التسلسل الزمني للكون

يصف التسلسل الزمني للكون تاريخه ومستقبله وفقًا للفهم الحالي لعلم الكونيات الفيزيائي . في هذا النموذج، تُعرف المرحلة الأولى التي تدعمها الأدلة الرصدية باسم التضخم الكوني ، والتي حدثت قبل 13.8 مليار سنة. خلال هذه الحقبة، شهد الفضاء فترة تمدد سريع للغاية في جزء ضئيل من الثانية. بمجرد انتهاء التضخم، تحولت الطاقة المسؤولة عنه إلى جسيمات وإشعاع ، مما أدى إلى تسخين الكون إلى حالة شديدة الحرارة والكثافة، مُطلقًا بذلك الانفجار العظيم .

في مرحلة مبكرة، أنتجت عملية تكوين الباريونات فائضًا طفيفًا من المادة على المادة المضادة . أفنى معظم جسيمات المادة والمادة المضادة بعضها بعضًا في أزواج، تاركةً وراءها فائضًا طفيفًا من المادة وكمية كبيرة من الإشعاع. ومع استمرار برودة الكون، أفنى العديد من الجسيمات الثقيلة الأخرى بعضها بعضًا أو تحللت ، تاركةً في النهاية بلازما يهيمن عليها البروتونات والنيوترونات والإلكترونات والفوتونات والنيوترينوات .

بعد الثانية الأولى، أصبح البلازما مخففًا بدرجة كافية بحيث توقفت النيوترينوات عن التفاعل بكفاءة مع الجسيمات الأخرى، وبدأت بدلًا من ذلك بالتدفق بحرية عبر الكون، مُنتجةً خلفية النيوترينو البدائية . وبعد خمس ثوانٍ، أفنى الإلكترونات والبوزيترونات بعضها بعضًا، ناقلةً طاقتها إلى بقية البلازما.

خلال الدقائق الثلاث الأولى، انخفضت درجة الحرارة إلى مستوى يسمح بتكوين نوى مستقرة في عملية تُعرف باسم التخليق النووي للانفجار العظيم ، مما أدى إلى إنتاج الهيدروجين والهيليوم وكمية ضئيلة من الليثيوم . في معظم نماذج علم الكونيات، يُفترض عادةً أن المادة المظلمة قد نشأت في هذه الحقبة، على الرغم من أن آلية إنتاجها لا تزال مجهولة. بعد حوالي 380 ألف عام، التقطت النيوكليونات الإلكترونات، مُشكّلةً ذرات مستقرة . وبذلك، أصبح الكون شفافًا للفوتونات، مُنتجًا إشعاع الخلفية الكونية الميكروي .

شهدت المرحلة التالية من الكون انهيارًا تدريجيًا للغاز الذري بفعل الجاذبية. ومع انضغاط الغاز وتسخينه، اشتعلت فيه في النهاية عملية الاندماج النووي ، مما أدى إلى نشأة النجوم الأولى . وعلى مدى ملايين السنين اللاحقة، شكّلت الجاذبية المجرات والهياكل الأكبر التي نراها اليوم. وبعد تسعة مليارات سنة أخرى، تحوّل الكون من كون تهيمن عليه المادة إلى كون تهيمن عليه الطاقة المظلمة ، مما أدى إلى التوسع الكوني المتسارع الذي نشهده اليوم.

طُرحت العديد من التعديلات على الجدول الزمني القياسي، مُدخلةً مراحل جديدة من التوسع ، أو الجسيمات، أو آليات كونية أخرى. وتركز هذه التعديلات غالبًا على تغييرات في التسلسل الزمني قبل عملية التخليق النووي للانفجار العظيم، نظرًا لقلة الأدلة الرصدية المباشرة لتحديد ما حدث بالضبط. كما طُرحت بدائل قابلة للتطبيق للتضخم الكوني تُؤدي إلى البنية واسعة النطاق المرصودة.

خلفية

توسع

يستند النموذج المقبول حاليًا لتاريخ الكون إلى مفهوم الانفجار العظيم : بدأ الكون حارًا وكثيفًا ثم تمدد وبرد. تتفاعل جسيمات مختلفة خلال كل مرحلة رئيسية من مراحل التمدد؛ ومع تمدد الكون، تنخفض الكثافة وتفقد بعض تفاعلات الجسيمات أهميتها. تتغير طبيعة الكون. علاوة على ذلك، يعتمد معدل التمدد نفسه على طبيعة الجسيمات الموجودة، مما يخلق تفاعلًا بين علم الكونيات وفيزياء الجسيمات . ^{[ 1 ]}^{: 71}

وقت

في علم الكونيات، يرتبط الزمان والمكان ارتباطًا وثيقًا: يتسع المكان مع ازدياد الزمن. ويمكن تحديد الزمن عند كل نقطة في الفضاء (كالمجرة مثلاً) بدقة متناهية من خلال ساعة افتراضية عند تلك النقطة. تتحرك هذه الساعات مع النقطة في الفضاء مع توسع الكون، وهي متزامنة مع نقطة واحدة في الماضي البعيد.

ينبعث الضوء من المجرات البعيدة في الماضي، ثم ينتقل بسرعة الضوء: تقتصر معرفتنا بالمجرة البعيدة على نقطة زمنية واحدة تُسمى زمن النظر إلى الماضي . خلال رحلته من نقطة بعيدة، يستمر الكون في التوسع، مما يؤدي إلى تمدد طول موجة الضوء على طول الطريق، وهو تأثير يُعرف بالانزياح الأحمر الكوني . ^{[ 3 ]}^{: 72} يمكن قياس الانزياح الأحمر بمقارنة الضوء الوارد بخطوط طيفية معروفة، ويمكن ربط القيمة الناتجة بالمسافة المتحركة إلى مصدر الإشعاع. ^{[ 4 ]} وبالتالي، تُستمد المعرفة التجريبية حول التسلسل الزمني للكون من خلال رصد الضوء البعيد. ^{[ 3 ]}^{: 89}

ملخص

يُظهر مخطط ناسا تاريخ الكون من التضخم الكوني وحتى الوقت الحاضر. ^{[ 5 ]}

يمكن تقسيم التسلسل الزمني للكون إلى خمسة أجزاء: ^{[ 6 ]}^{: 4.1}

التضخم، وهو أول عصر مدعوم بالأدلة التجريبية، فترة من التوسع الأسي تنتهي بتحويل الطاقة إلى جسيمات.
حساء الكواركات، تبرد الجسيمات الأولية وتندمج، فتتشكل المادة المظلمة .
عملية التخليق النووي في الانفجار العظيم، حيث يؤدي دمج النيوكليونات إلى تكوين نوى الذرات الأولى،
تبني الجاذبية البنية الكونية، ويسمح انخفاض الكثافة للمادة بالسيطرة على الإشعاع للتحكم في التوسع، وتنفصل الفوتونات لتشكيل إشعاع الخلفية الكونية ، ويبني الجذب الجاذبي النجوم والمجرات وتجمعات المجرات.
إن التسارع الكوني والتوسع المستمر يسمحان للطاقة المظلمة بالتغلب على قوة الجاذبية، مما يعيق تكوين هياكل أكبر.

تتضمن هذه الأقسام الفرعية الكبيرة العديد من الأحداث والتحولات. وقد قسمت النماذج القديمة التسلسل الزمني بشكل مختلف، باستخدام مصطلحات أو تركيز مختلف.

ملخص جدولي

تبدأ التسلسلات الزمنية الكونية الحديثة ^{[ 7 ]}^{: 71} بالتضخم الكوني ، وهو أقدم فترة زمنية مدعومة بأدلة رصدية قوية. أما ما قبل ذلك فيُعتبر علمًا كونيًا غير قياسي، وهو موضوع بحث مكثف لم يتم تأكيده بعد. ^{[ 8 ]}

المادة الفرعية	الزمن الكوني ^{[ 1 ]}^{: 72}	الانزياح الأحمر	درجة الحرارة ^{[ 1 ]}^{: 72}	وصف
تضخم اقتصادي	مجهول		غير قابل للتطبيق	يؤدي التضخم الكوني إلى تمدد الفضاء بمعامل من رتبة 10 ²⁶ خلال فترة زمنية تتراوح من رتبة 10 ⁻³⁶ إلى 10 ⁻³² ثانية. ^{[ 9 ]}
إعادة التسخين	مجهول		مجهول	يحوّل الطاقة في مجال التضخم إلى حمام حراري من جسيمات النموذج القياسي ، مما يؤدي إلى بدء الانفجار العظيم الساخن. وقد تم اقتراح العديد من الآليات. ^{[ 10 ]}
تكوين الباريون	مجهول		مجهول	تُخلق المادة والمادة المضادة بإضافة جسيم واحد من المادة لكل 10 ^{أزواج .}تتلاشى هذه الأزواج مُنتجةً فوتونات، تاركةً جسيمات المادة. وقد اقتُرحت آليات عديدة، لكن لم تُؤكد أيٌّ من الملاحظات صحة إحداها. ^{[ 7 ]}^{: 7}
انتقال طوري كهروضعيف	10⁻¹¹ ثانية	10 ¹⁵	10 ¹⁵ ك (100 جيجا إلكترون فولت/ ك _ب ) ^{[ 7 ]}^{: 5}	يتجلى التفاعل الكهروضعيف في صورتين متميزتين، هما التفاعل الكهرومغناطيسي والتفاعل الضعيف ^{[ 1 ]}^{: 208.} جسيمات المادة لها كتلة. ^{[ 7 ]}^{: 6} يبلغ نصف قطر مجال الفضاء الذي سيصبح الكون المرئي حوالي 300 ثانية ضوئية (~0.6 وحدة فلكية ) في هذا الوقت.
انتقال طور الديناميكا اللونية الكمومية	10⁻⁵ ثانية	10 ¹²	10 ¹² K (150 MeV/ k _B ) ^{[ 7 ]}^{: 5}	تتحد جسيمات بلازما الكوارك-غلوون لتكوين الهادرونات : وهي في الغالب بروتونات ونيوترونات وبيونات. ^{[ 7 ]}^{: 6}
فصل النيوترينو	ثانية واحدة	6 × 10 ⁹	10 ¹⁰ K (1 MeV/ k _B )	تتوقف النيوترينوات عن التفاعل مع المادة الباريونية، وتشكل خلفية النيوترينو الكونية . ^{[ 7 ]}^{: 6} يبلغ نصف قطر المجال الفضائي الذي سيصبح الكون المرئي حوالي 10 سنوات ضوئية في هذا الوقت.
إفناء الإلكترون والبوزيترون	6 ثوانٍ	2 × 10 ⁹	10 ¹⁰ ك – 10 ⁹ ك (1 MeV/ ك _ب – 100 كيلو إلكترون فولت/ ك _ب )	مع انخفاض درجة الحرارة، تفقد الفوتونات طاقتها الكافية لتكوين أزواج الإلكترون/البوزيترون. فتفنى الإلكترونات والبوزيترونات، تاركةً فوتونات. ^{[ 7 ]}^{: 87}
التخليق النووي في الانفجار العظيم	10 ثوانٍ - 1000 ثانية ^{[ 11 ]}	4 × 10 ⁸	10 ⁹ ك – 10 ⁷ ك (0.1 MeV/ ك _ب – 1 كيلو إلكترون فولت/ ك _ب )	تتحد البروتونات والنيوترونات لتكوين النوى الذرية البدائية : الهيدروجين والهيليوم -4 . كما تتشكل كميات ضئيلة من الديوتيريوم والهيليوم -3 والليثيوم -7 . في نهاية هذه الحقبة، يبلغ نصف قطر الحجم الكروي للفضاء الذي سيصبح الكون المرئي حوالي 300 سنة ضوئية، وتصل كثافة المادة الباريونية إلى حوالي 4 غرامات لكل متر مكعب ⁽ حوالي 0.3% من كثافة الهواء عند مستوى سطح البحر) - ومع ذلك، فإن معظم الطاقة في هذا الوقت موجودة في شكل إشعاع كهرومغناطيسي.
إعادة التركيب	290 ألف سنة - 370 ألف سنة	1090 – 1270	4000 كلفن (0.4 إلكترون فولت/ كيلو _بار )	تتحد الإلكترونات ونوى الذرات أولًا لتكوين ذرات متعادلة . لم تعد الفوتونات في حالة توازن حراري مع المادة، وأصبح الكون شفافًا لأول مرة. استمرت عملية إعادة التركيب لحوالي 100 ألف سنة، وخلالها أصبح الكون أكثر شفافية للفوتونات. في هذا الوقت، نشأت فوتونات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي . كان نصف قطر الحجم الكروي للفضاء الذي سيصبح الكون المرئي 42 مليون سنة ضوئية في ذلك الوقت. بلغت كثافة المادة الباريونية في ذلك الوقت حوالي 500 مليون ذرة من الهيدروجين والهيليوم لكل متر مكعب، أي ما يقارب مليار مرة أعلى من اليوم. تتوافق هذه الكثافة مع ضغط في حدود 10⁻¹⁷ ^ضغط جوي.
العصور المظلمة	370 ألف سنة - 150 مليون سنة؟ (تنتهي بشكل كامل عند حوالي مليار سنة)	1100 – 20	4000 ألف – 60 ألف	الفترة الزمنية بين إعادة التركيب وتكوين النجوم الأولى . خلال هذه الفترة، كان المصدر الوحيد للفوتونات هو الهيدروجين الذي ينبعث منه موجات راديوية عند خط الهيدروجين . انزاحت فوتونات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي المنتشرة بحرية بسرعة (في غضون حوالي 3 ملايين سنة) نحو الأشعة تحت الحمراء ، وأصبح الكون خاليًا من الضوء المرئي.
تكوين النجوم والمجرات وتطورها	أقدم المجرات: من حوالي 300-400 مليون سنة؟ (النجوم الأولى: مماثلة أو أقدم) المجرات الحديثة: من 1 مليار سنة إلى 10 مليارات سنة (يتم البحث عن التوقيتات الدقيقة)	من حوالي 20	ابتداءً من حوالي 60 ألف	كانت أقدم المجرات المعروفة موجودة منذ حوالي 280 مليون سنة. ^{[ 12 ]} تتجمع المجرات لتشكل "تجمعات أولية" بدءًا من حوالي مليار سنة (انزياح أحمر $z$ = 6 )، ثم تتجمع لتشكل عناقيد مجرية بدءًا من 3 مليارات سنة ( $z$ = 2.1) ، وأخيرًا تتجمع لتشكل عناقيد مجرية عملاقة بدءًا من حوالي 5 مليارات سنة ( $z$ = 1.2 ). انظر: قائمة مجموعات وعناقيد المجرات ، وقائمة العناقيد المجرية العملاقة .
إعادة التأين	200 مليون سنة - 1 مليار سنة (يتم البحث عن التوقيتات الدقيقة)	20 – 6	60 ألف - 19 ألف	تعود أبعد الأجرام السماوية التي يمكن رصدها بواسطة التلسكوبات إلى هذه الفترة؛ اعتبارًا من يونيو 2025 أما أبعد مجرة تم رصدها فهي MoM-z14 ، عند انزياح أحمر قدره 14.44. وتتشكل أقدم نجوم " الجيل الأول" الحديثة في هذه الفترة.
الوقت الحاضر	13.8 غا	0	2.7 ألف	أبعد الفوتونات التي يمكن رصدها في هذه اللحظة هي فوتونات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. وهي تأتي من كرة يبلغ نصف قطرها 46 مليار سنة ضوئية. ويُشار إلى الحجم الكروي داخلها عادةً باسم الكون المرئي.
تقسيمات فرعية بديلة للتسلسل الزمني (تتداخل مع العديد من الفترات المذكورة أعلاه)
العصر الذي يهيمن عليه الإشعاع	من التضخم (~ 10 ⁻³² ثانية) – 47 ألف سنة	> 3600	> 10 ⁴ ألف	خلال هذا الوقت، تهيمن كثافة الطاقة للمكونات النسبية عديمة الكتلة وشبه عديمة الكتلة مثل الفوتونات والنيوترينوات، التي تتحرك بسرعة الضوء أو قريبة منها، على كل من كثافة المادة والطاقة المظلمة .
عصر هيمنة المادة	47 ألف سنة - 9.8 مليار سنة ^{[ 13 ]}^{: 96}	3600 – 0.4	10 ⁴ K – 4 K	خلال هذا الوقت، تهيمن كثافة طاقة المادة على كل من كثافة الإشعاع والطاقة المظلمة، مما يؤدي إلى تباطؤ توسع الكون .
عصر يهيمن عليه الطاقة المظلمة	> 9.8 Ga ^{[ 13 ]}^{: 96}	< 0.4	< 4 كيلو	تنخفض كثافة المادة إلى ما دون كثافة الطاقة المظلمة ( طاقة الفراغ )، ويبدأ تمدد الفضاء بالتسارع . ويتزامن هذا الوقت تقريبًا مع وقت تكوين النظام الشمسي والتاريخ التطوري للحياة .
العصر النجمي	150 مليون سنة - 100 مليون سنة ^{[ 14 ]}	20 – −0.99	60 ألف – 0.03 ألف	الفترة الزمنية بين التكوين الأول لنجوم المجموعة الثالثة وحتى توقف تكوين النجوم ، تاركًا جميع النجوم في شكل بقايا متدهورة .
مستقبل بعيد	> 100 Ta ^{[ 14 ]}	< −0.99	< 0.1 كلفن	سينتهي العصر النجمي مع موت النجوم تدريجيًا وتناقص عدد النجوم التي ستولد لتحل محلها، مما سيؤدي إلى كونٍ يزداد ظلمةً. تقترح نظرياتٌ مختلفةٌ عددًا من الاحتمالات اللاحقة. بافتراض تحلل البروتونات ، قد تتبخر المادة في نهاية المطاف إلى عصرٍ مظلم ( موت حراري ). أو قد ينهار الكون في انكماشٍ عظيم . تشمل النهايات المقترحة الأخرى كارثة فراغٍ زائف أو تمزقٍ عظيم كنهاياتٍ محتملةٍ للكون.

