التسلسل الزمني للكون
| فهم الكون | ||||||||||||||
|
الكون · الانفجار العظيم عمر الكون خط زمني للانفجار العظيم المصير النهائي للكون
| ||||||||||||||
التسلسل الزمني للكون Chronology of the universe يصف الأحداث طبقا للنظرية الأكثر قبولا من قبل الفيزيائيين بشأن الانفجار العظيم. وطبقا للمشاهدات العملية يظهر حتى الكون بدأ التكون منذ 13.7 مليار سنة. ومنذ ذلك الوقت يعتقد حتى الكون مر بثلاثة مراحل في تكوينه. والجزء الغامض من هذه المراحل والذي يعتبر مبهما وليس معروفا هوجزء من الثانية الأولى بعد الانفجار وهي الفترة التي كان فيها الكون شديد الحرارة بحيث كانت الجسيمات الأولية ذات طاقات عالية جدا تفوق ما وصلت إليه معجلات الجسيمات التي لدينا اليوم. وبناء على ذلك فالمواصفات الأساسية التي وصلنا إليها اليوم عن الانفجار العظيم إنما هي مبنية على الظن والافتراض إلى جانب مشاهداتنا العملية للكون.
وبعد مرور ذلك الجزء من الثانية الأولى بدأ الكون يتشكل ويتطور طبقا لمعهدتنا في أطار فيزياء الطاقة العالية. وتمثل هذه الفترة الفترة التي تكون فيها أول البروتونات، والإلكترونات والنيوترونات، وتكونت هذه أنوية وذرات. وبتكون الهيدروجين المتعادل كهربيا ظهر إشعاع الخلفية الميكروني الكوني والذي نستطيع قياسه اليوم بأجهزتنا الحديثة.
وبعد تكون الهيدروجين، بدأ يتجمع مكونا نجوم ومجرات وكوازارات، وعناقيد من المجرات ووعناقيد مجرات هائلة.
وتوجد فرضيات ونظريات عديدة عن مصير الكون في المستقبل.
- عندما نرصد جرم سماوي يبعد عنا مثلا 30 مليون سنة ضوئية فإننا نراه على حاله الذي عليه في الماضي. وأننا حدثا رصدنا جرم سماوي أبعد من ذلك فإننا نتوغل في الماضي لأننا نراه في حالة قديمة، ذلك لأن الضوء الذي يصلنا الآن قد غادره من وقت طويل حتى وصلنا، وبتر المسافة بسرعة 300.000 كيلومتر في الثانية.
- الزمن الكوني: يقصد بالزمن الكوني عمر الكون الآن البالغ 8و13 مليار سنة. ويستخدم الزمن الكوني في بعض المسائل المتعلقة بتعيين بُعد المجرات والأجرام السماوية عنا. ويستخدم الزمن الكوني في قياس الانزياح الأحمر في طيف المجرة أوالجرم السماوي المراد تعيين بُعده. في تلك المعادلات نرمز للزمن الكوني بالرمز = 8و13 مليار سنة (الآن).
نشوء الكون
جميع الأفكار المتعلقة بتكوين الكون في لحظاته الأولى إنما تنبع من الظن، وذلك بسبب عدم معهدتنا بخواص الجسيمات الأولية المتكونة في البدء ذات الطاقة العالية جدا، وتفوق طاقتها ما نقوم بدراسته اليوم في المعجلات الخاصة للجسيمات. وتختلف وجهات نظر الباحثين والفهماء في هذا المضمار اختلافا كبيرا. فتوجد تصورات ونماذج منوعة مثل الحالة الأولية طبقاً لـهارتل-هوكنگ ، كما اقترحت نماذج التضاريس الوترية، ونموذج الانتفاخ الكوني، وتصور الغاز الوتري، وغيرها. وتتلاقى بعض تلك التصورات مع أخرى، ومنها ما لا يتفق مع تصور آخر.
