التقلبات في CMBR

إن درجة الحرارة 0.001 K وهي موحدة للغاية، والاختلاف في درجة الحرارة في مواقع مختلفة في الـماء من التي اقترنت بأحكام المادة والإشعاع أثناء المراحل الأولى للكون. وهذا يعني وإن كان توزيع المادة أيضاً موحداً في البداية، في حين أنه لا يتطابق مع افتراضاتنا الكونية الأساسية، وأنه لا يؤدي إلى مسألة كيف خرجنا من هذا الكون وهو موحد للغاية في توزيع معقد بالتأكيد الذي نراه اليوم في المقاييس الصغيرة بعبارة أخرى، كيف تشكلت الكواكب، النجوم، المجرات، المجرات العنقودية، وما إلى ذلك، من الغاز المتجانس أساسياً؟

قدمت أول محاولة لقياس التقلبات CMBR كجزء من مهمة (مستكشف الحلية الكونية COBE). كجزء من مهمتها لمدة أربع سنوات خلال أوائل 1990 م، وقد استخدم أداة تسمى DMR للبحث عن التقلبات في CMBR عبر السماء. وكانت التقلبات التي لاحظها أصغر بكثير مما كان متوقعاً. أدت التكهنات إلى أن (الإشارة) كانت مجرد ضجيج، وبعد القيام بتغطية محدودة من السماء لتحقيق هذه المهمات، فقد كانت قادرة على إثبات قاطع أن الإشارة التي اطلع عليها COBE كانت حقيقية وبدرجة أقل مطابقة للتوقعات المطابقة لـ BBT وتجنباً لكثير من معوقات البحث والدقة في التفاصيل وبعيداً عن تأثير حرارة الأرض، على أداء المسبار الصناعي (the MAP probe (Microwave Anisotropy Probe ، ثم أعيدت التسمية - WMAP شرفاً للعالم (2002 – 1935) David Todd Wilkinson المتخصص في دراسة خلفية إشعاع الميكرويف الكوني CMB من الانفجار الكبير والذي هو جزء من المصطلح الأصلي المنظور من CMBR والذي يرجع لعام 1960م.

وعلى العكس من COBE، فإن WMAP يركز على مسألة قياس التقلبات CMBR وقام برحلة لمدة ثلاثة شهور عام 2001 م. أبعد بكثير ما يقرب من 1/10 من الشمس. وحصل على البيانات في ذلك الحين. وأفرج عن نتائج البيانات للسنة الأولى للمراقبة عام 2003 م. وكانت مذهلة في دقتها. وكمثال على ذلك، على مدى عقود، لم يكن عمر الكون معروفاً على نحو أفضل من ملياري سنة.

ومن خلال جمع البيانات من WMAP مع القياسات الأخرى المتاحة، عرف فجأة أن عمر الكون هو في تذبذب 0.2 مليار سنة، المقاسات هذه، هو في ضمن تقلص الأخطاء إلى الأفضل بحدود 20 - 30 بالمئة، وبأفضلية 10 بالمئة منه أدى الوصف لكامل البيانات إلى التأثير على فهمنا للـ BHT.

لكون أن النجوم جزء من الكون، فيترتب طبيعياً أنه إذا كانت نظرية الانفجار الكبير ونظرياتنا حول تشكيل النجوم وتطورها هي أكثر أو أقل بصحتها، لذا لا يجب أن نتوقع لترى نجوماً أقدم من الكون، تشير تفاصيل المسار الفضائي WMAP بأن النجوم الأولى نشأت عندما كان عمر الكون آنذاك 200 مليون سنة، لذا يجب أن نتوقع رؤية النجوم التي عمرها 13.5 مليار سنة. من ناحية أخرى تخبرنا نماذج التطور النجمي بأن النجوم التي لها كتلة أخفض (التي لها كتلة 1/10 من كتلة الشمس) من المتوقع أن (تعمر) لعشرات تريليونات من السنوات، لذلك هنالك فرصة كبيرة للخلاف.

ويمكن فصل المجموعات النجمية اعتباراً إلى مكوناتها المعدنية فنجمنا الشمس غني بالمعادن، بينما هنالك نجوم أفقر منها بكثير يزداد المحتوى المعدني لكوننا مع الزمن أمثل النجوم التي لها وقت أكثر وأكثر لمزج عناصر أخف إلى عناصر أثقل منها)، وتعمل المعدنية بمثابة مؤشر تقريبي عند تكوين نجم معين.

مواضيع ذات صلة

Cosmic synchrotron radiation

Universal gravitation

Kepler’s laws

The Relation of Physics to Astronomy

الكوارث الكونية والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء

نشأة علم فلك الأشعة السينية

الجدات ورواد الفضاء

قانون الجذب العام (نيوتن وثمرة التفاح)

حساسات النانو في خدمة رحلات الفضاء الخارجي

الأجسام الصلبة والفضاء الخاوي

العوالم الأخرى: قد لا نكون بمفردنا في هذا الكون

كوكبة الحوت الجنوبي Piscis Australis