علم الكون التضخمي

تضخم اقتصادي

قبل حوالي 10-32 ^ثانية بعد الانفجار العظيم

في هذه المرحلة من الكون المبكر جداً، يُعتقد أن الكون قد توسع بمقدار عامل واحد على الأقل10 ²⁶ في الوقت المناسب على غرار10⁻³⁶ ثانية . ^بدأت كل الكتلة والطاقة في جميع المجرات المرئية حاليًا في كرة نصف قطرها حوالي^كان حجمها 4 × 10⁻²⁹ متر ، ثم نمت لتصبح كرة نصف قطرها حوالي 0.9 متر بنهاية التضخم. ^{[ 13 ]}^{: 202} تُعرف هذه المرحلة من تاريخ التوسع الكوني بالتضخم ^{[ 15 ]}^{: 3} أو أحيانًا بالعصر التضخمي . ^{[ 16 ]}

يُفسر التضخم الكوني كيف أن الكون اليوم يحتوي على تجمعات من المادة، مثل المجرات وعناقيد المجرات، بدلاً من أن تكون المادة متجانسة مكانيًا في جميع أنحاء الكون . ^{[ 3 ]}^{: 324} يُعتقد أن التقلبات الكمومية الدقيقة في الكون، التي يُضخمها التضخم، هي أساس البنى واسعة النطاق التي تشكلت لاحقًا. ^{[ 17 ]}^{: 2}

لا تزال الآلية التي أدت إلى التضخم الكوني مجهولة، على الرغم من طرح العديد من النماذج. في بعض النماذج الأكثر شيوعًا، يُعتقد أن انفصال التفاعلات القوية والكهرومغناطيسية الضعيفة، الذي أنهى حقبة التوحيد العظيم، قد حفّز التضخم. وكان من بين النتائج النظرية لهذا التحول الطوري حقل قياسي يُسمى حقل التضخم . ^{[ 18 ]} ومع استقرار هذا الحقل في أدنى مستويات طاقته في جميع أنحاء الكون، ولّد قوة تنافر هائلة أدت إلى توسع سريع للكون.

كان التوسع السريع يعني أن أي جسيمات محتملة (أو غيرها من القطع الأثرية "غير المرغوب فيها"، مثل العيوب الطوبولوجية) المتبقية من الوقت الذي سبق التضخم أصبحت الآن موزعة بشكل رقيق للغاية في جميع أنحاء الكون.

إعادة التسخين

لا يُعرف على وجه الدقة متى انتهى عصر التضخم الكوني، ولكن يُعتقد أنه كان بين 10⁻³³ ^و10⁻³² ثانية بعد الانفجار العظيم. أدى التوسع السريع للفضاء إلى توزيع الجسيمات الأولية المتبقية من عصر التوحيد العظيم بشكل متفرق للغاية في الكون ^، لدرجة أنه لا توجد درجة حرارة فيزيائية يمكن ربطها بها. ^[¹⁵^] مع ذلك، انطلقت طاقة الوضع الهائلة لحقل التضخم في نهاية عصر التضخم، عندما تحلل حقل التضخم إلى جسيمات أخرى، فيما يُعرف بإعادة التسخين . أدى هذا التسخين إلى إعادة ملء الكون بمزيج كثيف وساخن من جسيمات النموذج القياسي .

بعد انتهاء التضخم الكوني، استمر الكون في التوسع. منطقة بحجم البطيخة في ذلك الوقت نمت منذ ذلك الحين لتصبح الكون المرئي بأكمله . ^{[ 15 ]}

انفجار كبير ساخن

يُطلق على النموذج الفيزيائي لتسلسل أحداث الكون، المدعوم بقوة من خلال الملاحظات والنظريات، اسم نموذج الانفجار العظيم الساخن. ^{[ 7 ]}^{: 71} يتضمن هذا النموذج حالة مبكرة من درجات حرارة وكثافة قصوى، تلتها عملية توسع الكون التي تستمر حتى يومنا هذا. وتتفق نسخة عالية الدقة من نموذج الانفجار العظيم الساخن، باستخدام الفيزياء التقليدية، والمعروفة باسم لامدا-سي دي إم ، مع مجموعة واسعة من الملاحظات الفيزيائية الفلكية. ^{[ 19 ]} ولا يُعمم هذا النموذج إلى نقطة الصفر الزمني. ^{[ 20 ]} ضمن النموذج القياسي لعلم الكونيات، تُحدد الحالة الأولية من خلال عملية التضخم الكوني. ولا يزال التسلسل الزمني النسبي لأقدم الظواهر غير واضح. وتتضمن التكهنات حول العمليات التي حدثت قبل التضخم الكوني فيزياءً تُعتبر خارج نطاق علم الكونيات القياسي .

تكوين الباريون

الباريونات هي جسيمات دون ذرية، مثل البروتونات والنيوترونات، تتكون من ثلاثة كواركات . كان من المتوقع أن تتشكل الباريونات، بالإضافة إلى الجسيمات المعروفة باسم مضادات الباريونات، بأعداد متساوية. مع ذلك، لا يُرصد وجود مضادات الباريونات تقريبًا في الطبيعة. ولا يزال سبب ذلك غير واضح. أي تفسير لهذه الظاهرة يجب أن يسمح بتحقيق شروط ساخاروف المتعلقة بتكوين الباريونات في وقت ما بعد نهاية التضخم الكوني . تشير فيزياء الجسيمات الحالية إلى وجود تباينات يمكن في ظلها تحقيق هذه الشروط، لكن يبدو أن هذه التباينات ضئيلة جدًا بحيث لا تُفسر عدم التناظر الملحوظ بين الباريونات ومضادات الباريونات في الكون. ^{[ 21 ]}

انتقال طوري كهروضعيف

بعد 10-12 ثانية ^من الانفجار العظيم

بينما استمرت درجة حرارة الكون في الانخفاض إلى ما دونعند طاقة 159.5 ± 1.5 جيجا إلكترون فولت/ كيلو _بارن ، حدث كسر التناظر الكهروضعيف . ^{[ 22 ]} وحسبما هو معروف، كان هذا الحدث ما قبل الأخير في كسر التناظر خلال نشأة الكون، أما الحدث الأخير فكان كسر التناظر الكيرالي في قطاع الكواركات. ولهذا الحدث تأثيران مترابطان:

عبر آلية هيغز ، أصبحت جميع الجسيمات الأولية التي تتفاعل مع مجال هيغز ذات كتلة، بعد أن كانت عديمة الكتلة عند مستويات طاقة أعلى.
كنتيجة جانبية، بدأت القوة النووية الضعيفة والقوة الكهرومغناطيسية، وبوزوناتهما ( بوزونات W وZ والفوتون) بالظهور بشكل مختلف في الكون الحالي. قبل كسر التناظر الكهروضعيف، كانت هذه البوزونات جميعها جسيمات عديمة الكتلة وتتفاعل عبر مسافات طويلة، ولكن عند هذه النقطة، أصبحت بوزونات W وZ فجأة جسيمات ذات كتلة تتفاعل فقط عبر مسافات أصغر من حجم الذرة، بينما ظل الفوتون عديم الكتلة وظل تفاعله بعيد المدى.

بعد انكسار التناظر الكهروضعيف، اتخذت التفاعلات الأساسية المعروفة - الجاذبية، والكهرومغناطيسية، والتفاعلات الضعيفة والقوية - أشكالها الحالية، واكتسبت الجسيمات الأساسية كتلها المتوقعة، لكن درجة حرارة الكون كانت لا تزال مرتفعة للغاية بحيث لا تسمح بتكوين مستقر للعديد من الجسيمات المرصودة فيه، لذا لم يكن هناك بروتونات أو نيوترونات، وبالتالي لم تكن هناك ذرات أو نوى ذرية أو جزيئات. (وبعبارة أدق، فإن أي جسيمات مركبة تشكلت بالصدفة تفككت على الفور تقريبًا بسبب الطاقات الهائلة).

