عمر الكون

في نماذج الانفجار العظيم لعلم الكونيات الفيزيائي ، يُعرَّف عمر الكون بأنه الزمن الكوني الذي يعود إلى النقطة التي يؤول فيها عامل المقياس الكوني إلى الصفر. ^{[ 1 ]} وباستخدام أحدث النماذج وبيانات مشروع بلانك ، يبلغ عمر الكون 13.8 مليار سنة. [ ^{2 ] يتبع} علماء الفلك منهجين مختلفين لتحديد عمر الكون . يعتمد أحدهما على نموذج فيزياء الجسيمات للكون المبكر، يُسمى لامدا-سي دي إم ، والذي يُطابق قياسات خصائص من بدايات تاريخ الكون، مثل إشعاع الخلفية الكونية الميكروي . أما الآخر فيعتمد على المسافة والسرعة النسبية لسلسلة أو "سلم" من أنواع مختلفة من النجوم، مما يجعله يعتمد على قياسات محلية في مراحل متأخرة من تاريخ الكون. ^{[ 3 ]} تُعطي هاتان الطريقتان قيمًا مختلفة قليلاً لثابت هابل ، والذي يُستخدم بعد ذلك في معادلة لحساب العمر. ويقع نطاق التقدير أيضًا ضمن نطاق تقدير أقدم نجم مُرصَد في الكون. ^{[ 4 ]}

في القرن الثامن عشر، بدأ يظهر مفهوم أن عمر الأرض يبلغ ملايين، إن لم يكن مليارات، السنين. ومع ذلك، افترض معظم العلماء طوال القرن التاسع عشر وحتى العقود الأولى من القرن العشرين أن الكون نفسه ثابت وأزلي، ربما مع ظهور النجوم واختفائها ولكن دون حدوث تغييرات على أوسع نطاق معروف في ذلك الوقت. ^{[ 5 ]}

كانت أولى النظريات العلمية التي أشارت إلى أن عمر الكون قد يكون محدودًا هي دراسات الديناميكا الحرارية ، التي تمّت صياغتها رسميًا في منتصف القرن التاسع عشر. ينصّ مفهوم الإنتروبيا على أنه إذا كان الكون (أو أي نظام مغلق آخر) قديمًا إلى ما لا نهاية، فإن كل شيء بداخله سيكون عند نفس درجة الحرارة، وبالتالي لن تكون هناك نجوم ولا حياة. لم يُقدّم أي تفسير علمي لهذا التناقض في ذلك الوقت.

في عام ١٩١٥، نشر ألبرت أينشتاين نظرية النسبية العامة ^{[ ٦ ]} ، وفي عام ١٩١٧ وضع أول نموذج كوني استنادًا إلى نظريته. وللحفاظ على اتساق نموذجه مع فكرة الكون المستقر، أضاف أينشتاين ما سُمّي لاحقًا بالثابت الكوني إلى معادلاته. وقد أثبت آرثر إيدنغتون عدم استقرار نموذج أينشتاين للكون الساكن .

جاءت أولى الدلائل الرصدية المباشرة على أن الكون ليس ثابتًا بل يتوسع من رصد " سرعات التراجع "، الذي أجراه فيستو إم. سليفر في الغالب ، بالإضافة إلى قياسات المسافات إلى " السدم " ( المجرات ) التي أجراها إدوين هابل في دراسة نُشرت عام 1929. ^{[ 7 ]} في أوائل القرن العشرين، تمكن هابل وآخرون من رصد نجوم منفردة داخل بعض السدم، مُحددين بذلك أنها مجرات، تُشبه مجرة ​​درب التبانة ، ولكنها تقع خارجها . علاوة على ذلك، كانت هذه المجرات ضخمة جدًا وبعيدة جدًا. أظهرت أطياف هذه المجرات البعيدة انزياحًا نحو الأحمر في خطوطها الطيفية، يُفترض أنه ناتج عن تأثير دوبلر ، مما يشير إلى أن هذه المجرات كانت تبتعد عن الأرض. إضافة إلى ذلك، كلما بدت هذه المجرات أبعد (أي كلما بدت أقل سطوعًا)، زاد انزياحها نحو الأحمر، وبالتالي بدت أسرع في ابتعادها. كان هذا أول دليل مباشر على أن الكون ليس ثابتًا بل يتوسع. وجاء أول تقدير لعمر الكون من حساب اللحظة التي بدأت فيها جميع الأجسام بالانطلاق بسرعة من نقطة واحدة. وكانت القيمة الأولية التي وضعها هابل لعمر الكون منخفضة جدًا، إذ كان يُفترض أن المجرات أقرب بكثير مما أظهرته الملاحظات اللاحقة.