الملخص
also see {{Human timeline and {{Life timeline
| الحقبة | الزمن | Redshift | Temperature / Energy | الوصف |
|---|---|---|---|---|
| Planck epoch | <10−43 s | >1032 K >1019 GeV |
The Planck scale is the scale beyond which current physical theories do not have predictive value. The Planck epoch is the time during which physics is assumed to have been dominated by quantum effects of gravity. | |
| Grand unification epoch | <10−36 s | >1016 GeV | The three forces of the Standard Model are unified. | |
| Inflationary epoch, Electroweak epoch | <10−32 s | 1028 K–1022 K | Cosmic inflation expands space by a factor of the order of 1026 over a time of the order of 10−33 to 10−32 seconds. The universe is supercooled from about 1027 down to 1022 kelvins. The Strong Nuclear Force becomes distinct from the Electroweak Force. | |
| Quark epoch | >10−12 s | 1012 K | The forces of the Standard Model have separated, but energies are too high for quarks to coalesce into hadrons, instead forming a quark-gluon plasma. These are the highest energies directly observable in experiment in the Large Hadron Collider. | |
| Hadron epoch | 10−6 s–1 s | 1010 K–109 K | Quarks are bound into hadrons. A slight matter-antimatter-asymmetry from the earlier phases (baryon asymmetry) results in an elimination of anti-hadrons. | |
| Lepton epoch | 1 s–10 s | 109 K | Leptons and anti-leptons remain in thermal equilibrium; Neutrino decoupling | |
| Photon epoch | 10 s–1013s; <380 ka | 109 K–103 K | The universe consists of a plasma of nuclei, electrons and photons; temperatures remain too high for the binding of electrons to nuclei. | |
| Big Bang nucleosynthesis | 10 s–103 s | 10 MeV–100 keV 1011 K–109 K |
Protons and neutrons are bound into primordial atomic nuclei. | |
| Matter-dominated era | 47 ka–10 Ga | 3600–0.4 | 104 K–4 K | During this time, the energy density of matter dominates both radiation density and dark energy, resulting in a decelerated metric expansion of space. |
| Recombination | 380 ka | 1100 | 4000 K | Electrons and atomic nuclei first become bound to form neutral atoms. Photons are no longer in thermal equilibrium with matter and the universe first becomes transparent. The photons of the cosmic microwave background radiation originate at this time. |
| Dark Ages | 380 ka–150 Ma | 1100–20 | 4000 K–60 K | The time between recombination and the formation of the first stars. During this time, the only radiation emitted was the hydrogen line. The chemistry of life may have begun shortly after the Big Bang, 13.8 billion years ago, during a "habitable epoch" when the Universe was only 10-17 million years old. |
| Stelliferous Era | 150 Ma–100 Ga | 20– -0.99 | 60 K–0.03 K | The time between the first formation of Population III stars until the cessation of star formation, leaving all stars in the form of degenerate remnants. |
| Reionization | 150 Ma–1 Ga | 20–6 | 60 K–19 K | The most distant astronomical objects observable with telescopes date to this period; as of 2016, the most remote galaxy observed is GN-z11, at a redshift of 11.09. The earliest "modern" Population III stars are formed in this period. |
| Galaxy formation and evolution | 1 Ga–10 Ga | 6–0.4 | 19 K–4 K | Galaxies coalesce into "proto-clusters" from about 1 Ga (z=6) and into Galaxy clusters beginning at ثلاثة Gy (z=2.1), and into superclusters from aboutخمسة Gy (z=1.2), see list of galaxy groups and clusters, list of superclusters. |
| Dark-energy-dominated era | >10 Ga | <0.4 | <4 K | Matter density falls below dark energy density (vacuum energy), and expansion of space begins to accelerate. This time happens to correspond roughly to the time of the formation of the Solar System and the evolutionary history of life. |
| Present time | 13.8 Ga | 0 | 2.7 K | |
| Far future | >100 Ga | <-0.99 | <0.1 K | The Stelliferous Era will end as stars eventually die and fewer are born to replace them, leading to a darkening universe. Various theories suggest a number of subsequent possibilities. Assuming proton decay, matter may eventually evaporate into a Dark Era (heat death). Alternatively the universe may collapse in a Big Crunch. Alternative suggestions include a false vacuum catastrophe or a Big Rip as possible ends to the universe. |
الكون المبكر جداً
حقبة پلانك
- أزمنة أقصر من 10−43 ثانية (زمن پلانك)
حقبة پلانك هي الفترة الزمنية الممتدة من 10−43 إلى 10−35ثانية بعد حدوث الانفجار العظيم، حيث تنخفض درجة الحرارة خلال هذه الفترة من 1032 إلى 1027كلفن.
