إشعاع الخلفية الميكروني الكوني

من موسوعة العلوم العربية
مراجعة 22:00، 12 نوفمبر 2010 بواسطة WikiSysop (نقاش | مساهمات) (١ مراجعة: فيزياء)
(فرق) → مراجعة أقدم | المراجعة الحالية (فرق) | مراجعة أحدث ← (فرق)
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث

قالب:PhysicsNavigation

WMAP صورة بالقمر الصناعي لأشعة الخلفية للكون. المناطق الصفراء والحمراء هي مناطق تجمع النجوم والمجرات

إشعاع الخلفية الميكروني الكوني،

  1. تحويل قالب:إنكليزية هي أشعة كهرومغناطيسية توجد في جميع اركان الكون بنفس الشدة والتوزيع وهي تعادل درجة حرارة 2.725 درجة كلفن.

التعبير العام هو "الإشعاعات الخلفية" وتعني تلك الإشعاعات الكهرومغنطيسية التي يمكن التثبت من وجودها في كل مكان من الفضاء، والتي لا يمكن تمييز مصدر معين أو ملموس لها. وتسمى الإشعاعات الخلفية التي تقع في نطاق الموجات الميكروية بـ "الإشعاعات الخلفية الكونية" وذلك بسبب أهميتها العظيمة في علم الكون الفيزيائي. كما تسمى أيضا " إشعاعات 3 كالفن" وذلك بسبب درجة الحرارة الضيئلة أو كثافة الطاقة فيها. وتسمى بالإنكليزية (CMB cosmic microwave background).

عندما نشاهد السماء بالتليسكوب نرى مسافات واسعة بين النجوم والمجرات (الخلفية) يغلبها السواد، وهذا ما نسميه الخلفية الكونية. ولكن عندما نترك التليسكوب الذي نرصد به الضوء المرئي، ونمسك بتلسكوب يستطيع رؤية الموجات الراديوية، يصور لنا ضوءا خافتا يملأ تلك الخلفية، وهذه الأشعة لا تتغير من مكان إلى مكان وإنما منشرة بالتساوي في جميع أركان الكون. وتوجد قمة هذا الإشعاع في حيز طول موجة 1.9 مليمتر وتعادل 160.2 مليار هرتز (160 GHz). إكتشف تلك الأشعة الباحثان أرنو بنزياس وزميله روبرت ويلسون وكان ذلك في عام 1964. وحصل العالمان على جائزة نوبل للفيزياء عام 1978.

تفسير الظاهرة

طيف أشعة الخلفية، القمة عند طول موجي 1.9 مليمتر (المحور السيني بوحدة : موجة / سنتيمتر) والقمة تعادل درجة حرارة 2.7 كلفن

يفسر نموذج الانفجارالعظيم تلك الأشعة. فعندما كان الكون صغيرا جدا وقبل تكون النجوم والمجرات كان شديد الحرارة جدا وكان يملأه دخان ساخن جدا موزعا توزيعا متساويا في جميع أنحائه. وكانت مكونات هذا الدخان من بلازما الهيدروجين، أي بروتونات وإلكترونات حرة من شدة الحرارة وعظم الطاقة التي تحملها. وبدأ الكون يتمدد ويتسع فبدأت بالتالي درجة حرارة البلازما في الانخفاض، إلى الحد الذي تستطيع فيه البروتونات الاتحاد مع الإلكترونات مكونين ذرات الهيدروجين.وخلال الفترة الزمنية بعد الانفجار العظيم من 100 إلى 300 ثانية ـكونت بنسي قليلة عن الهيدروجين أنوية عناصر تتلوه في الثقل، مثل الديوتيريوم والهيليوم.وبدأ الكون أن يكون شفافا. وكانت الفوتونات الموجودة تنتشر في جميع الأرجاء إلا أن طاقتها بدأت تضعف، حيث يملا نفس عددالفوتونات الحجم المتزايد بسرعة للكون. وهذه الفوتونات هي التي تشكل اليوم إشعاع الخلفية الميكروني الكوني CMBR. وما نجده منها اليوم يغمر السماء فقد انخفضت درجة حرارته عبر نحو 13.7 مليار من السنين إلى 2.725 كلفن.