أُجري أول قياس دقيق إلى حد معقول لمعدل تمدد الكون، وهو ثابت هابل ، في عام 1958 على يد عالم الفلك آلان ساندج . ^{[ 9 ]} وقد جاءت القيمة التي قاسها لثابت هابل قريبة جدًا من نطاق القيم المقبولة عمومًا منذ ذلك الحين.

لم يصدق ساندج، مثله مثل أينشتاين، نتائجه وقت اكتشافها. فاقترح نظريات جديدة في نشأة الكون لتفسير هذا التناقض. وقد حُلّت هذه المشكلة إلى حد كبير بفضل تحسينات النماذج النظرية المستخدمة لتقدير أعمار النجوم. وبحلول عام 2021، وباستخدام أحدث نماذج تطور النجوم المطبقة على أقدم النجوم المعروفة، تُقدّر أعمارها بـ14.27 ± 0.80 مليار سنة ( نجم متوشلخ ) و13.8 ± 4 مليار سنة ( BD +17°3248 ). تتوافق كلتا القيمتين مع رقم بلانك لعام 2018. ^{[ 10 ] [ 11 ]}

أدى اكتشاف إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، الذي أُعلن عنه عام 1965 ^{[ 12 ]،} إلى وضع حد فعلي للغموض العلمي المتبقي حول توسع الكون. وقد جاء هذا الاكتشاف نتيجةً لصدفة عمل فريقين لا يفصل بينهما سوى أقل من 60 ميلاً. ففي عام 1964، كان أرنو بنزياس وروبرت وودرو ويلسون يحاولان رصد أصداء الموجات الراديوية باستخدام هوائي فائق الحساسية. رصد الهوائي باستمرار ضوضاءً منخفضة وثابتة وغامضة في نطاق الموجات الميكروية ، موزعة بالتساوي في السماء، وموجودة ليلاً ونهاراً. وبعد إجراء الاختبارات، تأكدا من أن الإشارة لم تأتِ من الأرض أو الشمس أو مجرة ​​درب التبانة ، بل من خارجها، لكنهما لم يتمكنا من تفسيرها. في الوقت نفسه، كان فريق آخر، مؤلف من روبرت إتش. ديك ، وجيم بيبلز ، وديفيد ويلكنسون ، يحاول رصد ضوضاء منخفضة المستوى قد تكون متبقية من الانفجار العظيم ، والتي من شأنها إثبات صحة نظرية الانفجار العظيم. أدرك الفريقان أن الضوضاء المكتشفة كانت في الواقع إشعاعًا متبقيًا من الانفجار العظيم، وأن هذا دليل قوي على صحة النظرية. ومنذ ذلك الحين، عززت أدلة أخرى كثيرة هذا الاستنتاج وأكدته، وحسّنت من تقدير عمر الكون.

أنتجت مسبارات الفضاء WMAP، التي أُطلقت عام 2001، و Planck ، التي أُطلقت عام 2009، بيانات تحدد ثابت هابل وعمر الكون بشكل مستقل عن مسافات المجرات، مما أدى إلى إزالة أكبر مصدر للخطأ. ^{[ 13 ]}

تؤكد الملاحظات التجريبية تمدد الكون وفقًا لقانون هابل . وبما أن الكون يتمدد، يمكن حساب معادلة هذا التمدد عكسيًا إلى نقطة البداية. يصف نموذج لامدا-سي دي إم تمدد الكون من حالة بدائية متجانسة للغاية، ساخنة، وكثيفة إلى حالته الحالية على مدى حوالي 13.8 مليار سنة ^{[ 14 ]} من الزمن الكوني . هذا النموذج مفهوم جيدًا من الناحية النظرية، ويدعمه بقوة رصد فلكي حديث عالي الدقة، مثل رصد WMAP . يستخدم الاتحاد الفلكي الدولي مصطلح "عمر الكون" للدلالة على مدة تمدد لامدا-سي دي إم ^{[ 15 ]} ، أو ما يعادله، الوقت المنقضي داخل الكون المرئي منذ الانفجار العظيم. معدل التمدد في أي وقت${\displaystyle t}$يُطلق عليه اسم معامل هابل$${\displaystyle H(t)\equiv {\frac {\dot {a}}{a}},}$$ والذي يتم تصميمه على النحو التالي: $${\displaystyle H(a)\equiv {\frac {\dot {a}}{a}}=H_{0}{\sqrt {\Omega _{\rm {m}}a^{-3}+\Omega _{\mathrm {rad} }a^{-4}+\Omega _{\Lambda }+(1-\Omega _{\rm {m}}-\Omega _{\mathrm {rad} }-\Omega _{\Lambda })a^{-2}}},}$$ أين${\displaystyle \Omega _{x}}$هي معلمات الكثافة، مع${\displaystyle \mathrm {m} }$بالنسبة للكتلة ( الباريونات والمادة المظلمة الباردة )، ${\displaystyle \mathrm {rad} }$للإشعاع ( الفوتونات بالإضافة إلى النيوترينوات النسبية )، و${\displaystyle \Lambda }$للطاقة المظلمة . القيمة${\displaystyle H_{0}}$يُعرف باسم ثابت هابل ، وهو معامل هابل (${\displaystyle t=0}$ووحداته هي وحدات الزمن العكسي. ويُعرَّف عمر الكون على النحو التالي: ^{[ 16 ] : 512}$${\displaystyle t_{\textrm {age}}={\frac {1}{H_{0}}}\int _{0}^{1}{\frac {da}{\sqrt {\Omega _{\rm {m}}a^{-1}+\Omega _{\mathrm {rad} }a^{-2}+\Omega _{\Lambda }a^{2}+(1-\Omega _{\rm {m}}-\Omega _{\mathrm {rad} }-\Omega _{\Lambda })}}},}$$ التكامل قريب من 1 لذا${\displaystyle H_{0}^{-1}}$يقترب من عمر الكون.