انتقال طور الديناميكا اللونية الكمومية

^{بعد مرور} ما بين 10⁻¹² ^ثانية و10⁻⁵ ثانية من الانفجار العظيم

بعد انتهاء التضخم الكوني، امتلأ الكون ببلازما ساخنة من الكواركات والغلوونات ، وهي بقايا إعادة التسخين. ومنذ هذه النقطة فصاعدًا، أصبح فهم فيزياء الكون المبكر أفضل بكثير، وأصبحت الطاقات التي ارتبطت بعصر الكواركات متاحة مباشرة في تجارب فيزياء الجسيمات وغيرها من أجهزة الكشف. ^{[ 15 ]}^{: 5}

بدأ عصر الكواركات بعد حوالي ^10⁻¹² ثانية من الانفجار العظيم. كانت هذه الفترة في تطور الكون المبكر مباشرةً بعد كسر التناظر الكهروضعيف، حيث اتخذت التفاعلات الأساسية للجاذبية والكهرومغناطيسية والتفاعل القوي والتفاعل الضعيف أشكالها الحالية، لكن درجة حرارة الكون كانت لا تزال مرتفعة جدًا بحيث لا تسمح للكواركات بالارتباط معًا لتكوين الهادرونات . انتهى عصر الكواركات عندما بلغ عمر الكون حوالي 10⁻⁵ ^ثانية . ^{[ 6 ]}^{: 23}

انفصال النيوترينو وخلفية النيوترينو الكونية (CνB)

بعد حوالي ثانية واحدة من الانفجار العظيم

بعد حوالي ثانية واحدة من الانفجار العظيم، تنفصل النيوترينوات وتبدأ بالانتشار بحرية في الفضاء. ولأن النيوترينوات نادراً ما تتفاعل مع المادة، فإنها لا تزال موجودة حتى اليوم، على غرار إشعاع الخلفية الكونية الميكروي الذي انبعث لاحقاً أثناء عملية إعادة التركيب، بعد حوالي 370,000 عام من الانفجار العظيم. تتميز نيوترينوات هذا الحدث بطاقة منخفضة للغاية، حوالي 10⁻¹⁰ ^ضعف طاقة النيوترينوات التي يمكن رصدها بالكشف المباشر في الوقت الحاضر. ^{[ 23 ]} وحتى النيوترينوات عالية الطاقة يصعب رصدها ، لذا قد لا يُرصد إشعاع الخلفية الكونية للنيوترينوات (CνB) بشكل مباشر ومفصل لسنوات عديدة، إن أمكن رصده أصلاً. ^{[ 23 ]}

مع ذلك، يقدم علم الكونيات الخاص بالانفجار العظيم العديد من التنبؤات حول إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CνB)، وهناك أدلة غير مباشرة قوية جدًا على وجوده، سواء من تنبؤات التخليق النووي للانفجار العظيم لوفرة الهيليوم، أو من التباينات في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB). أحد هذه التنبؤات هو أن النيوترينوات ستترك بصمة دقيقة على إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. من المعروف أن إشعاع الخلفية الكونية الميكروي يتسم بعدم الانتظام. بعض تقلبات هذا الإشعاع كانت منتظمة التباعد تقريبًا، بسبب تأثير التذبذبات الصوتية الباريونية . نظريًا، كان من المفترض أن يكون للنيوترينوات المنفصلة تأثير طفيف جدًا على طور تقلبات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي المختلفة. ^{[ 23 ]}

في عام 2015، أفيد برصد مثل هذه التحولات في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. علاوة على ذلك، توافقت هذه التقلبات مع نيوترينوات ذات درجة حرارة تكاد تكون مطابقة تمامًا لتلك التي تنبأت بها نظرية الانفجار العظيم.1.96 ± 0.02 كلفن مقارنةً بتوقع قدره1.95 كيلوجول )، وثلاثة أنواع بالضبط من النيوترينو، وهو نفس عدد أنواع النيوترينو التي تنبأ بها النموذج القياسي. ^{[ 23 ]}

لا تزال النماذج الكونية لهذه الحقبة المبكرة غير محسومة. ولا يُختبر النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات إلا حتى درجات حرارة تصل إلى 10^ ¹⁷ كلفن (10^9 تيرا إلكترون فولت) في مصادمات الجسيمات، مثل مصادم الهادرونات الكبير . علاوة على ذلك، ربما كانت ظواهر فيزيائية جديدة لم يشملها النموذج القياسي بعد ذات أهمية قبل زمن انفصال النيوترينو ، عندما كانت درجة حرارة الكون حوالي 10^ ¹⁰ كلفن (1 ميجا إلكترون فولت). ^{[ 24 ]}

إفناء الإلكترون والبوزيترون

ما بين ثانية واحدة وعشر ثوانٍ بعد الانفجار العظيم

تفنى غالبية الهادرونات والهادرونات المضادة بعضها بعضًا، تاركةً اللبتونات (مثل الإلكترون والميونات وبعض النيوترينوات ) واللبتونات المضادة، التي تُهيمن على كتلة الكون. في البداية، تُنتَج اللبتونات واللبتونات المضادة في أزواج. بعد حوالي 10 ثوانٍ من الانفجار العظيم، تنخفض درجة حرارة الكون إلى الحد الذي لا تُنتَج عنده أزواج جديدة من اللبتونات واللبتونات المضادة، فتفنى معظم اللبتونات واللبتونات المضادة المتبقية بسرعة، مُنتجةً أزواجًا من الفوتونات عالية الطاقة، ومُخلّفةً بقايا صغيرة من اللبتونات غير المُفناة. ^[²⁵^]^[²⁶^]^[²⁷^] بعد فناء معظم اللبتونات واللبتونات المضادة، تبقى معظم كتلة الطاقة في الكون على شكل فوتونات. ^[²⁷^]

التخليق النووي للعناصر الخفيفة

بين 3 دقائق و 20 دقيقة بعد الانفجار العظيم ^{[ 28 ]}^{[ 29 ]}

بعد حوالي 3 إلى 20 دقيقة من الانفجار العظيم، تحوّل تفاعلات الاندماج النووي مزيجًا بنسبة 1:7 من النيوترونات والبروتونات إلى مزيج من البروتونات، والديوتيريوم (بروتون مندمج مع نيوترون)، والهيليوم ^-3 ، والهيليوم ^-4 ، مع كميات ضئيلة من الليثيوم ^{-7 والبريليوم}^-7 . تتوقف هذه التفاعلات عندما تنخفض درجة الحرارة إلى ما دون 0.07 ميغا إلكترون فولت اللازمة للاندماج النووي. يعتمد المزيج النهائي على معدلات التفاعل، ودرجة الحرارة، وكثافة المكونات. يمكن قياس معدلات التفاعل في مختبرات الفيزياء النووية ، بينما يمكن حساب درجة الحرارة والكثافة من نماذج تمدد الكون. ^{[ 30 ]}^{: 313}

يندمج حوالي 25% من البروتونات وجميع النيوترونات ^{[ 29 ]} لتكوين الديوتيريوم، وهو نظير للهيدروجين، ويندمج معظم الديوتيريوم بسرعة لتكوين الهيليوم-4. ^{[ 30 ]} يتميز الهيليوم-4 بطاقة ربط أعلى بكثير من النوى التي تحتوي على 5 إلى 8 نيوكليونات، لذا لا تتكون إلا كميات ضئيلة من هذه النوى. لا تظهر النوى الأثقل التي تُنتج في النجوم لأنها تتطلب اندماج ثلاث نوى هيليوم-4 ، وكثافة الهيليوم-4 منخفضة جدًا بحيث لا تسمح بحدوث العديد من التصادمات الثلاثية قبل أن يبرد التوسع الكون إلى ما دون درجة حرارة الاندماج. ^{[ 31 ]}^{: 65} تتكون كميات صغيرة من التريتيوم (نظير آخر للهيدروجين) والبريليوم -7 و-8، لكنها غير مستقرة وتتحلل بسرعة. ^{[ 29 ]} تبقى كمية صغيرة من الديوتيريوم غير مندمجة. ^{[ 29 ]}^{[ 31 ]}^{: 70}

يمكن تقدير كميات كل عنصر خفيف في الكون المبكر من خلال المجرات القديمة، وهذا دليل قوي على نظرية الانفجار العظيم. ^{[ 30 ]}^{: 313} على سبيل المثال، من المفترض أن ينتج الانفجار العظيم حوالي نيوترون واحد لكل 7 بروتونات، مما يسمح باندماج 25% من جميع النيوكليونات لتكوين الهيليوم-4 (بروتونان ونيوترونان من كل 16 نيوكليونًا)، وهذه هي الكمية الموجودة اليوم، وهي أكبر بكثير مما يمكن تفسيره بالإنتاج في النجوم. ^{[ 29 ]}^{[ 30 ]}^{: 305} وبالمثل، يندمج الديوتيريوم بسهولة بالغة؛ يجب على أي تفسير بديل أن يوضح أيضًا كيف توفرت الظروف لتكوّن الديوتيريوم، وكيف بقي جزء منه غير مندمج ولم يندمج فورًا مرة أخرى لتكوين الهيليوم. ^{[ 29 ]} كما يجب على أي تفسير بديل أن يوضح نسب العناصر الخفيفة المختلفة ونظائرها. وُجد أن بعض النظائر، مثل الليثيوم-7، موجودة بكميات تختلف عن النظرية. ^{[ 32 ]}

تساوي المادة والإشعاع

بعد 47 ألف عام من الانفجار العظيم

حتى الآن، كانت ديناميكيات الكون وسلوكه على نطاق واسع تُحدد بشكل رئيسي بالإشعاع، أي تلك المكونات التي تتحرك بسرعة نسبية (بسرعة الضوء أو قريبة منها)، مثل الفوتونات والنيوترينوات. ومع برودة الكون، بدءًا من حوالي 47000 سنة (الانزياح الأحمر z = 3600)، أصبح سلوك الكون على نطاق واسع خاضعًا لسيطرة المادة. ^{[ 13 ]}^{: 96} يحدث هذا لأن كثافة طاقة المادة تبدأ في تجاوز كل من كثافة طاقة الإشعاع وكثافة طاقة الفراغ ^{[ 33 ]}^{: 497} حوالي أو بعد 47000 سنة بقليل، تصبح كثافات المادة غير النسبية (النوى الذرية) والإشعاع النسبي (الفوتونات) متساوية، ويبدأ طول جينز ، الذي يحدد أصغر الهياكل التي يمكن أن تتشكل (بسبب التنافس بين الجذب الثقالي وتأثيرات الضغط)، في الانخفاض، ويمكن أن تبدأ الاضطرابات، بدلاً من أن يتم القضاء عليها بواسطة الإشعاع المتدفق بحرية ، في النمو في السعة.

وفقًا لنموذج لامدا-سي دي إم ، في هذه المرحلة، تتكون المادة في الكون من حوالي 84.5% من المادة المظلمة الباردة و15.5% من المادة "العادية". توجد أدلة دامغة على وجود المادة المظلمة وهيمنتها على الكون، ولكن نظرًا لأن طبيعتها الدقيقة لا تزال غير مفهومة، فإن نظرية الانفجار العظيم لا تغطي حاليًا أيًا من مراحل تكوينها.

منذ هذه اللحظة، ولمدة مليارات السنين القادمة، يُسرّع وجود المادة المظلمة من تشكّل البنية في الكون. في بدايات الكون، تتجمع المادة المظلمة تدريجيًا في خيوط ضخمة تحت تأثير الجاذبية، وتنهار أسرع من المادة العادية (الباريونية) لأن انهيارها لا يتباطأ بفعل ضغط الإشعاع . يُضخّم هذا التباينات الطفيفة (الاضطرابات) في كثافة الكون التي خلّفها التضخم الكوني. بمرور الوقت، تصبح المناطق الأكثر كثافة أكثر كثافة، والمناطق الأقل كثافة (الأكثر فراغًا) أكثر تخلخلًا. في النهاية، تتجمع المادة العادية معًا أسرع مما كانت ستتجمع عليه لولا وجود هذه التجمعات من المادة المظلمة.

إن خصائص المادة المظلمة التي تسمح لها بالانهيار السريع دون ضغط إشعاعي تعني أيضاً أنها لا تستطيع فقدان الطاقة بالإشعاع. يُعد فقدان الطاقة ضرورياً لانهيار الجسيمات إلى هياكل كثيفة بعد نقطة معينة. لذلك، تنهار المادة المظلمة إلى خيوط وهالات ضخمة ولكنها منتشرة، وليس إلى نجوم أو كواكب. أما المادة العادية، التي يمكنها فقدان الطاقة بالإشعاع، فتُشكّل سحباً غازية ، ثم لاحقاً، أجساماً أكثر كثافة مثل النجوم والكواكب عند انهيارها.

إعادة التركيب، وفصل الفوتونات، وخلفية الموجات الميكروية الكونية (CMB)

بعد حوالي 370 ألف عام من الانفجار العظيم، وقع حدثان مترابطان: توقف إعادة التركيب وانفصال الفوتونات . يصف مصطلح إعادة التركيب اندماج الجسيمات المتأينة لتكوين الذرات المتعادلة الأولى، بينما يشير مصطلح الانفصال إلى الفوتونات المنبعثة ("المنفصلة") عندما تستقر الذرات المتكونة حديثًا في حالات طاقة أكثر استقرارًا.

قبل عملية إعادة التركيب مباشرةً، كانت المادة الباريونية في الكون عند درجة حرارةٍ تُتيح لها تكوين بلازما متأينة ساخنة. تفاعلت معظم الفوتونات في الكون مع الإلكترونات والبروتونات، ولم تستطع قطع مسافاتٍ كبيرة دون التفاعل مع الجسيمات المتأينة. ونتيجةً لذلك، كان الكون معتمًا أو "ضبابيًا". ورغم وجود الضوء، لم يكن من الممكن رؤيته، ولا يمكن رصده عبر التلسكوبات.