خواص

تعتبر الخلفية الميكرونية الكونية موحدة الخواص حتى جزء في كل 100000 حيث أن التغيرات في جذر متوسط المربع هي بحدود 18 ميكرو كلفن فقط.[1][nb 1] لقد قام جهاز قياس الضوء الطيفي المطلق لالأشعة تحت الحمراء البعيدة (FIRAS) والموجود على مستكشف الخلفية الكونية التابع لناسا (COBE) بقياس الخلفية الميكرونية الكونية بعناية بالغة. قارن أعضاء مشروع فيراس إشعاع الخلفية الميكروني بمصدر جسم أسود محلي ولوحظ أن هذا الطيف توافق ضمن حدود خطأ التجربة المسوح، فخلصوا من ذلك إلى أن أي انحرافات من الجسم الأسود عن تلك التي ربما لا زالت غير محسوسة ضمن طيف الخلفية الميكروني الكوني في مجال الطول الموجي 0.5 إلى 5 ملم يتوجب أن تكون لها قيمة وزنية ج.م.م على الأغلب بحدود 50 جزء في المليون (أي 0.005%) من ذروة سطوع الخلفية الميكروني الكوني.[2] لقد جعل هذا من طيف الخلفية الميكروني الكوني أعظم طيف جسم أسود تم قياسه بدقة بالغة في الطبيعة.[3]

قد تكون الخلفية الميكرونية الكونية هي التنبؤ الرئيسي لنموذج الإنفجار العظيم. بالإضافة، يتنبأ التضخم الكوني بأنه وبعد حوالى 10−37 ثانية [4] مرت ولادة الكون بمرحلة نمو أسي بحيث آلت تقريبا إلى نعومة جميع اللامتجانسات.[nb 2][5] تلى ذلك فصل تماثلي; نوع من التحول الطوري الذي أوجد قوى أساسية وجسيمات أساية بشكلها الحالي. بعد حوالى 10−6 ثانية، نشأ الكون الأولي من فوتونات، بلازما، إلكترونات، وباريونات ساخنة كانت الفوتونات تتفاعل مع البلازما بشكل ثابت عبر ما يسمى تشتت طوسون. عندما توسع الكون, أدى التبريد الأديباتي إلى انخفاض درجة حرارة البلازما حتى أصبحت الإلكترونات تفضل الإندماج مع البروتونات لتشكل ذرات الهيدروجين. حدث هذا التوليف عند 3000 كلفن تقريباً أي عندما كان عمر الكون حوالى 379,000 سنة.[6][nb 3] عند هذه النقطة تبعثرت الفوتونات من هذه الذرات المتعادلة كهربائياً الآن وبدأت بالسفر بحرية في الفضاء، متسببة بانفصال المادة والإشعاع.[7]

استمرت درجة الحرارة اللونية للفوتونات بالتضاؤل من ذلك الوقت حتى آلت اليوم إلى 2.725 كلفن، استمرت حرارتها بالتناقص مع توسع الكون. ،وفقاً لنموذج الانفجار العظيم فإن الإشعاع الذي نقيسه اليوم من السماء قد قدم من سطح كروي أطلق عليه سطح التشتت الأخير - the surface of last scattering. وهذا يفسر تجمع البقع في الفضاء حيث يتوقع أن حدث الانفصال كان قد وقع، بعد الانفجار العظيم بأقل من 400,000 سنة.[8] وعند نقطة زمنية وصلت منها الفوتونات إلى المراقبين. العمر المتوقع للكون هو 13.75 مليار سنة.[9] مع ذلك، ولأن الكون استمر بالتوسع منذ ذاك، المسافة المصاحبة للحركة من الأرض إلى حافة الكون المشاهد لاتقل اليوم عن 46.5 مليار سنة ضوئية.[10][11]

تقترح نظرية الانفجار العظيم أن الخلفية الميكرونية الكونية تملأ كل الفضاء المرئي، وأن غالبية طاقة الأشعاع في الكون هي الخلفية الميكرونية الكونية،[12] والتي تصنع جزءً من 6×10−5 من الكثالة الكلية للكون.[nb 4]

من أعظم نجاحات نظرية الإنفجار العظيم هما تنبؤها بطيف جسمها الأسود المثالي، وتفاصيل توقعاتها بتوجهية الخواص في الخلفية الميكرونية الكونية. لقد قاس مجس ويلكينسون مايكروويف انيسوتروبي الحديث هذه اللاتوحدية في الخواص بدقة على السماء كلي نزولاً إلى مقاييس زاوية تقدر بـ0.2 من الدرجات.[13] يمكن استخدام هذه القياسات لتقدير المتغيرات في نموذج لامبدا-سي دي إم للانفجار العظيم. بعض المعلومات مثل شكل الكون, يمكن استخلاصها مباشرة من الخلفية الميكرونية الكونية، بينما الأخرى مثل ثابت هوبل، ليست مقيدة وينبغي تخمينها من قياسات أخرى.[13] تعطينا الأخيرة إنزياح نحو الأحمر للمجرات(تفسر على أنها سرعة انسحابية) نسبة لمسافاتها.