بما أن عمر الكون يجب أن يكون على الأقل مساوياً لعمر أقدم الأشياء فيه، فهناك عدد من الملاحظات التي تضع حداً أدنى لعمر الكون؛ ^{[ 17 ] [ 18 ]} وتشمل هذه الملاحظات

• درجة حرارة أبرد الأقزام البيضاء ، التي تبرد تدريجياً مع تقدمها في العمر، و
• نقطة التحول الأكثر خفوتًا لنجوم التسلسل الرئيسي في العناقيد (تقضي النجوم ذات الكتلة المنخفضة وقتًا أطول على التسلسل الرئيسي، لذلك فإن النجوم ذات الكتلة الأقل التي تطورت بعيدًا عن التسلسل الرئيسي تحدد الحد الأدنى للعمر) .

قبل إدخال الطاقة المظلمة في نموذج التوسع الكوني، كان عمر الأجرام السماوية أقل بكثير من عمر أقدم الأجرام المرصودة. ويمكن استخدام هذه العلاقة بشكل عكسي: فالأجرام الأقدم المكتشفة تحدد قيم معامل كثافة الطاقة المظلمة. ^{[ 16 ] : 513}

ترتبط مشكلة تحديد عمر الكون ارتباطًا وثيقًا بمشكلة تحديد قيم المعاملات الكونية. ويتم ذلك إلى حد كبير في سياق نموذج ΛCDM ، حيث يُفترض أن الكون يحتوي على مادة عادية (باريونية)، ومادة مظلمة باردة ، وإشعاع (يشمل الفوتونات والنيوترينوات )، وثابت كوني . ^{[ 19 ]}

تُعطى المساهمة النسبية لكل منها في كثافة طاقة الكون بواسطة معلمات الكثافة${\displaystyle ~\Omega _{\text{m}}~,}$${\displaystyle ~\Omega _{\text{r}}~,}$و${\displaystyle ~\Omega _{\Lambda }~.}$يتم وصف نموذج ΛCDM الكامل بواسطة عدد من المعلمات الأخرى، ولكن لغرض حساب عمره، تُستخدم هذه المعلمات الثلاث، بالإضافة إلى معامل هابل.${\displaystyle ~H_{0}~}$، هي الأهم.

باستخدام قياسات دقيقة لهذه المعايير، يمكن تحديد عمر الكون باستخدام معادلة فريدمان . تربط هذه المعادلة معدل التغير في عامل المقياس${\displaystyle ~a(t)~}$بالنسبة لمحتوى المادة في الكون. وبعكس هذه العلاقة، يمكننا حساب التغير في الزمن لكل تغير في عامل المقياس، وبالتالي حساب العمر الكلي للكون من خلال تكامل هذه الصيغة.${\displaystyle ~t_{0}~}$ثم يتم التعبير عنها بصيغة من الشكل التالي

${\displaystyle t_{0}={\frac {1}{H_{0}}}\,F(\,\Omega _{\text{r}},\,\Omega _{\text{m}},\,\Omega _{\Lambda },\,\dots \,)~}$