ابتداءً من حوالي 18000 عام، برد الكون إلى درجة يمكن للإلكترونات الحرة أن تتحد فيها مع نوى الهيليوم لتكوين He ⁺الذرات. بعد حوالي 50,000 عام، ومع برودة الكون، يبدأ سلوكه بالهيمنة عليه من قِبل المادة بدلاً من الإشعاع. ^{[ 13 ]}^{: 95.} عند حوالي 100,000 عام، وبعد تكوّن ذرات الهيليوم المتعادلة، يكون هيدريد الهيليوم هو الجزيء الأول . ^{[ 37 ]} وفي وقت لاحق، يتفاعل الهيدروجين مع هيدريد الهيليوم لتكوين الهيدروجين الجزيئي (H2 ₎ ، وهو الوقود اللازم للنجوم الأولى . [ ^{38 ] عند} حوالي 370,000 عام، تكتمل عملية تكوّن ذرات الهيدروجين المتعادلة ("إعادة اتحاد" أيونات الهيدروجين والإلكترونات)، ^{[ 39 ]}^{: 120} مما يقلل بشكل كبير من تشتت طومسون للفوتونات. ^{[ 19 ]}^{: 22.4.1}^{[ 40 ]}^{[ 13 ]}^{: 155.} لم تعد الفوتونات تتشتت بواسطة الإلكترونات الحرة، بل " انفصلت " عن البلازما السابقة وانتشرت بحرية. لا تزال غالبية هذه الفوتونات موجودة في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB). ^{[ 19 ]}^{: 22.4.3} هذه هي أقدم حقبة في الكون يمكن رصدها مباشرة اليوم.

يُعدّ الاندماج المباشر في حالة طاقة منخفضة (الحالة الأرضية) أقل كفاءة، لذا تتشكل ذرات الهيدروجين هذه عادةً مع بقاء الإلكترونات في حالة طاقة عالية، وبمجرد اندماجها، تُطلق الإلكترونات الطاقة بسرعة على شكل فوتون واحد أو أكثر أثناء انتقالها إلى حالة طاقة منخفضة. يُعرف هذا الإطلاق للفوتونات بانفصال الفوتونات. يتم التقاط بعض هذه الفوتونات المنفصلة بواسطة ذرات هيدروجين أخرى، بينما يبقى الباقي حرًا. بنهاية عملية إعادة التركيب، تكون معظم البروتونات في الكون قد شكلت ذرات متعادلة. هذا التحول من جسيمات مشحونة إلى جسيمات متعادلة يعني أن متوسط المسار الحر الذي يمكن أن تقطعه الفوتونات قبل التقاطها يصبح لانهائيًا، لذا فإن أي فوتونات منفصلة لم يتم التقاطها يمكنها أن تنتقل بحرية لمسافات طويلة (انظر تشتت طومسون ). أصبح الكون شفافًا للضوء المرئي وموجات الراديو والإشعاع الكهرومغناطيسي الآخر لأول مرة في تاريخه.

تُقارب خلفية هذا المربع لون الفوتونات الأصلية المنبعثة أثناء عملية الانفصال، والتي تبلغ 4000 كلفن، قبل أن تنزاح نحو الأحمر لتُشكّل إشعاع الخلفية الكونية الميكروي . في ذلك الوقت، كان الكون بأكمله سيظهر كضباب متوهج ساطع بلون مشابه لهذا اللون ودرجة حرارة 4000 كلفن.

كانت الفوتونات المنبعثة من ذرات الهيدروجين المتشكلة حديثًا تتمتع في البداية بدرجة حرارة/طاقة تقارب 4000 كلفن . وكان من الممكن رؤيتها بالعين المجردة كلون أبيض باهت مائل إلى الأصفر أو البرتقالي. ^{[ 41 ]} على مدى مليارات السنين منذ الانفصال، ومع توسع الكون، انزاحت الفوتونات نحو الأحمر من الضوء المرئي إلى موجات الراديو (إشعاع الميكروويف الذي يتوافق مع درجة حرارة تقارب 2.7 كلفن). يصف الانزياح نحو الأحمر اكتساب الفوتونات أطوال موجية أطول وترددات أقل مع توسع الكون على مدى مليارات السنين، بحيث تحولت تدريجيًا من ضوء مرئي إلى موجات راديو. ولا يزال من الممكن رصد هذه الفوتونات نفسها كموجات راديو حتى اليوم. وهي تُشكل إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، وتُقدم دليلًا حاسمًا على الكون المبكر وكيفية تطوره.

في نفس وقت إعادة التركيب تقريبًا، اندمجت موجات الضغط الموجودة داخل بلازما الإلكترون-باريون - والمعروفة باسم التذبذبات الصوتية الباريونية - في توزيع المادة أثناء تكثفها، مما أدى إلى تفضيل طفيف جدًا في توزيع الأجسام واسعة النطاق. ولذلك، فإن إشعاع الخلفية الكونية الميكروي هو صورة للكون في نهاية هذه الحقبة، بما في ذلك التقلبات الصغيرة التي نشأت أثناء التضخم (انظر صورة WMAP التي التقطها مرصد WMAP لمدة 9 سنوات )، ويُعد انتشار الأجسام مثل المجرات في الكون مؤشرًا على حجم الكون ونطاقه أثناء تطوره عبر الزمن. ^{[ 42 ]}

الجاذبية تبني البنية الكونية

من 370 ألف إلى حوالي مليار سنة بعد الانفجار العظيم ^{[ 43 ]}

حتى قبل إعادة التركيب والانفصال ، بدأت المادة تتراكم حول كتل المادة المظلمة. ^{[ 6 ]}^{: 4.1} انهارت سحب الهيدروجين ببطء شديد لتشكيل النجوم والمجرات .

تلسكوب هابل الفضائي - مجرات الحقل العميق للغاية إلى تكبير حقل ليجاسي (فيديو 00:50؛ 2 مايو 2019)

العصور المظلمة

بعد إعادة التركيب والانفصال، أصبح الكون شفافًا وبرد بدرجة كافية تسمح للضوء بالانتقال لمسافات طويلة، لكن لم تكن هناك هياكل منتجة للضوء مثل النجوم والمجرات. تتشكل النجوم والمجرات عندما تتشكل مناطق كثيفة من الغاز بفعل الجاذبية، وهذا يستغرق وقتًا طويلًا ضمن كثافة غاز شبه منتظمة وعلى النطاق المطلوب، لذا يُقدّر أن النجوم لم تكن موجودة لمئات الملايين من السنين بعد إعادة التركيب.

بدأت هذه الفترة، المعروفة بالعصور المظلمة، بانفصال الفوتونات بعد حوالي 370,000 عام من الانفجار العظيم، وانتهت على مدى فترة طويلة تُعرف بإعادة التأين. ^{[ 44 ]} خلال العصور المظلمة، انخفضت درجة حرارة الكون من حوالي 4000 كلفن إلى حوالي 60 كلفن (من 3727 درجة مئوية إلى حوالي -213 درجة مئوية)، ولم يكن هناك سوى مصدرين للفوتونات: الفوتونات المنبعثة أثناء إعادة التركيب/الانفصال (عند تكوّن ذرات الهيدروجين المتعادلة)، والتي لا تزال قابلة للكشف اليوم كإشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB)، والفوتونات التي تنبعث أحيانًا من ذرات الهيدروجين المتعادلة، والمعروفة بخط دوران الهيدروجين المتعادل عند 21 سم . يقع خط دوران الهيدروجين في نطاق ترددات الميكروويف، وفي غضون 3 ملايين سنة، انزاحت فوتونات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي نحو الأحمر من نطاق الضوء المرئي إلى نطاق الأشعة تحت الحمراء ؛ ومنذ ذلك الوقت وحتى ظهور النجوم الأولى، لم تكن هناك فوتونات مرئية. باستثناء ربما بعض الشذوذات الإحصائية النادرة، كان الكون مظلمًا حقًا.

تشكّل الجيل الأول من النجوم، المعروف بنجوم الجيل الثالث ، في غضون بضع مئات من ملايين السنين بعد الانفجار العظيم. ^{[ 45 ]} وكانت هذه النجوم أول مصدر للضوء المرئي في الكون بعد إعادة التركيب. ربما بدأت البنى الكونية بالظهور منذ حوالي 150 مليون سنة، وظهرت المجرات المبكرة بين 180 و700 مليون سنة. ومع ظهورها، انتهت العصور المظلمة تدريجيًا. ولأن هذه العملية كانت تدريجية، لم تنتهِ العصور المظلمة تمامًا إلا بعد حوالي مليار سنة، عندما اتخذ الكون شكله الحالي.

تصور فني لأولى النجوم، بعد 400 مليون سنة من الانفجار العظيم

أقدم الملاحظات عن النجوم والمجرات

في الوقت الحالي، تعود أقدم رصدات النجوم والمجرات إلى فترة وجيزة بعد بدء إعادة التأين ، حيث رُصدت مجرات مثل GN-z11 ( تلسكوب هابل الفضائي ، 2016) عند انزياح أحمر يقارب 11.1 (حوالي 400 مليون سنة زمنية كونية). ^{[ 46 ]}^{[ 47 ]}^{[ 48 ]}^{[ 49 ]} أما تلسكوب جيمس ويب الفضائي ، خليفة هابل ، والذي أُطلق في ديسمبر 2021، فهو مصمم لرصد أجسام أضعف سطوعًا بمئة مرة من أجسام هابل، وفي فترات زمنية أقدم بكثير من تاريخ الكون، وصولًا إلى انزياح أحمر يقارب 20 (حوالي 180 مليون سنة زمنية كونية ). ^{[ 50 ]}^{[ 51 ]} ويُعتقد أن هذا أقدم من ظهور المجرات الأولى، ويتزامن مع عصر ظهور النجوم الأولى. ^{[ 50 ]}

وهناك أيضًا جهد رصدي جارٍ للكشف عن إشعاع خط الدوران الخافت 21 سم، لأنه من حيث المبدأ أداة أكثر قوة من إشعاع الخلفية الكونية الميكروي لدراسة الكون المبكر.

ظهور أقدم الهياكل والنجوم

بعد حوالي 150 مليون إلى مليار سنة من الانفجار العظيم

تتكون المادة في الكون من حوالي 84.5% مادة مظلمة باردة و15.5% مادة "عادية". منذ بداية عصر هيمنة المادة، تجمعت المادة المظلمة تدريجيًا في خيوط ضخمة متباعدة بفعل الجاذبية. وبسبب وجود هذه التجمعات من المادة المظلمة، تتجمع المادة العادية بشكل أسرع مما لو كانت موجودة. كما أنها أكثر كثافة قليلاً على مسافات منتظمة نتيجةً للتذبذبات الصوتية الباريونية المبكرة التي اندمجت في توزيع المادة عند انفصال الفوتونات. على عكس المادة المظلمة، يمكن للمادة العادية أن تفقد الطاقة عبر مسارات متعددة، مما يعني أنها عندما تنهار، تفقد الطاقة التي كانت ستبقيها متباعدة، فتنهار بسرعة أكبر وتتحول إلى أشكال أكثر كثافة. تتجمع المادة العادية حيث تكون المادة المظلمة أكثر كثافة، وفي تلك الأماكن تنهار لتشكل سحبًا من غاز الهيدروجين بشكل أساسي. تتشكل النجوم والمجرات الأولى من هذه السحب. وحيثما تشكلت مجرات عديدة، ستظهر في النهاية عناقيد المجرات والعناقيد المجرية العملاقة. ستتشكل فراغات كبيرة تحتوي على عدد قليل من النجوم بينها، مما يشير إلى المكان الذي أصبحت فيه المادة المظلمة أقل شيوعًا.

لا تزال الأبحاث جارية على قدم وساق لتحديد التوقيت الدقيق لظهور النجوم والمجرات والثقوب السوداء فائقة الكتلة والكوازارات الأولى، بالإضافة إلى توقيت بداية ونهاية فترة إعادة التأين وتطورها، مع نشر نتائج جديدة بشكل دوري. اعتبارًا من عام 2019: يعود تاريخ أقدم المجرات المؤكدة (على سبيل المثال GN-z11 ) إلى حوالي 380-400 مليون سنة، مما يشير إلى تكثيف سريع بشكل مدهش لسحب الغاز ومعدلات ولادة النجوم؛ كما أن ملاحظات غابة ليمان ألفا ، والتغيرات الأخرى في الضوء من الأجسام القديمة، تسمح بتضييق نطاق توقيت إعادة التأين ونهايته النهائية.

يتشكل البناء في نموذج الانفجار العظيم بشكل هرمي، نتيجةً للانهيار الجذبي، حيث تتشكل البنى الأصغر قبل الأكبر. أولى البنى التي تشكلت هي النجوم الأولى (المعروفة بنجوم الجيل الثالث )، والمجرات القزمة، والكوازارات (التي يُعتقد أنها مجرات ساطعة ونشطة مبكرة تحتوي على ثقب أسود فائق الكتلة محاط بقرص تراكمي غازي يدور حلزونيًا نحو الداخل ). قبل هذه الحقبة، كان من الممكن فهم تطور الكون من خلال نظرية الاضطراب الكوني الخطي : أي أن جميع البنى كانت تُفهم على أنها انحرافات طفيفة عن كون متجانس مثالي. وهذا سهل الدراسة نسبيًا من الناحية الحسابية. عند هذه النقطة، تبدأ البنى غير الخطية بالتشكل، وتصبح المسألة الحسابية أكثر صعوبة، وتتضمن، على سبيل المثال، محاكاة الأجسام المتعددة (N -body ) بمليارات الجسيمات. تُعد محاكاة بولشوي الكونية محاكاة عالية الدقة لهذه الحقبة.