10−43 ثانية
وتعهد فترة زمن بلانك وفي هذه اللحظة تنفصل قوة الثنطقة (الجاذبية) عن القوى الثلاثة الأخرى التي تعهد مجتمعة بالقوة الإلكترونووية. ومن المفترض حتى تقوم النظرية الكاملة للثنطقة الكمومية مثل نظرية الأوتار الفائقة بفهم جميع هذه الأحداث المبكرة جدا لكن التفسيرات التي تقدمها نظرية الأوتار ما زالت محدودة. حيث يقدر قطر الكون في هذه اللحظة من عمر الكون ب 10−35م وهوما يعهد بطول بلانك.
10−36 ثانية
ويحدث انفصال في قوة التآثر القوي عن القوة الإلكترونووية لتصبح هذه الأخيرة مؤلفة من نوعين من القوى فقط: التآثر الكهرومغناطيسي والتآثر الضعيف.
وتعتبر عادة الجسيمات الأولية المرافقة والمشاركة للتآثر القوي أثقل من الجسيمات المرافقة للقوتين الأخرتين، لذا يُعتقد أنها تتشكل وتتكاثف في فترة أبكر.
حقبة التوحيد الكبير
- بين 10−43 second and 10−36 second after the Big Bang
تغطي هذه الفترة زمنا يمتد من 10−35 إلى 10−12 ثانية بعد الانفجار العظيم. يقدر انخفاض درجة الحرارة في هذه الفترة من 1027 كلفن إلى 1015 كلفن
في هذه الفترة من الزمن الممتدة من 10−35 ثانية و10−33 من المعتقد حتى يتمدد الفضاء الكوني إلى حجم يقدر ب : 10−32 متر إلى 10−22 متر. هذه الفترة على غاية من الأهمية بالنسبة لتخليق المادة حيثقد يكون سلوك التآثرالكهرومغناطيسي وقوى التآثر الضعيف متماثلا بالنسبة للمادة والمادة المضادة، حيث حتى هاتين القوتين مندمجتين ومن المفروض حتى تسلكان سلوك قوة وحيدة. وتقترح نظريات التوحيد الكبرى حتى هذه الحالة الاندماجية لهاتين القوتين تسمحان بتكوين جسيمات ثقيلة تسمى بوزونات هيجز.وأن التفاعلات الجسيمية تؤدي إلى تشكل المادة أكثر من المادة المضادة. في المراحل اللاحقة حين يحدث الانفصال،قد يكون من المتعذر تأمين تكون المادة بأغلبية تفوق المادة المضادة ،ذلك لأن التقاء جميع جسيم بنقيضه يؤدي إلى فنائهما ،أوبمعنى أصح تحولهما ثانيا إلى طاقة.
الحقبة الانتفاخية
- Before ca. 10−32 seconds after the Big Bang
تضخم مفاجيء عظيم inflation بين 10−36 ثانية و10−32 ثانية بعد الانفجار العظيم.
لا نعهد بالضبط الوقت الذي وقع فيه الانتفاخ. ويفترض حتى الكون خلال التضخم كان مسطحا، أي حتى انحناء الفضاء المتري كان مستويا بحيث يشكل طورا متساوي التوزيع متوسعا بسرعة فائقة، تتشكل خلالها جسيمات التكوين البنائي الكوني الأولى. وتتحول بعض طاقات الفوتونات الهائلة العدد إلى جسيمات غير مستقرة مثل الكواركات وهادرونات ثقيلة تتحلل سريعا.