أين${\displaystyle ~H_{0}~}$هو معامل هابل والدالة${\displaystyle ~F~}$يعتمد عمر الكون فقط على المساهمة النسبية لمكوناته المختلفة في محتوى طاقته. أول ما يمكن استنتاجه من هذه الصيغة هو أن معامل هابل هو الذي يتحكم في عمر الكون، مع تصحيح ناتج عن محتوى المادة والطاقة. لذا، يمكن الحصول على تقدير تقريبي لعمر الكون من زمن هابل ، وهو مقلوب معامل هابل.${\displaystyle ~H_{0}~}$حول69  كم/ث/ميجابارسيك ، ويُقدّر زمن هابل بـ${\displaystyle ~1/H_{0}=~}$14.5  مليار سنة. ^{[ 20 ]}

للحصول على رقم أكثر دقة، دالة التصحيح${\displaystyle ~F~}$يجب حسابها. وبشكل عام، يجب القيام بذلك عدديًا، وتظهر النتائج لمجموعة من قيم المعلمات الكونية في الشكل. بالنسبة لقيم بلانك${\displaystyle ~(\Omega _{\text{m}},\Omega _{\Lambda })=~}$(0.3086، 0.6914)، كما هو موضح في المربع الموجود في الزاوية العلوية اليسرى من الشكل، فإن عامل التصحيح هذا يبلغ حوالي${\displaystyle ~F=0.956~.}$بالنسبة لكون مسطح بدون أي ثابت كوني، كما هو موضح بالنجمة في الزاوية اليمنى السفلى،${\displaystyle ~F={2}/{3}~}$أصغر بكثير، وبالتالي يكون الكون أصغر عمراً عند قيمة ثابتة لمعامل هابل. لرسم هذا الشكل،${\displaystyle ~\Omega _{\text{r}}~}$يتم تثبيتها (وهو ما يعادل تقريبًا تثبيت درجة حرارة الخلفية الكونية الميكروية ) ويتم تحديد معلمة كثافة الانحناء بواسطة قيمة الثلاثة الأخرى.

إلى جانب قمر بلانك الصناعي، كان مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية ( WMAP ) أساسيًا في تحديد عمر الكون بدقة، على الرغم من ضرورة دمج قياسات أخرى للحصول على رقم دقيق. تُعد قياسات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB) فعالة جدًا في تحديد محتوى المادة .${\displaystyle ~\Omega _{\text{m}}~,}$^{[ 21 ]} ومعامل الانحناء${\displaystyle ~\Omega _{\text{k}}~.}$^{[ 22 ]} إنها ليست حساسة بنفس القدر لـ${\displaystyle ~\Omega _{\Lambda }~}$بشكل مباشر، ^{[ 22 ]} ويرجع ذلك جزئيًا إلى أن الثابت الكوني لا يصبح مهمًا إلا عند الانزياح الأحمر المنخفض. وتُعدّ أدقّ التقديرات لمعامل هابل${\displaystyle ~H_{0}~}$يُعتقد أن هذه القياسات مستمدة من قياسات سطوع وانزياحات حمراء لمستعرات عظمى من النوع Ia البعيدة . ويؤدي الجمع بين هذه القياسات إلى القيمة المقبولة عمومًا لعمر الكون المذكورة أعلاه.

يجعل الثابت الكوني الكون "أقدم" عند ثبات قيم المعاملات الأخرى. وهذا أمرٌ بالغ الأهمية، إذ قبل أن يصبح الثابت الكوني مقبولاً على نطاق واسع، واجه نموذج الانفجار العظيم صعوبة في تفسير سبب ظهور التجمعات الكروية في مجرة ​​درب التبانة أقدم بكثير من عمر الكون المحسوب من معامل هابل ونموذج الكون المادي فقط. ^{[ 23 ] [ 24 ]} يسمح إدخال الثابت الكوني بأن يكون الكون أقدم من هذه التجمعات، فضلاً عن تفسير سمات أخرى عجز النموذج الكوني المادي فقط عن تفسيرها. ^{[ 25 ]}

الضوء المرصود من الأجرام السماوية انبعث عندما كان الكون أصغر سناً. يستخدم علماء الفلك زمن النظر إلى الماضي .${\displaystyle t_{L}}$، لوصف الفرق في عمر الكون هنا والآن، ^{[ 26 ]}${\displaystyle t_{0}}$، من العمر وقت الانبعاث،${\displaystyle t_{e}}$: $${\displaystyle t_{L}(z)=t_{0}-t_{e}(z)}$$ حيث يمثل t العمر. يعتمد زمن النظر إلى الماضي على الانزياح الأحمر للجسم، ومثل عمر الكون، على المعلمات الكونية المختارة. ^{[ 26 ]}