تُعدّ نجوم الجيل الثالث مسؤولةً أيضاً عن تحويل العناصر الخفيفة القليلة التي تشكّلت في الانفجار العظيم (الهيدروجين والهيليوم وكميات ضئيلة من الليثيوم) إلى العديد من العناصر الأثقل. قد تكون هذه النجوم ضخمة، وقد تكون صغيرة أيضاً، وقد تكون غير فلزية (لا تحتوي على أي عناصر باستثناء الهيدروجين والهيليوم). تتميز النجوم الأكبر حجماً بعمر قصير جداً مقارنةً بمعظم نجوم التسلسل الرئيسي التي نراها اليوم، لذا فهي عادةً ما تُنهي احتراق وقودها الهيدروجيني وتنفجر كمستعرات عظمى بعد ملايين السنين فقط، مُنشرةً العناصر الأثقل في الكون عبر أجيال متكررة. تُشير هذه النجوم إلى بداية العصر النجمي.

حتى الآن، لم يتم العثور على أي نجوم من الجيل الثالث، لذا فإن فهمها يعتمد على نماذج حسابية لتكوينها وتطورها. ولحسن الحظ، يمكن استخدام رصد إشعاع الخلفية الكونية الميكروي لتحديد تاريخ بدء تكوين النجوم بشكل جدي. وقد خلص تحليل هذه الرصدات التي أجراها تلسكوب بلانك الفضائي الميكروي في عام 2016 إلى أن الجيل الأول من النجوم ربما يكون قد تشكل بعد حوالي 300 مليون سنة من الانفجار العظيم. ^{[ 52 ]}

تُقدّم الكوازارات أدلة إضافية على التكوين المبكر للبنية الكونية. إذ يُظهر ضوؤها وجود عناصر مثل الكربون والمغنيسيوم والحديد والأكسجين. وهذا دليل على أنه بحلول وقت تكوّن الكوازارات، كانت مرحلة ضخمة من تكوّن النجوم قد حدثت بالفعل، بما في ذلك أجيال كافية من نجوم الجيل الثالث لتكوين هذه العناصر.

إعادة التأين

مع تشكل النجوم الأولى والمجرات القزمة والكوازارات تدريجياً، فإن الإشعاع المكثف الذي تنبعث منه يعيد تأيين جزء كبير من الكون المحيط؛ مما يؤدي إلى انقسام ذرات الهيدروجين المتعادلة مرة أخرى إلى بلازما من الإلكترونات والبروتونات الحرة لأول مرة منذ إعادة التركيب والانفصال.

تُستدل على إعادة التأين من خلال رصد الكوازارات. الكوازارات هي شكل من أشكال المجرات النشطة، وأكثر الأجسام إضاءةً في الكون. تمتلك الإلكترونات في الهيدروجين المتعادل أنماطًا محددة لامتصاص الفوتونات فوق البنفسجية، مرتبطة بمستويات طاقة الإلكترون وتُعرف بسلسلة ليمان . لا يمتلك الهيدروجين المتأين مستويات طاقة إلكترونية من هذا النوع. لذلك، يُظهر الضوء المنتقل عبر الهيدروجين المتأين والهيدروجين المتعادل خطوط امتصاص مختلفة. يمكن للهيدروجين المتأين في الوسط بين المجرات (وخاصةً الإلكترونات) أن يُشتت الضوء من خلال تشتت طومسون كما كان يفعل قبل إعادة التركيب، ولكن تمدد الكون وتكتل الغاز في المجرات أدى إلى انخفاض تركيزه إلى مستوى لا يسمح للكون بأن يكون معتمًا تمامًا بحلول وقت إعادة التأين. نظرًا للمسافة الهائلة التي يقطعها الضوء (مليارات السنين الضوئية) للوصول إلى الأرض من التراكيب الموجودة أثناء إعادة التأين، فإن أي امتصاص بواسطة الهيدروجين المتعادل ينزاح نحو الأحمر بمقادير متفاوتة، وليس بمقدار محدد، مما يُشير إلى وقت حدوث امتصاص الأشعة فوق البنفسجية آنذاك. تتيح هذه الخصائص دراسة حالة التأين في أوقات مختلفة كثيرة في الماضي.

بدأت عملية إعادة التأين على شكل "فقاعات" من الهيدروجين المتأين، والتي ازداد حجمها بمرور الوقت حتى تأين الوسط بين المجرات بأكمله، وعندها أصبحت خطوط امتصاص الهيدروجين المتعادل نادرة. ^{[ 53 ]} ويعود هذا الامتصاص إلى الحالة العامة للكون (الوسط بين المجرات) وليس إلى مروره عبر المجرات أو المناطق الكثيفة الأخرى. ^{[ 53 ]} ربما بدأت عملية إعادة التأين في وقت مبكر عند الانزياح الأحمر z = 16 (250 مليون سنة من الزمن الكوني)، واكتملت في الغالب عند الانزياح الأحمر z = 9 أو 10 (500 مليون سنة)، حيث أصبح الهيدروجين المتعادل المتبقي متأينًا بالكامل عند الانزياح الأحمر z = 5 أو 6 (مليار سنة)، وعندها اختفت أخاديد غان-بيترسون التي تدل على وجود كميات كبيرة من الهيدروجين المتعادل. ولا يزال الوسط بين المجرات متأينًا في الغالب حتى يومنا هذا، باستثناء بعض سحب الهيدروجين المتعادل المتبقية، والتي تتسبب في ظهور غابات ليمان-ألفا في الأطياف.

ساهمت هذه الملاحظات في تضييق نطاق الفترة الزمنية التي حدثت خلالها عملية إعادة التأين، إلا أن مصدر الفوتونات التي تسببت في هذه العملية لا يزال غير مؤكد تمامًا. يتطلب تأيين الهيدروجين المتعادل طاقة أكبر من 13.6 إلكترون فولت ، وهو ما يتوافق مع فوتونات فوق بنفسجية بطول موجي 91.2 نانومتر أو أقصر، مما يعني أن المصادر لا بد أنها أنتجت كميات كبيرة من الأشعة فوق البنفسجية والطاقة الأعلى. تتحد البروتونات والإلكترونات مجددًا إذا لم يتم توفير الطاقة باستمرار لإبقائها منفصلة، وهو ما يفرض قيودًا على عدد المصادر وعمرها. ^{[ 54 ]} في ضوء هذه القيود، يُتوقع أن تكون الكوازارات والنجوم والمجرات من الجيل الأول هي المصادر الرئيسية للطاقة. ^{[ 55 ]} يُعتقد حاليًا أن أبرز المرشحين، من الأكثر أهمية إلى الأقل، هم نجوم الجيل الثالث (أقدم النجوم؛ ربما 70%)، ^{[ 56 ]}^{[ 57 ]} والمجرات القزمة (مجرات صغيرة عالية الطاقة في مراحلها المبكرة جدًا؛ ربما 30%)، ^{[ 58 ]} ومساهمة من الكوازارات (فئة من النوى المجرية النشطة ). ^{[ 54 ]}^{[ 59 ]}^{[ 60 ]}

مع ذلك، بحلول ذلك الوقت، أصبحت المادة أكثر انتشارًا بشكل كبير نتيجةً للتوسع المستمر للكون. ورغم تأين ذرات الهيدروجين المتعادلة مجددًا، إلا أن البلازما أصبحت أكثر رقةً وانتشارًا، وأصبح تشتت الفوتونات أقل احتمالًا. وعلى الرغم من إعادة تأينه، ظل الكون شفافًا إلى حد كبير خلال هذه العملية نظرًا لقلة كثافة الوسط بين المجرات. وانتهت عملية إعادة التأين تدريجيًا مع تأين الوسط بين المجرات بشكل شبه كامل، على الرغم من وجود بعض مناطق الهيدروجين المتعادل، والتي تُشكل ما يُعرف بغابات ليمان-ألفا.

في أغسطس 2023، تم الإبلاغ عن صور للثقوب السوداء والمادة المرتبطة بها في الكون المبكر جداً بواسطة تلسكوب جيمس ويب الفضائي ومناقشتها. ^{[ 61 ]}

المجرات والتجمعات والتجمعات المجرية العملاقة

تستمر المادة في التجمع تحت تأثير الجاذبية لتشكيل المجرات. تتشكل نجوم هذه الفترة، المعروفة بنجوم الجيل الثاني ، في المراحل المبكرة من هذه العملية، بينما تتشكل نجوم الجيل الأول الأحدث لاحقًا. كما تجذب الجاذبية المجرات تدريجيًا نحو بعضها لتشكيل مجموعات وعناقيد وعناقيد مجرية فائقة . وقد رصدت عمليات الرصد التي أجراها تلسكوب هابل في مجاله العميق للغاية عددًا من المجرات الصغيرة تندمج لتشكيل مجرات أكبر، وذلك قبل 800 مليون سنة من الزمن الكوني (13 مليار سنة مضت). ^{[ 63 ]} (يُعتقد الآن أن هذا التقدير العمري مبالغ فيه بعض الشيء). ^{[ 64 ]}

الحاضر والمستقبل

الجدول الزمني للطبيعة

- 13 —

–

- 12 —

–

- 11 —

–

- 10 —

–

- 9 —

–

- 8 —

–

-7 —

–

-6 —

–

- 5 —

–

- 4 —

–

-3 —

–

-2 —

–

-1 —

–

٠ —

الحياة متعددة الخلايا

الفقاريات

←

النجوم الأولى

←

أقدم مجرة

←

أقدم كوازار / ثقب أسود

←

أوميغا سنتوري

←

مجرة أندروميدا

←

مجرة درب التبانة الحلزونية

←

عنقود النجوم NGC 188

←

ألفا قنطورس

←

توسع متسارع

←

الأرض / النظام الشمسي

←

أقدم أشكال الحياة المعروفة

←

←

←

←

←

←

←

أقدم أنواع القردة / البشر

( منذ مليارات السنين )

الكون كما يبدو اليوم

منذ مليار سنة، ولمدة 12.8 مليار سنة تقريبًا، ظل الكون على حاله تقريبًا كما هو عليه اليوم، وسيظل كذلك لمليارات السنين القادمة. بدأ القرص الرقيق لمجرة درب التبانة بالتشكل عندما كان عمر الكون حوالي 5 مليارات سنة، أي 9 ± 2 مليار سنة مضت . ^{[ 65 ]} تشكلت المجموعة الشمسية عند حوالي 9.2 مليار سنة (4.6 مليار سنة مضت)؛ ^{[ 19 ]}^{: 22.2.3} يعود تاريخ أقدم مادة عضوية تتوافق مع العمليات الحيوية إلى 4 مليارات سنة. ^{[ 66 ]}

يؤدي ترقق المادة بمرور الوقت إلى تقليل قدرتها على إبطاء تمدد الكون بفعل الجاذبية؛ في المقابل، تُعدّ الطاقة المظلمة عاملاً ثابتاً يميل إلى تسريع تمدد الكون. وقد تجاوز تمدد الكون نقطة تحول قبل حوالي خمسة أو ستة مليارات سنة، عندما دخل الكون العصر الحديث الذي تهيمن عليه الطاقة المظلمة، حيث يتسارع تمدد الكون الآن بدلاً من أن يتباطأ. الكون الحالي مفهومٌ جيداً إلى حد كبير، ولكن بعد حوالي 100 مليار سنة من الزمن الكوني (حوالي 86 مليار سنة في المستقبل)، لا يزال العلماء أقل يقيناً بشأن المسار الذي سيسلكه الكون. ^{[ 67 ]}

عصر يهيمن عليه الطاقة المظلمة

منذ حوالي 9.8 مليار سنة بعد الانفجار العظيم

منذ حوالي 9.8 مليار سنة من الزمن الكوني، ^{[ 13 ]}^{: 96،} يُعتقد أن سلوك الكون على نطاق واسع قد تغير تدريجيًا للمرة الثالثة في تاريخه. في البداية، كان سلوكه خاضعًا لسيطرة الإشعاع (المكونات النسبية مثل الفوتونات والنيوترينوات) خلال أول 47,000 سنة، ومنذ حوالي 370,000 سنة من الزمن الكوني، أصبحت المادة هي المهيمنة عليه. خلال حقبة سيطرة المادة، بدأ تمدد الكون في التباطؤ، حيث كبحت الجاذبية التوسع الخارجي الأولي. ولكن منذ حوالي 9.8 مليار سنة من الزمن الكوني، تُظهر الملاحظات أن تمدد الكون توقف ببطء عن التباطؤ، وبدأ يتسارع تدريجيًا مرة أخرى.

على الرغم من أن السبب الدقيق غير معروف، إلا أن هذه الملاحظة مقبولة لدى مجتمع علماء الكونيات. ويُعدّ التفسير الأكثر قبولًا هو أن هذا يعود إلى شكل غير معروف من الطاقة يُطلق عليه اسم "الطاقة المظلمة". ^{[ 68 ]}^{[ 69 ]} و"المظلمة" في هذا السياق تعني أنها غير قابلة للملاحظة المباشرة، ولكن يمكن استنتاج وجودها من خلال دراسة تأثيرها الجاذبي على الكون. ولا تزال الأبحاث جارية لفهم هذه الطاقة المظلمة. ويُعتقد الآن أن الطاقة المظلمة هي المكون الأكبر في الكون، إذ تُشكّل حوالي 68.3% من إجمالي كتلة وطاقة الكون المادي.