وطبقا لأحد التصورات حتى الكون كان باردا وفارغا نسبيا قبل دخوله فترة الانتفاخ، وأن الحرارة الشديدة والطاقة العالية المصاحبة للمراحل الأولى للانفجار العظيم قد نشأت نتيجة تغير الطور الذي صاحب نهاية الانتفاخ.
حقبة التآثر الضعيف
بين 10−36 seconds (or the end of inflation) and 10−32 seconds after the Big Bang
خلال تلك الفترة تنخفض درجة حرارة الكون إلى 1028كلفن بحيث تسمح لانفصال القوة الشدية (تآثر قوي عن قوى التآثر الكهرومغناطيسي والتآثر الضعيف. ويؤدي طور الانفصال هذا إلى الانتفاخ الكوني حيث يتزايد حجم الكون تزايدا أسياً. وبعده تكون الجسيمات لا زالت على درجة عالية من الطاقة بحيث تنتج أعدادا كبيرة من الجسيمات الغريبة الثقيلة من ضمنها بوزونات W وبوزون Z وكذلك بوزون هيجز المفترض.
الحرارة ترتفع
خلال الارتفاع الجديد في درجة الحرارة تنتهي فترة الانتفاخ السريع وتتحلل طاقة الوضع للانتفاخ إلى بلازما من الكواركات والجلوونات الساخنة جدا. إذا اعتبرنا حتى التوحيد الكبير لقوانين الطبيعة خاصية عملية من خصائص عالمنا، فلا بد للانتفاخ الكوني حتى يحدث خلال فترة التوحيد . فترة التوحيد معناها فترة يفترض فيها حتى جميع القوى الطبيعية كانت موّحدة ، ثم بعد ذلك بدأت في الانفصال إلى قوة الجاذبيةوالقوة الشديدة والقوة الكهرومغناطيسية وغيرها . بعد فترة التوحيد من المفروض انكسار التناظر (أي انفصال القوى عن بعضها البعض عن "القوة الموحدة " وتشكيلهم على النحوالذي نجدهم عليه الآن ) ، وإلا لوجب وجود أقطاب مغناطيسية منفردة في الكون المرئي. وعند تلك الفترةقد يكون الكون مليئا بالإشعاع ، والكواركات والإلكترونات والنيوترينوات.
تخليق الباريونات
لا توجد حتى الآن أي شواهد تفسر ظاهرة وجود الكثير من الباريونات في الكون مع عدم وجود مضدات الباريونات (من خبرتنا المعملية مسألة تحول الطاقة إلى جسيمين متضادين، وهذا ما نعهده في الإنتاج الزوجي حيث يمكن لشعاع جاما حتى يتحول إلى إلكترون ونقيضه البوزيترون) ، أحدهما سالب الشحنة والآخر موجب الشحنة. ومن أجل تفسير عدم وجود مضادات الباريونات فلا بد من تحقق الظروف التي أشار إليها العالم الروسي زاخاروف في زمن ما بعد حدوث الانتفاخ. ورغم حتى التصورات التي يمكن حتى تؤدي إلى تلك الظروف قد شوهدت في تجارب أجريت على الجسيمات، إلا حتى نتائج تلك التجارب بيّنت كسرا للتناظر أقل بكثير من حتى تفسر الكسر الكبير الحادث للتناظر في الكون المرئي.
- التناظر في تكون المادة ومضاد المادة هومبدأ فهمي يعني أنه لا تفاضل للمادة على مضاد المادة، أي حتى من خلال الانفجار العظيم تتكون المادة ومضاد المادة بنفس الأعداد. بروتونات ونقيض البروتونات، إلكترونات ونقيضها البوزيترونات، ونيوترينوات ونقيض نيوترينوات. ولكننا لا نجد في الكون المكون من المادة أي علامة على وجود تجمعات لمضادات المادة. والتقاء المادة ومضاد المادة يؤدي إلى فنائهما في الحال وتحولهما إلى طاقة إشعاعية. لهذا يعتبر زخاروف حتى التناظر في تكوين المادة الأولية لم يكن كاملا، وتعتبر تلك الظاهرة أوالافتراض "إنكسارا لمبدأ تناظر الجسيمات ".
