أدركت أهمية تحديد المتغيرات الكونية في وقت مبكر من تاريخ علم الكونيات. وفي الواقع، كتب الفلكي البارز الان سانديج (الذي أجرى دراساته البحثية العليا تحت إشراف هابل) ذات مرة ورقة بحثية بعنوان «علم الكونيات: البحث عن رقمين». وبعدها بعقدين، ما زلنا نجهل قيمة هذين الرقمين، ولفهم السبب وراء ذلك علينا أن نفهم الأنواع المختلفة للمشاهدات التي يمكنها أن تعرّفنا بقيمة Ω، ونوعية النتائج التي أنتجتها. فهناك أنواع مختلفة من المشاهدات، لكن من الممكن تجميعها في أربع فئات رئيسة.

أولا: هناك الاختبارات الكلاسيكية المعنية بدراسة الكون. وفكرة هذه الاختبارات هي استخدام المشاهدات الخاصة بكل جرم بعيد؛ من أجل قياس انحناء المكان، أو المعدل الذي يتباطأ به تمدد الكون وأبسط هذه الاختبارات يتضمن مقارنة أعمار الأجرام السماوية (وخاصة النجوم الموجودة في منظومات العناقيد الكروية) بالعمر الذي تتنبأ به النظرية الكونية. لأنه إذا لم يكن تمدد الكون آخذا في التباطؤ؛ فإن العمر المتنبَّأ به يعتمد بدرجة وثيقة على ثابت هابل أكثر مما يعتمد على قيمة Ω، وعلى أي حال فإن أعمار النجوم القديمة ليست معروفة بأي درجة كبيرة من الثقة؛ لذا لا يفيد هذا الاختبار كثيرًا في تحديد قيمة Ω في الوقت الحاضر. تتضمن الاختبارات الكلاسيكية الأخرى خصائص المصادر البعيدة للغاية؛ كي نتحقق على نحو مباشر من معدل التباطؤ أو الهندسة المكانية للكون. بعض هذه الأساليب كان هابل هو رائدها، بينما نقَّحها سانديج ببراعة. بَيْدَ أنها لم تكن محل تفضيل في ستينيات القرن العشرين وسبعينياته؛ لأنه في ذلك الوقت لم يكن معروفًا أن الكون إجمالا يتمدد وحسب، بل إن الأجرام الموجودة داخله آخذة في التطور بسرعة. وبما أنه على المرء أن يستكشف مسافات بعيدة للغاية من أجل قياس التأثيرات الهندسية الطفيفة للغاية لانحناء المكان، فإنه في واقع الأمر ينظر لا محالة إلى الأجرام السماوية كما كانت حين غادرها الضوء في رحلته نحونا. ومن الممكن أن يكون هذا الوقت كبيرًا للغاية؛ يصل في المعتاد إلى أكثر من ثمانين بالمائة من عمر الكون في المشاهدات الكونية. فلا يوجد ما يضمن أن يكون سطوع الأجرام البعيدة المستخدمة أو أحجامها لهما الخصائص عينها التي للنجوم القريبة؛  وذلك بسبب إمكانية أن تكون هذه الخصائص قد تغيرت مع مرور الزمن. في واقع الأمر، تستخدم الاختبارات الكونية الكلاسيكية في الوقت الحاضر بالأساس بهدف دراسة تطور الخصائص، لاختبار المناحي الرئيسة لعلم الكونيات. ومع ذلك ثمة استثناء حديث مهم؛ إذ أسفر استخدام انفجارات المستعرات العظمى (السوبرنوفا) بوصفها مصادر ضوئية قياسية عن نتائج رائعة تقترح فيما يبدو أن الكون لا يتباطأ في التمدد على الإطلاق.