يُعتقد أن الطاقة المظلمة تعمل كثابت كوني - حقل قياسي موجود في جميع أنحاء الفضاء. على عكس الجاذبية، لا تتضاءل آثار هذا الحقل (أو تتضاءل ببطء) مع اتساع الكون. فبينما يكون للمادة والجاذبية تأثير أكبر في البداية، يتضاءل تأثيرهما بسرعة مع استمرار تمدد الكون. تستمر الأجسام في الكون، التي تُرى في البداية وهي تتباعد مع تمدد الكون، في التباعد، لكن حركتها الخارجية تتباطأ تدريجيًا. ويقل تأثير هذا التباطؤ مع ازدياد اتساع الكون. في النهاية، يبدأ التأثير الخارجي والتنافري للطاقة المظلمة في السيطرة على قوة الجذب الداخلي للجاذبية. فبدلاً من التباطؤ، وربما البدء في التحرك نحو الداخل تحت تأثير الجاذبية، بدءًا من حوالي 9.8 مليار سنة من الزمن الكوني، يبدأ تمدد الفضاء في التسارع ببطء نحو الخارج بمعدل متزايد تدريجيًا .

ما وراء علم الكونيات التقليدي

نشأة الكون

تُتيح النماذج الكونية المُستنبطة إلى 10⁻⁴³ ^ثانية ، بالإضافة إلى نماذج فيزياء الجسيمات التي تتوافق مع النموذج القياسي أو تتجاوزه، إمكانية التكهن بشكلٍ مُستنير حول طبيعة وخصائص الكون المبكر. ^{[ 1 ]}^{: 1}

التفرد

من المعروف أن الاقتراب من درجة حرارة لانهائية، أو معامل قياس يساوي صفرًا، أو زمن يساوي صفرًا، يقع خارج نطاق النماذج الفيزيائية الحالية. لذا، فإن التكهن بوجود تفرد جاذبي أولي غير منطقي، لأن هذه الشروط تقع خارج نطاق النظرية. ^{[ 3 ]}^{: 305}

حقبة بلانك

الأوقات في غضون 10-43 ^ثانية من الانفجار العظيم

بما أن النموذج القياسي لعلم الكونيات يتنبأ بتوسع الكون من زمن شديد الحرارة في الماضي البعيد، فإنه يمكن تتبعه إلى مقاييس أصغر فأصغر. مع ذلك، لا يمكن تتبعه إلى الصفر المكاني. عند مسافة أقل من طول بلانك ، ينهار أساس المعادلات. طاقة الجسيمات في هذا الزمن هائلة لدرجة أن التأثيرات الكمومية تحل محل المعادلات الكلاسيكية للجاذبية. لذا، يُعد زمن بلانك، 10⁻⁴³ ^ثانية ، بداية زمن نموذج الانفجار العظيم في علم الكونيات. ^{[ 3 ]}^{: 274}

حقبة التوحيد الكبرى

بين 10 ⁻⁴³ ثانية و 10 ⁻³⁶ ثانية بعد الانفجار العظيم ^{[ 70 ]}

بعد عصر بلانك، أصبح من الممكن، من حيث المبدأ، نمذجة الكون باستخدام امتدادات للنموذج القياسي لفيزياء الجسيمات ، مثل تلك التي تُعرف بنظريات التوحيد الكبرى . وقد طُرحت العديد ^من هذه النظريات، لكن لم ينجح أي منها في تحقيق توافق كمي مع الملاحظات الفيزيائية الفلكية الحديثة. ومع ذلك، يُطلق على الفترة الزمنية بين 10⁻⁴³ ^و10⁻³⁶ ثانية اسم حقبة التوحيد الكبرى. ^[⁷⁰^]^[⁷¹^]

قبل حقبة التوحيد العظيم، تجاوزت درجة حرارة الكون 10^ ¹⁵ جيجا إلكترون فولت. ومع تمدد الكون وبرودته، ربما يكون قد مرّ بمرحلة انتقالية كونية ، مما قد يكون أدى إلى النسبة الكبيرة للمادة إلى المادة المضادة الملاحظة في عصرنا الحالي. هذه المرحلة الانتقالية هي تأثير ديناميكي حراري مشابه لتكثف الغاز أو تجمد السائل. في حين أن حدوث هذه المرحلة الانتقالية في حقبة التوحيد العظيم لا يزال في طور التكهنات، فإن الانتقالات الكهروضعيفة وانتقالات الكواركات-هادرونات التي تحدث لاحقًا مدعومة بنماذج نظرية ذات تنبؤات ناجحة. ^{[ 3 ]}^{: 305}

حقبة الكهرومغناطيسية الضعيفة

^{بدءًا من أي وقت} بين 10⁻²² ^و10⁻¹⁵ ثانية بعد الانفجار العظيم، وحتى 10⁻¹² ^ثانية بعد الانفجار العظيم

بعد فترة من التضخم، مرت الجسيمات المتكونة بعملية التوازن الحراري ، حيث أدت التفاعلات المتبادلة إلى حالة من التوازن الحراري . قبل كسر التناظر الكهروضعيف ، عند درجة حرارة تقاربعند درجة حرارة 10 ^{^15} كلفن ، أي بعد حوالي 10 ^{^15} ثانية من الانفجار العظيم، لم يكن التفاعل الكهرومغناطيسي والتفاعل الضعيف قد انفصلا بعد ، ولم تكن بوزونات القياس والفيرميونات قد اكتسبت كتلةً عبر آلية هيغز . انتهت هذه الحقبة بكسر التناظر الكهروضعيف ، ربما من خلال انتقال طوري . في بعض التوسعات للنموذج القياسي لفيزياء الجسيمات، حدث تكوين الباريونات أيضًا في هذه المرحلة، مما أدى إلى اختلال التوازن بين المادة والمادة المضادة (مع أن هذا قد يكون حدث في وقت أبكر في توسعات هذا النموذج). لا يُعرف الكثير عن تفاصيل هذه العمليات.

مستقبل بعيد ومصير نهائي

توجد عدة سيناريوهات متنافسة للتطور طويل الأمد للكون. ويعتمد أي منها سيحدث، إن حدث، على القيم الدقيقة للثوابت الفيزيائية مثل الثابت الكوني، وإمكانية تحلل البروتون ، وطاقة الفراغ (أي طاقة الفضاء "الفارغ" نفسه)، والقوانين الطبيعية التي تتجاوز النموذج القياسي .

إذا استمر توسع الكون وبقي على شكله الحالي، فستُحمل جميع المجرات، باستثناء أقربها، بعيدًا عن الأرض بفعل توسع الفضاء بسرعة هائلة، بحيث يقتصر الكون المرئي على عنقود المجرات المحلي المرتبط جاذبيًا في النظام الشمسي ، وهو عنقود لانياكيا العملاق . على المدى البعيد جدًا (بعد تريليونات - آلاف المليارات - من السنين، وفقًا للزمن الكوني)، سينتهي العصر النجمي، حيث تتوقف النجوم عن التولد، وحتى أطول النجوم عمرًا تموت تدريجيًا. بعد ذلك، ستبرد جميع الأجسام في الكون، وستتحلل تدريجيًا (باستثناء البروتونات على الأرجح ) إلى جسيماتها المكونة لها، ثم إلى جسيمات دون ذرية وفوتونات منخفضة الطاقة وجسيمات أساسية أخرى ، من خلال مجموعة متنوعة من العمليات المحتملة.

تم اقتراح السيناريوهات التالية للمصير النهائي للكون:

سيناريو		وصف
الموت الحراري	مع استمرار التوسع، يصبح الكون أكبر وأكثر برودة وأكثر تخفيفًا؛ ومع مرور الوقت، تتحلل جميع الهياكل في النهاية إلى جسيمات دون ذرية وفوتونات.	في حالة استمرار التوسع الكوني إلى أجل غير مسمى، ستنخفض كثافة الطاقة في الكون حتى تصل، بعد فترة زمنية تُقدر بـ 101000 ^عام ، إلى حالة التوازن الديناميكي الحراري ، ولن يكون من الممكن حينها وجود أي بنية جديدة. لن يحدث هذا إلا بعد فترة طويلة للغاية، لأنه أولًا، ستنهار نسبة ضئيلة من المادة (أقل من 0.1%) ^{[ 72 ]} لتُشكّل ثقوبًا سوداء ، والتي ستتبخر بدورها ببطء شديد عبر إشعاع هوكينغ . في هذا السيناريو، سيتوقف الكون عن دعم الحياة قبل ذلك بكثير، بعد حوالي 1014 ^عامًا ، عندما يتوقف تكوّن النجوم. ^{[ 14 ]}^{، §IID.} في بعض نظريات التوحيد الكبرى ، سيؤدي تحلل البروتونات بعد ¹⁰³⁴ عامًا على الأقل إلى تحويل الغاز بين النجوم المتبقي وبقايا النجوم إلى ليبتونات (مثل البوزيترونات والإلكترونات) وفوتونات. ثم ستتحد بعض البوزيترونات والإلكترونات لتُشكّل فوتونات. ^{[ 14 ]}^{، §IV، §VF} في هذه الحالة، يكون الكون قد وصل إلى حالة عالية الإنتروبيا تتكون من مجموعة من الجسيمات والإشعاع منخفض الطاقة. ومع ذلك، فإنه من غير المعروف ما إذا كان سيصل في النهاية إلى حالة التوازن الديناميكي الحراري . ^{[ 14 ]}^{، §VIB، VID} تنبع فرضية الموت الحراري الكوني من أفكار ويليام طومسون (اللورد كلفن) في خمسينيات القرن التاسع عشر، الذي عمم النظرية الكلاسيكية للحرارة واللاانعكاسية (كما هو متجسد في القانونين الأولين للديناميكا الحرارية) على الكون ككل. ^{[ 73 ]}
تمزق كبير	يتسارع تمدد الفضاء، وفي مرحلة ما يصبح شديداً لدرجة أن الجسيمات دون الذرية ونسيج الزمكان يتم فصلهما ويصبحان غير قادرين على الوجود.	لأي قيمة لمحتوى الطاقة المظلمة في الكون حيث تكون نسبة الضغط السالب أقل من -1، سيستمر معدل تمدد الكون في الازدياد بلا حدود. ستتمزق الأنظمة المرتبطة جاذبياً، مثل عناقيد المجرات والمجرات، وفي نهاية المطاف النظام الشمسي. في نهاية المطاف، سيكون التمدد سريعاً لدرجة أنه سيتغلب على القوى الكهرومغناطيسية التي تربط الجزيئات والذرات معاً. حتى أنوية الذرات ستتمزق. أخيراً، لن تتمكن القوى والتفاعلات، حتى على مقياس بلانك - وهو أصغر حجم يكون لمفهوم "الفضاء" معنى حالياً - من الحدوث، حيث سيتمزق نسيج الزمكان نفسه، وسينتهي الكون كما نعرفه اليوم بنوع غير عادي من التفرد.
الانهيار الكبير	يتباطأ التمدد في النهاية ويتوقف، ثم ينعكس مع تسارع جميع المواد نحو مركزها المشترك. يُعتقد حاليًا أن هذا غير صحيح على الأرجح.	على عكس سيناريو "التمزق العظيم"، سينعكس تمدد الكون في مرحلة ما، وينكمش نحو حالة ساخنة وكثيفة. هذا عنصر أساسي في سيناريوهات الكون المتذبذب، مثل النموذج الدوري ، مع أن الانكماش العظيم لا يستلزم بالضرورة كونًا متذبذبًا. تشير الملاحظات الحالية إلى أن هذا النموذج الكوني من غير المرجح أن يكون صحيحًا، وأن التمدد سيستمر أو حتى يتسارع.
عدم استقرار الفراغ	انهيار الحقول الكمومية التي تدعم جميع القوى والجسيمات والهياكل، إلى شكل مختلف.	لطالما افترض علم الكونيات وجود كون مستقر أو على الأقل شبه مستقر ، لكن إمكانية وجود فراغ زائف في نظرية الحقل الكمومي تعني أن الكون في أي نقطة في الزمكان قد ينهار تلقائيًا إلى حالة طاقة أقل (انظر تكوين الفقاعة )، وهو فراغ أكثر استقرارًا أو "فراغ حقيقي"، والذي سيتمدد بعد ذلك إلى الخارج من تلك النقطة بسرعة الضوء. ^{[ 74 ]}

في هذا النطاق الزمني الممتد، قد تحدث ظواهر كمومية نادرة للغاية ، من غير المرجح رصدها على نطاق زمني أقل من تريليونات السنين. وقد تؤدي هذه الظواهر أيضًا إلى تغييرات غير متوقعة في حالة الكون، والتي من غير المرجح أن تكون ذات أهمية على أي نطاق زمني أقصر. على سبيل المثال، على نطاق زمني يبلغ ملايين التريليونات من السنين، قد تبدو الثقوب السوداء وكأنها تتبخر على الفور تقريبًا، وقد تبدو ظواهر النفق الكمومي غير الشائعة شائعة، وقد تحدث ظواهر كمومية (أو غيرها) نادرة الحدوث لدرجة أنها قد تحدث مرة واحدة فقط في تريليون سنة مرات عديدة.