فترة الكواركات
بين 10−12 ثانية و10−6 من الثانية بعد الانفجار العظيم.
يُعتقد انه مع انكسار تناظر القوة الضعيفة بعد نهاية فترة التآثر الضعيف، بدأت الجسيمات الأولية في اكتساب كتلتها عن طريق نموذج هيجز والذي بمقتضاه يكتسب بوزون هيجز (المفترض) كتلته أيضا. وفي تلك الفترةقد يكون جميع من التآثرات الأساسية وهي الجاذبية والتآثر الكهرومغناطيسي والتآثر القوي والتآثر الضعيف قد اتخذت مواصفاتها. إلا حتى درجة حرارة الكون تكون لا زالت عالية جدا بحيث لا يمكن للكواركات الاتحاد مع بعضها مكونة الهادرونات.
فترة الهادرونات
بين 10−6 من الثانية و1 ثانية بعد الانفجار العظيم.
يبرد الكون الناشئ بحيث يمكن لبلازما الكواركات والجلوونات الاتحاد وتكوين هادرونات (الهادرونات هي مجموعة الجسيمات الأولية الأكبر كتلة من الإلكترون والميون) ، بما فيها باريونات مثل بروتونات والنيوترونات. وبعد مرور ثانية واحدة من الانفجار العظيم يمكن للنيوترينوات الانفصال عن بعضها ويبدأ جميع منها يتحرك بحرية خلال الفضاء. وهذه الخلفية من النيوترينوات الكونية - مع عدم احتمال إمكانية قياسها - تعادل إشعاع الخلفية الميكروني الكوني التي يفترض أن تظهر في زمن لاحق.
فترة الليبتونات
بين 1 ثانية وثلاثة دقائق بعد الانفجار العظيم.
تفني معظم الهادرونات ونقيض الهادرونات بعضها البعض في نهاية فترة الهادرونات وتتحول إلى طاقة وتهجر وراءها ليبتونات ونقيض الليبتونات لتشكل كتلة الكون. وبعد ثلاثة ثوان تقريبا بعد الانفجار العظيم تنخفض درجة حرارة الكون لدرجة لا يمكن فيها توليد حديث لأزواج الليبتونات ومضادات الليبتونات، كما يفني معظم الليبتونات ومضاداتها بعضهم البعض ويتخلف عدد سهل من الليبتونات.
فترة الفوتونات
بين ثلاثة دقائق و380,000 سنة.
بعد فناء معظم الليبتونات ونقيض الليبتونات عند نهاية فترة الليبتونات تصبح طاقة الكون مليئة بالفوتونات وتبدأ تلك الفوتونات تتفاعل بين حين وآخر مع بروتونات وإلكترونات مشحونة وربما مع بعض الأنوية الخفيفة ويستمر الحال على ذلك خلال ال 380,000 سنة التالية.
تخليق نووي
بين ثلاثة دقائق و20 دقيقة بعد الانفجار العظيم.
أثناء فترة الفوتونات تنخفض درجة حرارة الكون بحيث يمكن للذرات حتى تتكون. وتبدأ البروتونات تتحد مع النيوترونات بواسطة الاندماج النووي. ويتم حدوث ذلك خلال 17 دقيقة تنخفض بعده درجة حرارة الكون بحيث لا يمكن للاندماج النووي حتى يستمر. في ذلك الوقت تكون كتلة من الهيدروجين قد تكونت ، بنسبة ثلاثة أضعاف ما تكون من الهيليوم-4، مع وجود آثار بسيطة من أنوية العناصر الخفيفة مثل الليثيوم.