قدّر مشروع مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية (WMAP) التابع لناسا ، والذي تم إصدار بياناته على مدى تسع سنوات في عام 2012، عمر الكون بـ(13.772 ± 0.059) × 10 ⁹ سنوات (13.772  مليار سنة، مع هامش خطأ يبلغ زائد أو ناقص 59  مليون سنة). ^{[ 27 ]}

يستند هذا العمر إلى افتراض صحة النموذج الأساسي للمشروع؛ إذ قد تُعطي طرق أخرى لتقدير عمر الكون أعمارًا مختلفة. فعلى سبيل المثال، قد يؤدي افتراض وجود خلفية إضافية من الجسيمات النسبية إلى زيادة هامش الخطأ في قيد WMAP بمقدار عشرة أضعاف. ^{[ 28 ]}

يُجرى هذا القياس باستخدام موقع الذروة الصوتية الأولى في طيف قدرة إشعاع الخلفية الميكروي لتحديد حجم سطح الفصل (حجم الكون وقت إعادة التركيب). ويُعطي زمن انتقال الضوء إلى هذا السطح (بحسب الهندسة المستخدمة) عمرًا موثوقًا للكون. وبافتراض صحة النماذج المستخدمة لتحديد هذا العمر، فإن الدقة المتبقية تُعطي هامش خطأ يقارب واحدًا بالمئة. ^{[ 13 ]}

في عام 2015، قدّر فريق بلانك عمر الكون بـ13.813 ± 0.038  مليار سنة، وهو رقم أعلى قليلاً ولكنه ضمن هامش الخطأ للرقم السابق المستمد من بيانات WMAP. ^{[ 29 ]} في عام 2018، قام فريق بلانك بتحديث تقديره لعمر الكون إلى13.8  مليار سنة. ^{[ 2 ]}

لا تكون حسابات عمر الكون دقيقة إلا إذا كانت الافتراضات المبنية عليها النماذج المستخدمة لتقديره دقيقة أيضاً. يُشار إلى هذا باسم " الافتراضات المسبقة القوية" ، ويتضمن أساساً استبعاد الأخطاء المحتملة في أجزاء أخرى من النموذج، وذلك لإدراج دقة البيانات الرصدية الفعلية مباشرةً في النتيجة النهائية. وبالتالي، يكون العمر المُعطى دقيقاً ضمن هامش الخطأ المحدد، لأن هذا الهامش يُمثل الخطأ في الجهاز المستخدم لجمع البيانات الأولية المُدخلة إلى النموذج.

عمر الكون بناءً على أفضل تطابق مع بيانات بلانك 2018 وحدها هو13.8 مليار سنة. أحد مكونات تحليل البيانات المستخدمة لتحديد عمر الكون (مثل بيانات بلانك ) هو استخدام التحليل الإحصائي البايزي ، الذي يُعَيِّر النتائج بناءً على التوزيعات الاحتمالية المسبقة (أي النموذج). ^{[ 13 ]} يُحدد هذا التحليل أي شكوك في دقة القياس ناتجة عن نموذج معين مُستخدم. ^{[ 30 ] [ 31 ]}

• عمر الأرض – التأريخ العلمي للأرض 
• المبدأ الأنثروبي – فرضية حول الحياة العاقلة والكون 
• التقويم الكوني – طريقة لتصور التسلسل الزمني للكون (عمر الكون مُقاسًا بسنة واحدة) 
• مستكشف راديو العصور المظلمة – مفهوم مقترح لمركبة مدارية قمرية 
• توسع الكون – زيادة المسافة بين أجزاء الكون 
• حقل هابل العميق – صورة متعددة التعريض للفضاء السحيق في كوكبة الدب الأكبر 
• مشروع Illustris – أكوان محاكاة بالكمبيوتر 
• قائمة بتقديرات عمر الكون
• تلسكوب جيمس ويب الفضائي – تلسكوب فضائي تابع لوكالة ناسا ووكالة الفضاء الأوروبية ووكالة الفضاء الكندية، تم إطلاقه في عام 2021 
• الأكوان المتعددة – مجموعة افتراضية من أكوان متعددة 
• الكون المرئي – كل الفضاء المرئي من الأرض في الوقت الحاضر 
• علم الكونيات الرصدي – دراسة أصل الكون (بنيته وتطوره) 
• ملاحظات الانزياح الأحمر في علم الفلك – تغير في طول موجة الضوء 
• الكون الساكن – نموذج كوني لا يتمدد فيه الكون 
• الدقائق الثلاث الأولى – كتاب ستيفن واينبرغ، صدر عام 1977 
• الجدول الزمني للمستقبل البعيد – التوقعات العلمية المتعلقة بالمستقبل البعيد