انظر أيضاً

عمر الكون – المدة الزمنية الكونية
التاريخ الكبير – تخصص أكاديمي يدرس التاريخ من الانفجار العظيم إلى يومنا هذا
التقويم الكوني – طريقة لتصور التسلسل الزمني للكون ( عمر الكون مُقاسًا بسنة واحدة)
النموذج الدوري – نماذج كونية تتضمن دورات غير محددة ومستدامة ذاتيًا
عصر يهيمن عليه الطاقة المظلمة – معيار توسع الكون
ذكاء دايسون الأبدي – مفهوم افتراضي في الفيزياء الفلكية
الإنتروبيا كسهم للزمن – استخدام القانون الثاني للديناميكا الحرارية للتمييز بين الماضي والمستقبل
مشروع Illustris – أكوان محاكاة بالكمبيوتر
عصر هيمنة المادة – معيار توسع الكون
عصر يهيمن عليه الإشعاع – معيار توسع الكون
الجدول الزمني للمستقبل البعيد – التوقعات العلمية المتعلقة بالمستقبل البعيد
المصير النهائي للكون – نظريات حول نهاية الكون

مراجع

1 2 3 4 5 كولب، إدوارد؛ تيرنر، مايكل س. (2018). الكون المبكر . بولدر: تشابمان آند هول/سي آر سي. ISBN 978-0-201-62674-2.
↑ بيليبينكو، سيرجي ف. (2013). "آلة حاسبة كونية ورقية". arXiv : 1303.5961 [ astro-ph.CO ].، بما في ذلك كود Fortran-90 الذي تستند إليه المخططات والصيغ المذكورة.
1 2 3 4 5 6 بيكوك، جيه إيه (28-12-1998). الفيزياء الكونية ( الطبعة الأولى). مطبعة جامعة كامبريدج. doi : 10.1017/cbo9780511804533 . ISBN 978-0-521-41072-4.
↑ هوغ، ديفيد و. (16-12-2000). "مقاييس المسافة في علم الكونيات". arXiv : astro-ph/9905116 .
↑ "التاريخ الكوني" . ناسا . 22 أكتوبر 2024. تم الاطلاع عليه في 24 سبتمبر 2025 .
1 2 3 تيرنر، مايكل س. (26-09-2022). "الطريق إلى علم الكونيات الدقيق" . المراجعة السنوية للعلوم النووية والجسيمية . 72 (1): 1-35 . arXiv : 2201.04741 . Bibcode : 2022ARNPS..72....1T . doi : 10.1146/annurev-nucl-111119-041046 . ISSN 0163-8998 .
1 2 3 4 5 6 7 8 9 باومان، دانيال (30 يونيو 2022). علم الكونيات ( الطبعة الأولى). مطبعة جامعة كامبريدج. doi : 10.1017/9781108937092.005 . ISBN 978-1-108-93709-2.
↑ الله وردي، روزبه؛ أمين، مصطفى أ.؛ برلين، آشر؛ برنال، نيكولاس؛ بيرنز، كريستيان ت.؛ ديلوس، م. ستين؛ إريكتشيك، أدريان ل.؛ إسكوديرو، ميغيل؛ فيغيروا، دانيال ج.؛ فريز، كاثرين؛ هارادا، توموهيرو؛ هوبر، دان؛ كايزر، ديفيد إ.؛ كاروال، تانفي؛ كوهري، كازونوري (29 يناير 2021). "الثواني الثلاث الأولى: مراجعة لتاريخ التوسع المحتمل للكون المبكر" . المجلة المفتوحة للفيزياء الفلكية . 4 (1): 1. arXiv : 2006.16182 . Bibcode : 2021OJAp....4E...1A . doi : 10.21105/astro.2006.16182 .
↑ جيبونز، غاري دبليو ؛ هوكينغ، ستيفن دبليو ؛ سيكلوس، ستيفن تي سي، محرران. (1983). الكون المبكر جدًا: وقائع ورشة عمل نوفيلد، كامبريدج، من 21 يونيو إلى 9 يوليو 1982. كامبريدج، المملكة المتحدة؛ نيويورك: مطبعة جامعة كامبريدج . ISBN 978-0-521-25349-9LCCN 83007330 . OCLC 9488764 . ^{: 171–204، "التحولات الطورية في الكون المبكر جداً" بقلم آلان هـ. جوث .}
↑ الله وردي، روزبه؛ براندنبرغر، روبرت؛ سير-راسين، فرانسيس-يان؛ مازومدار، أنوبام (2010). "إعادة التسخين في علم الكون التضخمي: النظرية والتطبيقات". المراجعة السنوية للعلوم النووية والجسيمية . 60 : 27-51 . arXiv : 1001.2600 . Bibcode : 2010ARNPS..60...27A . doi : 10.1146/annurev.nucl.012809.104511 .
↑ "24. التخليق النووي في الانفجار العظيم" (ملف PDF) . pdg.lbl.gov . تم الاطلاع عليه بتاريخ 12 ديسمبر 2025 .
↑ غوف، إيفان (22 مايو 2025). لوك، ليزا؛ زينين، أندرو (محرران). "اكتشاف المجرة الجديدة الأبعد بواسطة تلسكوب جيمس ويب الفضائي، بعد 280 مليون سنة فقط من الانفجار العظيم" . phys.org . تاريخ الاسترجاع: 22 أغسطس 2025 .
1 2 3 4 5 6 7 رايدن، باربرا (17-11-2016). مقدمة في علم الكونيات ( الطبعة الثانية). مطبعة جامعة كامبريدج. doi : 10.1017/9781316651087 . ISBN 978-1-107-15483-4.
1 2 3 4 5 آدامز، فريد سي .؛ لافلين، غريغوري (1 أبريل 1997). "كون يحتضر: المصير طويل الأمد وتطور الأجرام الفلكية". مراجعات الفيزياء الحديثة . 69 (2): 337-372 . arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode : 1997RvMP...69..337A . doi : 10.1103/RevModPhys.69.337 . S2CID 12173790 .
1 2 3 4 كوكس، بريان؛ فورشو، جي آر (2017). عالمي: دليل للكون (1 ed.). بوسطن، ماساتشوستس: مطبعة دا كابو. رقم ISBN 978-0-306-82270-4. OCLC 973019447 .
↑ ماسيرو، أ.؛ سينجانوفيتش، ج.؛ سميرنوف، أ. (1999). فيزياء الطاقة العالية وعلم الكونيات | سلسلة المركز الدولي للفيزياء النظرية في الفيزياء النظرية . doi : 10.1142/4068 . ISBN 978-981-02-3834-6تم الاطلاع عليه بتاريخ 16 نوفمبر 2025 .{{cite book}}تم |website=تجاهله ( مساعدة )
↑ دورر، روث (2008). إشعاع الخلفية الكونية الميكروي . مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 978-0-521-84704-9.
↑ ليدسي، جيمس إي. (1997). "إعادة بناء جهد التضخم - نظرة عامة" . مراجعات الفيزياء الحديثة . 69 (2): 373-410 . arXiv : astro-ph/9508078 . Bibcode : 1997RvMP...69..373L . doi : 10.1103/RevModPhys.69.373 .
1 2 3 4 نافاس، س.؛ وآخرون ( مجموعة بيانات الجسيمات ) (2024). "مراجعة فيزياء الجسيمات". المراجعة الفيزيائية د . 110 (3) 030001: 1–708 . doi : 10.1103/PhysRevD.110.030001 . hdl : 11384/149923 .
↑ "هل بدأ الكون حقًا بنقطة تفرد؟" . ذو أهمية خاصة . 21 مارس 2014. تم الاطلاع عليه بتاريخ 5 سبتمبر 2025 .
↑ كارتشيفسكا، دانوتا م.؛ أموروسو، ريتشارد ل.؛ رولاندز، بيتر؛ جيفرز، ستانلي (2010). "تكوين الباريونات في الكون المبكر" . وقائع مؤتمر معهد الفيزياء الأمريكي . 1316. معهد الفيزياء الأمريكي: 371-388 . doi : 10.1063/1.3536447 . مؤرشف من الأصل بتاريخ 19-07-2025.
↑ دونوفريو، ميكايلا؛ روموكاينن، كاري (15 يناير 2016). "انتقال النموذج القياسي على الشبكة". مجلة Physical Review D. 93 ( 2) 025003. arXiv : 1508.07161 . Bibcode : 2016PhRvD..93b5003D . doi : 10.1103/PhysRevD.93.025003 . S2CID 119261776 .
1 2 3 4 سيجل، إيثان (9 سبتمبر 2016). "اكتشاف النيوترينوات الكونية، مما يؤكد آخر تنبؤات الانفجار العظيم" (مدونة) . ساينس. فوربس . جيرسي سيتي، نيوجيرسي . ISSN 0015-6914 . مؤرشف من الأصل في 10 سبتمبر 2016. تم الاطلاع عليه في 7 يناير 2020 .
- المصدر الرئيسي: فولين، برنت؛ نوكس، لويد؛ ميليا، ماريوس؛ وآخرون (26 أغسطس 2015). "الكشف الأول عن انزياح طور التذبذب الصوتي المتوقع من خلفية النيوترينو الكونية". مجلة Physical Review Letters . 115 (9) 091301. arXiv : 1503.07863 . Bibcode : 2015PhRvL.115i1301F . doi : 10.1103/PhysRevLett.115.091301 . PMID 26371637. S2CID 24763212 .
↑ الله وردي، روزبه؛ وآخرون . (29 يناير 2021). "الثواني الثلاث الأولى: مراجعة لتاريخ التوسع المحتمل للكون المبكر" . المجلة المفتوحة للفيزياء الفلكية . 4 (1): 1. arXiv : 2006.16182 . Bibcode : 2021OJAp....4E...1A . doi : 10.21105/astro.2006.16182 .
↑ كوفمان، غوينيفير . "التاريخ الحراري للكون والنمو المبكر لتقلبات الكثافة" (ملف PDF) (محاضرة). غارشينغ: معهد ماكس بلانك للفيزياء الفلكية . مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 11 أغسطس 2019. تم الاطلاع عليه في 7 يناير 2020 .
↑ تشايسون، إريك ج. (2013). "الدقائق الأولى" . التطور الكوني . كامبريدج، ماساتشوستس: مركز هارفارد-سميثسونيان للفيزياء الفلكية . مؤرشف من الأصل في 2 يوليو 2019. تم الاسترجاع في 7 يناير 2020 .
1 2 "الجدول الزمني للانفجار العظيم" . فيزياء الكون . مؤرشف من الأصل في 22 يوليو 2019. تم الاطلاع عليه في 7 يناير 2020 .
↑ رايت، إدوارد ل. (26 سبتمبر 2012). "تخليق العناصر في الانفجار العظيم" . دروس نيد رايت في علم الكونيات . لوس أنجلوس: قسم علم الفلك والفيزياء الفلكية، جامعة كاليفورنيا، لوس أنجلوس . مؤرشف من الأصل في 5 سبتمبر 2019. تم الاطلاع عليه في 21 سبتمبر 2018 .
١ ٢ ٣ ٤ ٥ ٦ كاركي، رافي (مايو ٢٠١٠). "مقدمة التخليق النووي للانفجار العظيم" (ملف PDF) . فيزياء الهيمالايا . ١ (١): ٧٩-٨٢ . doi : 10.3126/hj.v1i0.5186 . مؤرشف من الأصل في ٢١ سبتمبر ٢٠١٨. تم الاسترجاع في ٢١ سبتمبر ٢٠١٨ .
1 2 3 4 شرام، ديفيد ن.؛ تيرنر، مايكل س. (1998-01-01). "تخليق العناصر في الانفجار العظيم يدخل عصر الدقة" . مراجعات الفيزياء الحديثة . 70 (1): 303-318 . arXiv : astro-ph/9706069 . Bibcode : 1998RvMP...70..303S . doi : 10.1103/RevModPhys.70.303 .
1 2 دودلسون، سكوت (2003). علم الكونيات الحديث . سان دييغو، كاليفورنيا: أكاديميك برس. ISBN 978-0-12-219141-1.
↑ إلسيو عبد الله؛ غييرمو فرانكو أبيلان؛ وآخرون (11 مارس 2022). "علم الكونيات المتشابك: مراجعة لفيزياء الجسيمات، والفيزياء الفلكية، وعلم الكونيات المرتبط بالتوترات والشذوذات الكونية". مجلة الفيزياء الفلكية عالية الطاقة . 34 : 49. arXiv : 2203.06142v1 . Bibcode : 2022JHEAp..34...49A . doi : 10.1016/j.jheap.2022.04.002 . S2CID 247411131 .
↑ زيليك، مايكل؛ غريغوري، ستيفن أ. (1998). مدخل إلى علم الفلك والفيزياء الفلكية . سلسلة سوندرز غولدن سانبرست ( الطبعة الرابعة). فريسنو، كاليفورنيا: تومسون ليرنينغ . ISBN 978-0-03-006228-5. LCCN 97069268 . OCLC 813279385 .
↑ غانون، ميغان (21 ديسمبر 2012). "الكشف عن صورة جديدة للكون" . Space.com . نيويورك: Future plc . مؤرشف من الأصل في 29 أكتوبر 2019. تم الاطلاع عليه في 10 يناير 2020 .
↑ بينيت، تشارلز ل .؛ لارسون، دافين؛ ويلاند، جانيت ل.؛ وآخرون . (أكتوبر 2013). "ملاحظات مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية (WMAP) على مدى تسع سنوات : الخرائط والنتائج النهائية". سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 208 (2): المقالة 20. arXiv : 1212.5225 . Bibcode : 2013ApJS..208...20B . doi : 10.1088/0067-0049/208/2/20 . S2CID 119271232 .
↑ رايت، إدوارد ل. (2004). "نظرة عامة نظرية على تباين إشعاع الخلفية الكونية الميكروي". في فريدمان، ويندي ل. (محرر). قياس الكون ونمذجته . سلسلة كارنيجي للمراصد في الفيزياء الفلكية. المجلد 2. كامبريدج، المملكة المتحدة: مطبعة جامعة كامبريدج . ص 291. arXiv : astro-ph/0305591 . Bibcode : 2004mmu..symp..291W . ISBN 978-0-521-75576-4LCCN 2005277053 . OCLC 937330165 .