المادة تسود بعد سنة 70,000
تصبح كثافة المادة (أنوية الذرات الخفيفة) في هذا الوقت والفوتونات متساوية. ويحدث حتى تختلف كثافة المادة من مكان إلى مكان وإن كان ذلك اختلافات طفيفة.
استعادة الارتباط بين 240,000 – 310,000 سنة
يبدأ تكون ذرات الهيدروجين والهيليوم وتستمر كثافة الكون في الانخفاض بسبب التمدد. ويعتقد حدوث ذلك خلال الفترة 240.000 و310.000 سنة بعد الانفجار العظيم حيث تكون أنوية الذرات عارية من إلكتروناتها، وعندما تنخفض درجة حرارة الكون تلتقط الأنوية الإلكترونات وتصبح ذرات متعادلة كهربائيا. ويتم ذلك سريعا وخاصة بالنسية للهيليوم. وبما ان الذرات أصبحت متعادلة فيسهل الآن على الفوتونات الحركة الحرة ويصبح الكون شفافا. وتلك الفوتونات التي انبعثت من الذرات بعد حدوث ارتباط الأنوية بالإلكترونات إنما تشكل ما نراه اليوم من إشعاع الخلفية الميكروني الكوني (أنظر توزيعها في الصورة).
فترة مظلمة
قبل الانفصال كانت معظم الفوتونات في الكون تتفاعل مع الإلكترونات والبروتونات في وسط كثيف من الباريونات والفوتونات. وكان الكون معتما والضوء يكادقد يكون معدوما. وكانت المادة الباريونية تتكون من بلازما متأينة وتحولت إلى ذرات متعادلة بعدما التقطت إلكترونات خلال فترة استعادة الارتباط وإصدارها بذلك الفوتونات التي تكون إشعاع الخلفية الميكروني الكوني. وعندما تنفصل الفوتونات يصبح الكون شفافا. وحتي ذلك الوقت كانت الإشعة الصادرة ذات طول الموجة 21 سنتيمتر الصادرة من ذرات الهيدروجين. وتوجدالآن مجهودات من أجل قياس تلك الأشعة حيث يمكن الحصول بواسطتها على صورة للكون الناشئ أكثر دقة مما نحصل علية بواسطة قياس أشعة الخلفية الميكرونية.
تكون البناء
طبقا لنموذج الانفجار العظيم يبدأ تكون البنايات الكونية وذلك بالبنايات الصغيرة قبل تكوّن الكبيرة. وأول البنايات تتخذ شكلا كانت تجمعات نجمية في مجرات بدائية وما يسمى أشباه النجوم quasars وهي تعتبر مجرات نشطة شديدة الضياء وكذلك فصيلة نجمية III. وقبل تلك الفترة يمكن فهم تطور الكون بواسطة نظرية الاضطراب الخطية، أي اعتبار حتى جميع البنايات قد تكونت من اختلافات صغيرة في كثافة توزيع الجسيمات، حيث كان توزيعها في البدء يكادقد يكون متساويا في جميع أنحاء الكون الناشيء. كما يمكن دراسة نماذج لتلك المراحل بالمحاكاة الحاسوبية. ثم بدأت فترة تشكيل البنايات المعقدة غير الخطية. وتجرى أيضا على تلك المراحل المتتالية محاكاة بالحواسيب الكبيرة لحسابات نماذج تجمع التآثر بين مليارات من الجسيمات. ومما يجعلنا نطمئن على صحة نموذج عن آخر هومقارنة نتائج النماذج المحسوبة ببنية الكون كما نشاهده.
بعد افتراض وجود مادة مظلمة خلال السبعينيات من القرن الماضي - بسبب عدم إمكانية المادة المرئية وحدها في الكون من تكوين المجرات وتجمعات المجرات على النحوالذي نراه اليوم - فقد أجريت الحسابات بافتراض وجود ما سمي "المادة المظلمة" . وبالعمل بينت نتائج الحسابات بالمحاكاة الحاسوبية حتى المادة المظلمة لها دور رئيسي في تكوين المجرات وتجمعات المجرات . والبحث جاري الآن لاكتشاف تلك المادة المظلمة عمليا (وهي طبقا للافتراض : جسيمات لها جاذبية ولكنها ضعيفة التفاعل مع المادة المرئية، ولا تمتص ضوءا ولا تصدر ضوءا) .