بعد ذلك هناك الحجج المبنية على نظرية التخليق النووي. يُعَدُّ الاتفاق بين الوفرة المرصودة للعناصر من جهة، وبين التنبؤات الخاصة بحسابات الاندماج النووي في المراحل المبكرة من عمر الكون من جهة أخرى؛ أحد ركائز الأدلة الأساسية الداعمة لنظرية الانفجار العظيم. بَيْدَ أن هذا الاتفاق لا يسري إلا إذا كانت كثافة المادة قليلة للغاية؛ أي لا تزيد عن نسبة مئوية ضئيلة من الكتلة الحرجة المطلوبة كي يكون المكان منبسطًا. كان هذا معروفًا لسنوات عدة، ومن الوهلة الأولى يبدو أنه يقدم إجابة بسيطة للغاية لكل الأسئلة التي طرحتها ومع ذلك، هناك شرط بسيط مقيد؛ إذ إن حد «النسبة المئوية الضئيلة» ينطبق فقط على المادة التي يمكنها المشاركة في التفاعلات النووية. فربما كان الكون مليئًا بخلفية من الجسيمات الخاملة العاجزة عن التأثير في عملية تخليق العناصر الخفيفة. يسمى نوع المادة الذي يشارك في التفاعلات النووية باسم المادة «الباريونية»، وهو يتألف من جسيمين أساسيين؛ البروتونات والنيوترونات. وقد اقترح فيزيائيو الجسيمات أنه ربما أُنتجت أنواع أخرى غير باريونية من المادة داخل الأتون المتقد للكون المبكر. وعلى الأقل بعض من هذه الجسيمات ربما ظل باقيًا إلى الآن، وربما يؤلف ولو جزءًا من المادة المظلمة. ومن ثم ربما يتضمن بعض من المادة المكونة للكون نوعا ما من الجسيمات العجيبة غير الباريونية. وقد لا تكون المادة العادية – التي نتكون منها – أكثر من لطخة صغيرة على ثوب المادة الكونية الشاسعة التي لم تتحدد طبيعتها بعد. وهذا يضيف بعدًا آخر إلى المبدأ الكوبرنيكي؛ فنحن لم نعد في مركز الكون وحسب، بل إننا حتى لا نتكون من المادة عينها التي يتكون منها السواد الأعظم من الكون.

الفئة الثالثة من الأدلة مبنية على حجج فيزيائية فلكية والفارق بين هذه الحجج وبين القياسات الكونية جوهرها، التي ناقشناها سابقًا، هو أنها تنظر إلى الأجرام المنفردة بدلًا من خصائص المكان الفاصل بينها. ففي الواقع، نحن نحاول هنا أن نحدد كثافة الكون عن طريق وزن العناصر المكونة له واحدًا تلو الآخر. على سبيل المثال، يمكننا أن نحاول استخدام آليات الحركة الداخلية للمجرات من أجل حساب كتلتها، وذلك بافتراض أن الجاذبية تحافظ على دوران القرص المجرّيّ بالطريقة عينها تقريبًا التي تهيمن بها جاذبية الشمس على حركة كوكب الأرض حول الشمس. فمن الممكن حساب كتلة الشمس من واقع سرعة كوكب الأرض في مداره، ومن الممكن إجراء عملية حسابية مشابهة من أجل المجرات؛ إذ إن السرعات المدارية للنجوم داخل المجرات تتحدد بواسطة الكتلة الإجمالية للمجرة التي تمارس على النجوم قوة جذب. ومن الممكن بسط المبدأ عينه ليشمل العناقيد المجرية، بل والمنظومات الأكبر حجمًا من هذا. وتشير هذه العمليات البحثية على نحو مقنع للغاية إلى احتواء المجرات على مادة أكثر بكثير من تلك التي نراها بأعيننا على صورة نجوم كشمسنا. وهذه هي المادة المظلمة الشهيرة التي لا يمكننا أن نراها، وإنما يمكننا الاستدلال على وجودها من واقع تأثيرها الجذبي.

العناقيد المجرية الثرية – تلك المنظومات البالغ قطرها أكثر من مليون سنة ضوئية، وتتكون من تجميعات هائلة من المجرات – تحتوي أيضًا قدرًا من المادة أكبر مما يُعزى إلى المجرات المنفردة الموجودة داخلها. إن مقدار المادة المحدد غير واضح، لكن ثمة أدلة قوية للغاية على أنه يوجد ما يكفي من المادة داخل المنظومات العنقودية الغنية بما يقترح أن قيمة أوميجا تصل إلى 0.1، بل وربما تزيد عن 0.3 بل وتوحي أدلة غير حاسمة آتية من آليات حركة البنى الأكبر – العناقيد المجرية الفائقة التي يصل حجمها إلى عشرات ملايين السنوات الضوئية – بأن المزيد من المادة المظلمة يكمن في الفضاء الواقع بين العناقيد المجرية.

شكل 2: عنقود الهلبة المجري. هذا مثال للعناقيد المجرية الثرية. وباستثناء النجوم المنفردة (كتلك الواقعة في يمين الصورة) فإن جميع الأجرام في هذه الصورة هي جميعها مجرات يحتويها عنقود مجري عملاق. العناقيد المجرية الضخمة كهذا نادرة نسبيًّا، لكنها تحتوي على مقدار ضخم للغاية من الكتلة تصل إلى 100 مليون مليون مرة قدر كتلة الشمس.

