماج النووي النشطة ثم تنتهي في هيئة [[ قزم أبيض|أقزام بيضاء]] أو [[نجم نيوتروني| نجوم نيوترونية]] أو [[ثقب أسود| ثقوب سوداء ]].

ترتبط مجموعة المجرات المحلية والت من ضمنها مجرة [[درب التبانة]] و مجرةومجرة [[المرأة المسلسلة (مجرة) ]] اقوىأقوى [[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 .

باعتبار ان [[الطاقة المظلمة]] سوف تستمر في التمدد المعجل لإغنه من 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 جاما ]] الصادرة من مجرات بعيدة قد وصلت إلى أطوال طويلة لا يمكن مشاهدتها ،مشاهدتها، وبالتالي فلا يمكن عندئذ رؤية تلك المجرات .

بعد 10¹⁴ (100 تريليون) سنة من الآن سينتهي تكوّن النجوم و تتبقىوتتبقى الأجرام السماوية في هيئة نجوم خامدة . وتعرف تلك المرحلة بمرحلة التحلل حيث تتحلل خلالها بقايا النجوم نهائيا .

<ref name=dying />^{, &sect;§&nbsp;III&ndash;IV.}

: بعد ''10¹⁴ (100 تريليون ) سنة''

يعتقد 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 ،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 [[قزم أحمر| الأقزام الحمر]] ما بقي فيه من وقود فيتوقف [[اندماج نووي| الإندماج النووي]] ويبرد النجم ويتحول إلى [[قزم أبيض]].

وتتبقى أجرام تبلغ كتلتها كتلة الكواكب الكبيرة وتصبح [[قزم بني| أقزاما بنية]] ، تبلغ كتلتها أقل من 08و0 من كتلة الشمس ،الشمس، وأجراما خاملة ووأقزاما أقزاما بيضاء ،بيضاء، ناتجة عن نجوم كانت كتلتها الابتدائية بين 08و0 و 8 أضعاف كتلة الشمس ،الشمس، و[[نجم نيوتروني| ونجوم نيوترونية]] و [[ثقوب سوداء]] نتجت من نجوم كان أصل كتلتها أكثر من 8 أضعاف [[كتلة]] [[ الشمس]] .

ومن المتوقع ان تكون 90% من تلك القايا 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 />^{&nbsp;&sect;§IIIC;}<ref>[http://spiff.rit.edu/classes/phys240/lectures/future/future.html The Future of the Universe], M. Richmond, lecture notes, "Physics 240", [[Rochester Institute of Technology]]. Accessed on line July 8, 2008.</ref>

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 .

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 .

وأخيرا إذا اصتدمت أقزام بنية مع بعضها البعض وتكون منها قزم أحمر فقد يعمر القزم الأحمر 10 تريليون سنة .

<ref name=dying />^{&nbsp;&sect;§IIIC.}<ref name=low_mass_lifetime />

مع مرور الزمن تتحلل أفلاك الكواكب بسبب موجات جاذبية و تتطايروتتطاير كواكب أخرى من أفلاكها بسبب اختلال في الجاذبية ناتج عن تقابل بقايا نجومية .

<ref name=dying />^{,&nbsp;&sect;§IIIF,&nbsp;Table I.}

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 ]].

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, [[University of Minnesota]], accessed on line July 20, 2008.</ref>

وفي حالة الاقتراب شديد بين قزمين بنيين أو أجرام بقايا فإن البقايا قليلة الكتلة تكتسب تسريع بينما تبطأ حركة الأجرام الكبيرة .

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 [[ثقب أسود| الثقب الأسود ]] البالغ الكبر الموجود في مركز مجرة.

<ref name=dying />^{,&nbsp;&sect;§IIIAD;}<ref name=fiveages />^{,&nbsp;pp.&nbsp;85–87}

[[ملف:BlackHole.jpg|thumb|left|245px|عندما تتحلل البروتونات فمن المفترض أن تتبقى الثقوب السوداء العظيمة الكتلة ،الكتلة، ولكنها هي الأخرى من المفترض أن تتبخر إلى فوتونات .]]

يعتمد تطور الكون بعد ذلك على الوجود الفعلي [[تحلل البروتون|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 .

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]] و [[فوتون|فوتونات ]] و [[ليبتون|ليبتونات ]].

وعلى أساس نصف العمر المفترض للبروتون و [[نوكليون|النوكليونات ]] (البروتونات والنيوترونات المرتبطة في [[نواة ذرية|أنوية]] [[ذرة| الذرات]]) فإنها ستـُجرى 1000 تحلل على مدى 10⁴⁰ من السنين . ولتخيل ذلك فيوجد في الكون نحو 10⁸⁰ من البروتونات ،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 ،تحلل، وبناءا على ذلك فمن المفترض أن يتبقى نحو ½^1,000 (بالتقريب 10^–301−301) 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|فوتونات]] و [[ليبتون| ليبتونات]].

بعد 10⁴⁰&nbsp;سنة سيغلب وجود [[ثقب أسود|الثقوب السوداء ]] في الكون . وسوف تتبخر تلك الأخرى عن طريق [[إشعاع هوكينج]] .

.<ref name=dying />^{,&nbsp;&sect;§IVG.}

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 بليون كتلة شمسية خلال 2×10⁹⁹ من السنين .

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

وخلال المراحل الأخيرة من عملية التبخر فسوف يُصدر [[ثقب أسود|الثقب الأسود]] [[جسيم أولي|جسيمات]] ذات كتلة مثل البروتونات و [[نقيض البروتون|نقيض البروتونات ]] و [[الإلكترون|الإلكترونات ]] و [[بوزيترون|البوزيترونات]] إلى جانب الجسيمات التي ليست لها كتلة (فوتونات وجرافيتونات) .

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 [[جزيئ|الجزيئات]] فيها عن طريق [[نفق كمومي|الأنفاق الكمومية]] بطريقة مشابهة للسوائل ولكن بمعدل منخفض .

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 ،السابقة، وتكون الطاقة فيه قليلة جدا والزمن طويل جدا . فقد تتقابل إلكترونات وبوزيترونات وقد ينشأ منها ذرات بوزيترونيوم . ولكن تلك الهياكل ليست مستقرة ،مستقرة، ولا بد أن مكوناتها من إلكترون وبوزيترون أن تفني بعضها الآخر .

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 ،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 .

وأخيرا فقد يستقر الكون على تلك الحالة إلى مالانهاية ،مالانهاية، ويقترب من [[الموت الحراري]] والذي يعني فناء الحرارة.

<ref name=dying />^{,&nbsp;&sect;§VID.}

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

بعد 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 ،الحديد، حتى تصبح كتلة النجم كلها من الحديد البارد وتسمى [[نجوم حديدية]] .

ستحول الأنفاق الكمومية أيضا الأجرام الكبيرة إلى ثقوب سوداء . وبأخذ الافتراضات المفروضة في الاعتبار يمكن حساب زمن حدوث ذلك بين

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 ،المقالة، حيث صعب وضع الأحدات باللغة العربية على الرسم).

*[[ خط زمني للانفجار العظيم]]

[[en:future of an expanding universe ]]