عودة التأين : 150 مليون سنة إلى 1 مليار سنة
تتكون أشباه النجوم الأولى (كوازارات) من الانهيار الناتج عن الجاذبية ، حيث تتسبب الطاقة الغشعاعية الصادرة عن ذلك الانهيار في إعادة تأين الهيدروجين في الكون المحيط. كما يعتقد الفهماء حتى عائلة نجمية III ساهمت إلى جانب أشباه النجوم في تأين الهيدروجين .تتميز العائلة النجمية III بسخونتها ونشاطها في إصدار أشعة فوق البنفسجية تعمل على تأين الهيدروجين . استغرقت حقبة عودة تأين الهيدروجين في الكون في الحقبة الزمنية بين 150 مليون سنة إلى 1000 مليون سنة بعدالانقجار العظيم ، ومنذ ذلك الوقت فيعتبر جميع الكون ممتلئا ب البلازما.
تكوّن النجوم
تعتبر العائلة النجمية III من النجوم هي أول ما نشأ من النجوم، تتكون من الهيدروجين والهيليوم بصفة أساسية حيث نتج هذان العنصران خلال الانفجار العظيم (وآثار قليلة جدا من الليثيوم). كانت تلك النجوم كبيرة وساخنة جدا بسبب استهلاكها الشديد للهيدروجين والهيليوم ، وبذلك بدأ تحويل العناصر الخفيفة التي تكونت خلال الانفجار العظيم (الهيدروجين والهيليوم)إلى عناصر أثقل . إلا أنه لم نستطع حتي الآن مشاهدة نجوم من الفصيلة III من هذا الوقت المبكر في عمر الكون.
تكوّن المجرات
تتجمع احجام كبيرة من المادة مكونة مجرة. ويعتقد انه بتلك الكيفية تكونت العائلة النجمية II من النجوم، ثم يتبعها تكون العائلة النجمية I في أزمنة لاحقة. تتميز العائلة النجمية I (ومن ضمنها الشمس) بتكونها من الهيدروجين والهيليوم بالإضافة إلى نسبة كبيرة نسبيا من العناصر الثقيلة ، خلقت في قلوب ما كان من قبلها من عائلات نجمية III وII ، ثم انفجرت تلك العائلات التي سبقتها في هيئة مستعرات عظمى ونثرت تلك العناصر في الفضاء .
واستطاع مشروع يوهانيز شيدلار مشاهدة شبه النجم CFHQS 1641+3755 على بعد 12.7 مليار سنة ضوئية. عندما كان عمر الكون 7 % من عمره الحالي.
وقد استطاع رتشارد إليس ومجموعته من معهد التكنولوجيا ببسادينا في 11 يوليو2007 مشاهدةستة مجرات تتكون فيها نجوم على بعد 13 و2 مليار سنة ضوئية باستخدام تليسكوب كيك Keck II الموجود على جزيرة مونا كيا Mauna Kea، أي أنهم تكونوا وكان الكون 500 مليون سنة فقط. وحتى الآن لم تشاهد سوىعشرة من تلك التشكيلات.
وتبين صورة المنطقة العميقة جدا المأخوذة بتلسكوب هابل عددا من المجرات الصغيرة تتداخل لتكوين مجرات أكبر وهي على بعد 13 مليار من السنين الضوئية، عندما كان الكون 5 % من عمره الحالي .
وطبقا للفهم الجديد المسمى فهم التاريخ النووي للكون nucleocosmochronology، يعتبر حتى القرص الرقيق لمجرة درب التبانة تكون منذ 8.3 ± 1.8 مليار سنة ضوئية.
تكوّن المجموعات وعناقيد المجرات
تعمل قوى الجاذبية على جذب المجرات بعضها البعض لتكوين مجموعات وعناقيد المجرات وعناقيد مجريّة هائلة superclusters.