هذه الحجج القائمة على آليات الحركة اختبرت هي الأخرى حديثًا، وتأكدت من واقع مشاهدات مستقلة لتأثير عدسة الجاذبية الذي تتسبب فيه العناقيد المجرية، ومن واقع قياسات خصائص الغاز الحار للغاية المطلق للأشعة السينية التي يتخللها. ومن المثير للاهتمام نسبة المادة الباريونية داخل العناقيد المجرية مقارنةً بكتلتها الإجمالية تبدو أكبر بكثير من القيمة العامة التي تسمح بها عملية التخليق النووي لو أن هناك كثافة حرجة للمادة إجمالا. تعني هذه الظاهرة المسماة «الكارثة الباريونية» أنه إما أن الكثافة الإجمالية للمادة أقل كثيرًا من القيمة الحرجة أو أن ثمة عملية مجهولة ما ربما أدت إلى تركيز المادة الباريونية في عناقيد.

شكل 3: عنقود الهلبة المجري بالأشعة السينية. بالإضافة إلى المئات العديدة من المجرات التي تظهر في الصورة السابقة تحتوي العناقيد المجرية كعنقود الهلبة على غاز حار للغاية يمكن تبينه من خلال الإشعاع السيني الذي يطلقه. هذه الصورة التقطت بواسطة القمر الصناعي «روسات».

أخيرًا، لدينا خيوط قائمة على محاولات فهم أصل البنية الكونية؛ أي الكيفية التي صار بها الكون على ما هو عليه من تكتل وعدم انتظام في ظل الاتساق والتجانس العام اللذين يفرضهما المبدأ الكوني. في رأيي، المبادئ الأساسية مفهومة على نحو طيب نسبيًّا، أما التفاصيل فهي معقدة للغاية وعُرضة لكل أنواع عدم اليقين والتحيز. ولقد صِيغَتْ نماذج، ويمكن أن تُصاغ نماذج أخرى، يبدو أنها تتلاءم مع كل البيانات المتاحة، وفيها تقترب قيمة Ω للغاية من الواحد الصحيح.

شكل 4: عدسة الجاذبية. يمكن قياس أوزان العناقيد الثرية عن طريق رصد التشوهات التي تصيب الضوء الصادر من المجرات الموجودة في الخلفية بينما يمر عبر العنقود المجري. في هذا المثال الجميل للعنقود المجري «أبيل 2218» نرى الضوء القادم من الخلفية، وقد تركز في نمط معقد من الأقواس بينما يعمل العنقود المجري كعدسة عملاقة. هذه الملامح تكشف عن مقدار الكتلة الذي يحتويه العنقود المجري.

لكن صِيغَت نماذج أخرى تحمل فيها Ω قيمة تقل كثيرًا عن هذا الرقم. وقد يبدو هذا أمرًا محبطًا، لكن من المرجح أن ييسر هذا النوع من الدراسات الطريق نحو التحديد الناجح لقيمة Ω. وإذا أمكن عمل المزيد من القياسات التفصيلية للملامح الظاهرة على إشعاع الخلفية الميكروي، فستخبرنا خصائص هذه الملامح على الفور بما يجب أن تكون عليه كثافة المادة. وكمكافأة إضافية، سوف تحدد أيضًا ثابت هابل، متجاوزة كل العمل الممل الخاص بسلم المسافات الكوني. ونأمل فقط أن تتمكن الأقمار الصناعية المخطط لها أن تقوم بذلك – وهي «مسبار قياس تباين الأشعة الكونية» و«مرصد بلانك الفضائي» – من الانطلاق بنجاح في السنوات القليلة القادمة. وقد بيَّنت تجارب المناطيد الحديثة أن هذا يبدو أمرًا قابلا للتحقيق.

يمكننا تلخيص حالة الأدلة بأن نقترح أن الأغلبية العظمى من علماء الكونيات يتقبلون على الأرجح أن قيمة Ω لا يمكن أن تقل عن 0.2، وحتى هذه القيمة الضئيلة تتطلب أن تكون أغلب المادة الموجودة في الكون مادةً مظلمة. وهذا يعني أيضًا أن بعض المادة على الأقل يجب أن يكون في صورة بروتونات ونيوترونات (باريونات)، يكمن فيها السواد الأعظم من كتلة المادة المألوفة لدينا في خبرتنا اليومية. بعبارة أخرى، لا بد من وجود مادة مظلمة غير باريونية. أغلب علماء الكونيات يرون أن قيمة Ω تبلغ 0.3، وهو ما يبدو متسقا مع معظم الأدلة الرصدية. وقد زعم البعض أن الأدلة تؤيد أن قيمة الكثافة تقترب من القيمة الحرجة؛ ومن ثم من الممكن أن تكون قيمة Ω مقاربة للغاية من الواحد الصحيح. ويرجع هذا في جزء منه إلى تراكم الأدلة الفلكية المؤيدة لوجود المادة المظلمة، ويرجع أيضًا إلى أن الإدراك النظري بأن المادة غير الباريونية ربما أُنتجت في الطاقات العالية للغاية للانفجار العظيم.

مواضيع ذات صلة

مارس الكوكب الميت

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