اقرأ أيضا

مشاريع شقيقة المزيد من الصور والملفات في كومنز عن: إشعاع الخلفية الميكروني الكوني

المصادر والملاحظات

  1. ↑ Wright, E.L. (2004). "Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy". In W. L. Freedman. Measuring and Modeling the Universe. Carnegie Observatories Astrophysics Series. Cambridge University Press. p. 291. ISBN 0-521-75576-X. قالب:ArXiv. 
  2. ↑ Fixsen, D. J.; et al. (1996). "The Cosmic Microwave Background Spectrum from the full COBE FIRAS data set". Astrophysical Journal. 473: 576–587. doi:10.1086/178173.  Cite uses deprecated parameter |coauthors= (help)
  3. ↑ قالب:Cite conference
  4. ↑ Guth, A. H. (1998). The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Basic Books. p. 186. ISBN 020132840 Check |isbn= value: length (help). 
  5. ↑ Cirigliano, D.; de Vega, H.J.; Sanchez, N. G. (2005). "Clarifying inflation models: The precise inflationary potential from effective field theory and the WMAP data". Physical Review D. 71 (10): 77–115. Bibcode:2005PhRvD..71j3518C. doi:10.1103/PhysRevD.71.103518. قالب:ArXiv. 
  6. ↑ Abbott, B. (2007). "Microwave (WMAP) All-Sky Survey". Hayden Planetarium. Retrieved 2008-01-13. 
  7. ↑ Gawiser, E.; Silk, J. (2000). "The cosmic microwave background radiation". Physics Reports. 333–334: 245. Bibcode:2000PhR...333..245G. doi:10.1016/S0370-1573(00)00025-9. قالب:ArXiv. 
  8. ↑ Smoot, G. F. (2006). "Cosmic Microwave Background Radiation Anisotropies: Their Discovery and Utilization". Nobel Lecture. Nobel Foundation. Retrieved 2008-12-22. 
  9. ↑ قالب:Cite arxiv
  10. ↑ Lineweaver, C.; Davis, T.M. (2005). "Misconceptions about the Big Bang". Scientific American. Retrieved 2008-11-06. 
  11. ↑ Harrison, E.R. (2000). Cosmology. Cambridge University Press. p. 446–448. ISBN 052166148X. 
  12. ↑ Hobson, M.P.; Efstathiou, G.; Lasenby, A.N. (2006). General Relativity: An Introduction for Physicists. Cambridge University Press. p. 388. ISBN 0521829518. 
  13. ↑ 13٫0 13٫1 Spergel, D.N.; et al. (2003). "First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters". Astrophysical Journal (Supplement Series). 148 (1): 175–194. doi:10.1086/377226. قالب:Arxiv.  Cite uses deprecated parameter |coauthors= (help)

bg:Реликтово излъчване bn:মহাজাগতিক অণুতরঙ্গ পটভূমি বিকিরণ ca:Radiació còsmica de fons cs:Reliktní záření cv:Реликт пайăрки da:Kosmisk baggrundsstråling de:Hintergrundstrahlung en:Cosmic microwave background radiation eo:Kosma fona radiado es:Radiación de fondo de microondas fa:تابش زمینه کیهانی fi:Kosminen taustasäteily fr:Fond diffus cosmologique he:קרינת הרקע הקוסמית hr:Kozmičko mikrovalno pozadinsko zračenje ht:Radyasyon kosmik natirèl hu:Mikrohullámú kozmikus háttérsugárzás it:Radiazione cosmica di fondo ja:宇宙マイクロ波背景放射 ko:우주 배경 복사 la:Cosmica radiatio micrometrica primordialis lt:Reliktinis spinduliavimas lv:Reliktstarojums nl:Kosmische achtergrondstraling no:Kosmisk mikrobølgebakgrunnsstråling pl:Mikrofalowe promieniowanie tła pt:Radiação cósmica de fundo ro:Radiația cosmică de fond ru:Реликтовое излучение simple:Cosmic microwave background radiation sk:Reliktové žiarenie sl:Prasevanje sv:Kosmisk bakgrundsstrålning th:รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล tr:Kozmik mikrodalga arkaplan ışıması uk:Реліктове випромінювання ur:کائناتی ریزموجی پس منظر تابکاری vi:Bức xạ phông vi sóng vũ trụ zh:宇宙微波背景辐射 zh-min-nan:Ú-tiū bî-pho poē-kéng hok-siā
خطأ استشهاد: وسوم <ref> موجودة لمجموعة اسمها "nb"، ولكن لم يتم العثور على وسم <references group="nb"/>

مجلوبة من «http://www.arabsciencepedia.org/w/index.php?title=إشعاع_الخلفية_الميكروني_الكوني&oldid=1077»