تكون المجموعة الشمسية بعدثمانية مليار سنة
ثم تكونت أجسام لها مقاييس المجموعة الشمسية، وتعتبر شمسنا من نجوم جيل متأخر حيث تحتوي عل أنقاض من نجوم أجيال سابقة من النجوم، وتكونت الشمس منذخمسة مليار من السنين تقريبا أوتكونت بينثمانية -تسعة مليار سنة بعد الانفجار العظيم.
حالة الكون اليوم : بعد 13.8 مليار سنة
تدل أحسن نتائج القياس على ان عمر الكون يبلغ 13.8 مليار سنة منذ الانفجار العظيم. وبما حتى المشاهدة تبين ان الكون يتسع واتساعه متزايد السرعة، فيبدوحتى عناقيد المجرّية الهائلة هي أكبر البنايات في الكون. حيث يمنع التوسع المتزايد الحالى للكون من تكوين بنايات أكبر بعمل الجاذبية.
اقرأ أيضاً
- Cosmic Calendar (age of universe scaled to a single year)
- Cyclic model
- Dark-energy-dominated era
- Dyson's eternal intelligence
- Entropy (arrow of time)
- Graphical timeline from Big Bang to Heat Death
- Graphical timeline of the Big Bang
- Graphical timeline of the Stelliferous Era
- Illustris project
- Matter-dominated era
- Radiation-dominated era
- Timeline of the far future
- Ultimate fate of the universe
وصلات خارجية
- (2002)http://humanknowledge.net/Thoughts.html#Timeline Human Knowledge: Foundations and Limits. Retrieved March 25, 2004.
- From the Big Bang to the End of the Universe - The Mysteries of Deep Space Timeline. Retrieved March 24, 2005.
- [[ (1997). The History of the Universe in 200 Words or Less. Retrieved March 24, 2005.
- Home of the Hubble Space Telescope. Retrieved March 24, 2005.
- Fermilab graphics (see "Energy time line from the Big Bang to the present" ")
- Exploring Time from Planck time to the lifespan of the universe
- Astronomers' first detailed hint of what was going on less than a trillionth of a second after time began
- The Universe Adventure
مراجع
- ^ Staff (17 March 2014). "BICEP2 2014 Results Release". National Science Foundation. Retrieved 18 March 2014.CS1 maint: uses authors parameter (link)
- ^ Clavin, Whitney (17 March 2014). "NASA Technology Views Birth of the Universe". NASA. Retrieved 17 March 2014.
- ^ Overbye, Dennis (17 March 2014). "Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang". The New York Times. Retrieved 17 March 2014.
- ^ Guth, "Phase transitions in the very early universe", in: Hawking, Gibbon, Siklos (eds.), The Very Early Universe (1985).
-
^ خطأ استشهاد: وسم
<ref>غير سليم؛ لا نص تم توفيره للمراجع المسماةIJA-2014October -
^ خطأ استشهاد: وسم
<ref>غير سليم؛ لا نص تم توفيره للمراجع المسماةARXIV-20131202 -
^ خطأ استشهاد: وسم
<ref>غير سليم؛ لا نص تم توفيره للمراجع المسماةNYT-20141202 - ^ Ryden B: "Introduction to Cosmology", pg. 196 Addison-Wesley 2003
- ^ Detailed timeline of Big Bang nucleosynthesis processes
- ^ Mukhanov, V: "Physical foundations of Cosmology", pg. 120, Cambridge 2005
- ^ ; physorg.com
- ^ APOD: 2007 Septemberستة - Time Tunnel
- ^ "New Scientist" 14th July 2007
- ^ HET Helps Astronomers Learn Secrets of One of Universe's Most Distant Objects
- ^ APOD: 2004 Marchتسعة - The Hubble Ultra Deep Field
- ^ Eduardo F. del Peloso a1a, Licio da Silva a1, Gustavo F. Porto de Mello and Lilia I. Arany-Prado (2005),
نطقب:Big Bang timeline