↑ ماثيوسون، سامانثا (18 أبريل 2019). "علماء الفلك يرصدون أخيرًا أول جزيء في الكون في سديم بعيد" . Space.com . نيويورك: Future plc . مؤرشف من الأصل في 17 نوفمبر 2019. تم الاطلاع عليه في 10 يناير 2020 .
↑ سونيايف، ر. أ.؛ تشلوبا، ج. (أغسطس 2009). "إشارات من عصر إعادة التركيب الكوني" . ملاحظات فلكية . 330 (7): 657-674 . arXiv : 0908.0435 . doi : 10.1002/asna.200911237 .
↑ موخانوف، فياتشيسلاف (2005). الأسس الفيزيائية لعلم الكونيات . كامبريدج، المملكة المتحدة: مطبعة جامعة كامبريدج . ISBN 978-0-511-79055-3LCCN 2006295735 . OCLC 859642394 .
↑ ملاحظات: حاسبة علم الكونيات بلغة جافا سكريبت من تصميم إدوارد ل. رايت (آخر تعديل 23 يوليو 2018). مع إعدادات افتراضية $H_{0}$ = 69.6 (استنادًا إلى معلمات WMAP 9+SPT+ACT+6dFGS+BOSS/DR11+ H ₀ /Riess) ، فإن العمر المحسوب للكون مع انزياح أحمر z = 1100 يتفق مع Olive و Peacock (حوالي 370000 سنة).
↑ "مخطط درجة حرارة اللون" . MediaCollege.com . Te Awamutu: Wavelength Media . تم الاطلاع عليه بتاريخ 21 سبتمبر 2018 .
↑ آموس، جوناثان (13 نوفمبر 2012). "الكوازارات توضح مسار الطاقة المظلمة المتقلب" . العلوم والبيئة. بي بي سي نيوز . لندن: بي بي سي . مؤرشف من الأصل في 21 ديسمبر 2019. تم الاطلاع عليه في 11 يناير 2020 .
↑ لوب، أبراهام (نوفمبر 2006). "العصور المظلمة للكون" (ملف PDF) . مجلة ساينتفك أمريكان . المجلد 295، العدد 5. الصفحات 46-53 . doi : 10.1038/scientificamerican1106-46 . مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 26 مارس 2019. تم الاطلاع عليه في 11 يناير 2020 .
↑ غالي، دانييلي؛ بالا، فرانشيسكو (18 أغسطس/آب 2013). "فجر الكيمياء" . المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 51 (1): 163-206 . arXiv : 1211.3319 . Bibcode : 2013ARA & A..51..163G . doi : 10.1146/annurev-astro-082812-141029 . ISSN 0066-4146 .
↑ إليس، ريتشارد . "البحث عن أول ضوء في الكون المبكر" . الصفحة الرئيسية لريتشارد إليس . باسادينا، كاليفورنيا: قسم علم الفلك، معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا . مؤرشف من الأصل في 12 ديسمبر 2001. تم الاطلاع عليه في 21 يناير 2007 .
↑ شيلتون، جيم (3 مارس 2016). "تحطيم الرقم القياسي للمسافة الكونية، مرة أخرى" . جامعة ييل . تم الاطلاع عليه في 4 مارس 2016 .
↑ "هابل يحطم الرقم القياسي لأبعد مسافة كونية" . SpaceTelescope.org . 3 مارس 2016. heic1604 . تم الاطلاع عليه في 3 مارس 2016 .
↑ أويش، ب.أ.؛ برامر، ج.؛ فان دوكوم، ب.؛ وآخرون . (مارس 2016). "مجرة شديدة اللمعان عند الانزياح الأحمر z = 11.1 تم قياسها باستخدام مطيافية شبكية تلسكوب هابل الفضائي " . المجلة الفيزيائية الفلكية . 819 (2). 129. arXiv : 1603.00461 . Bibcode : 2016ApJ...819..129O . doi : 10.3847/0004-637X/819/2/129 . S2CID 119262750 .
↑ أتكينسون، نانسي. "هابل نظر إلى الماضي إلى أقصى حد ممكن، ولا يزال عاجزًا عن العثور على النجوم الأولى" . يونيفرس توداي - عبر ساينس أليرت.
1 2 "سماء أعمق | بقلم برايان كوبرلين" . briankoberlein.com .
↑ "أسئلة وأجوبة للعلماء حول تلسكوب ويب/ناسا" . jwst.nasa.gov . 12 أغسطس 2024.
↑ "تكوّنت النجوم الأولى في وقت متأخر عما كنا نعتقد" . وكالة الفضاء الأوروبية للعلوم والتكنولوجيا . باريس: وكالة الفضاء الأوروبية . 31 أغسطس 2016. مؤرشف من الأصل في 29 يناير 2020. تم الاطلاع عليه في 12 يناير 2020 .{{cite web}}: CS1 maint: bot: حالة عنوان URL الأصلي غير معروفة ( رابط )
1 2 ديكسترا، مارك (22 أكتوبر 2014). “Lyα انبعاث المجرات كمسبار لإعادة التأين”. منشورات الجمعية الفلكية الأسترالية . 31 e040. أرخايف : 1406.7292 . بيب كود : 2014PASA...31...40D . دوى : 10.1017/pasa.2014.33 . S2CID 119237814 .
1 2 ماداو، بييرو؛ هاردت، فرانشيسكو. ريس، مارتن ج. (1 أبريل 1999). “النقل الإشعاعي في الكون المتكتل. III. طبيعة المصدر المؤين الكوني “. مجلة الفيزياء الفلكية . 514 (2): 648–659 . أرخايف : astro-ph/9809058 . بيب كود : 1999ApJ...514..648M . دوى : 10.1086/306975 . S2CID 17932350 .
↑ باركانا، رينان؛ لوب، أبراهام (يوليو 2001). "في البدء: المصادر الأولى للضوء وإعادة تأين الكون". تقارير الفيزياء . 349 (2): 125-238 . arXiv : astro-ph/0010468 . Bibcode : 2001PhR...349..125B . doi : 10.1016/S0370-1573(01)00019-9 . S2CID 119094218 .
↑ غنيدين، نيكولاي ي.؛ أوسترايكر، جيريميا ب. (10 سبتمبر 1997). "إعادة تأين الكون والإنتاج المبكر للمعادن". المجلة الفيزيائية الفلكية . 486 (2): 581-598 . arXiv : astro-ph/9612127 . Bibcode : 1997ApJ...486..581G . doi : 10.1086/304548 . S2CID 5758398 .
↑ لو، ليمين؛ سارجنت، والاس إل دبليو ؛ بارلو، توماس أ؛ وآخرون (13 فبراير 1998). "المحتوى المعدني لسحب ليمان-ألفا ذات الكثافة العمودية المنخفضة جدًا: دلالات على أصل العناصر الثقيلة في الوسط بين المجرات". arXiv : astro-ph/9802189 .
↑ بوينز، ريتشارد جيه ؛ إيلينغورث، غارث دي؛ أويش، باسكال إيه؛ وآخرون (10 يونيو 2012). "المجرات ذات الإضاءة المنخفضة قد تعيد تأيين الكون: منحدرات شديدة الانحدار في الطرف الخافت لوظائف إضاءة الأشعة فوق البنفسجية عند z ≥ 5–8 من رصد HUDF09 WFC3/IR". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 752 (1): المقالة L5. arXiv : 1105.2038 . Bibcode : 2012ApJ...752L...5B . doi : 10.1088/2041-8205/752/1/L5 . S2CID 118856513 .
↑ شابيرو، بول ر.؛ جيرو، مارك ل. (15 أكتوبر 1987). "مناطق الهيدروجين المتأين الكونية والتأين الضوئي للوسط بين المجرات" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 321 : L107– L112. Bibcode : 1987ApJ...321L.107S . doi : 10.1086/185015 .
↑ شياوهو، فان ؛ نارايانان، فيجاي ك.؛ لوبتون، روبرت هـ.؛ وآخرون . (ديسمبر 2001). "مسحٌ للكوازارات عند الانزياح الأحمر z > 5.8 في مسح سلون الرقمي للسماء. الجزء الأول: اكتشاف ثلاثة كوازارات جديدة والكثافة المكانية للكوازارات المضيئة عند z ~ 6". المجلة الفيزيائية الفلكية . 122 (6): 2833-2849 . arXiv : astro-ph/0108063 . Bibcode : 2001AJ....122.2833F . doi : 10.1086/324111 . S2CID 119339804 .
↑ وود، تشارلي (14 أغسطس 2023). "تلسكوب جيمس ويب الفضائي يرصد ثقوبًا سوداء عملاقة في جميع أنحاء الكون المبكر - كان يُعتقد أن الثقوب السوداء العملاقة تلعب دورًا ثانويًا في قصة الكون المبكرة. لكن عمليات الرصد الحديثة التي أجراها تلسكوب جيمس ويب الفضائي تكشف عن وفرة غير متوقعة لهذه الثقوب" . مجلة كوانتا . تاريخ الاطلاع: 5 نوفمبر 2023 .{{cite news}}: CS1 maint: url-status ( link )
↑ "إضاءة مُنيرة: ما الذي يُنير الكون؟" (بيان صحفي). لندن: جامعة لندن . قسم العلاقات الإعلامية بجامعة لندن. 27 أغسطس 2014. مؤرشف من الأصل في 5 أكتوبر 2016. تم الاطلاع عليه في 14 يناير 2020 .
↑ نيميروف، روبرت ج .؛ بونيل، جيري، محرران. (9 مارس 2004). "حقل هابل فائق العمق" . صورة اليوم الفلكية . واشنطن العاصمة؛ هوتون، ميشيغان: ناسا ؛ جامعة ميشيغان التقنية . مؤرشف من الأصل في 7 أكتوبر 2019. تم الاطلاع عليه في 22 سبتمبر 2018 .
↑ لاندو، إليزابيث (25 أكتوبر 2013) [نُشرت أصلاً في 23 أكتوبر 2013]. "علماء يؤكدون أبعد مجرة على الإطلاق" . سي إن إن . نيويورك: وارنر ميديا، ذ.م.م. مؤرشفة من الأصل في 24 أكتوبر 2013. تم الاطلاع عليها في 21 سبتمبر 2018 .
↑ سودربلوم، ديفيد ر. (2010-08-01). "أعمار النجوم" . المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 48 (1): 581-629 . arXiv : 1003.6074 . Bibcode : 2010ARA & A..48..581S . doi : 10.1146/annurev-astro-081309-130806 . ISSN 0066-4146 .
↑ جافو، إيمانويل ج. (22 أغسطس/آب 2019). "تحديات في إثبات أقدم آثار الحياة" . مجلة نيتشر . 572 (7770): 451-460 . Bibcode : 2019Natur.572..451J . doi : 10.1038/s41586-019-1436-4 . ISSN 0028-0836 . PMID 31435057 .
↑ بروس، دورميني (1 فبراير 2021). "بداية الكون ونهايته: لغز الطاقة المظلمة" . Astronomy.com . تاريخ الاسترجاع: 27 مارس 2021 .
↑ أوفرباي، دينيس (20 فبراير 2017). "جدل الكون: الكون يتوسع، ولكن ما مدى سرعة ذلك؟" . هناك. صحيفة نيويورك تايمز . ISSN 0362-4331 . مؤرشف من الأصل في 12 نوفمبر 2019. تم الاطلاع عليه في 21 فبراير 2017 . "نُشرت نسخة من هذه المقالة في النسخة المطبوعة بتاريخ 21 فبراير 2017، القسم د، الصفحة 1 من طبعة نيويورك بعنوان: عالم هارب."
↑ بيبلز، بي جيه إي ؛ راترا، بهارات (22 أبريل 2003). "الثابت الكوني والطاقة المظلمة". مراجعات الفيزياء الحديثة . 75 (2): 559-606 . arXiv : astro-ph/0207347 . Bibcode : 2003RvMP...75..559P . doi : 10.1103/RevModPhys.75.559 . S2CID 118961123 .
1 2 سيلك، جوزيف (2005-01-03). على شواطئ المجهول: تاريخ موجز للكون . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 87. ISBN 978-0-521-83627-2.
↑ باجوت، جيم (2018-06-07). الأصول: القصة العلمية للخلق . مطبعة جامعة أكسفورد. ص 30. ISBN 978-0-19-256196-1.
↑ سيجل، إيثان. "لا، لن تبتلع الثقوب السوداء الكون أبدًا" . فوربس .
↑ طومسون، ويليام (يوليو 1852). "حول النظرية الديناميكية للحرارة، مع نتائج عددية مستنتجة من مكافئ السيد جول للوحدة الحرارية، وملاحظات السيد رينو على البخار" . مجلة لندن وإدنبرة ودبلن الفلسفية ومجلة العلوم . المجلد الرابع (السلسلة الرابعة). §§ 1–14 . تاريخ الاسترجاع: 16 يناير 2020 .
- تومسون، ويليام (1857) [قُرئ في 1 مايو 1854]. "حول النظرية الديناميكية للحرارة. الجزء الخامس: التيارات الكهروحرارية" . معاملات الجمعية الملكية في إدنبرة . 21. §§ 99–100 . تاريخ الاسترجاع: 16 يناير 2020 .
↑ تيرنر، مايكل س .؛ ويلكزك ، فرانك (12 أغسطس 1982). "هل فراغنا شبه مستقر؟" (ملف PDF) . مجلة نيتشر . 298 (5875): 633-634 . رمز Bibcode : 1982Natur.298..633T . doi : 10.1038/298633a0 . S2CID 4274444. مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 13 ديسمبر 2019. تم الاطلاع عليه في 31 أكتوبر 2015 .

روابط خارجية

تشايسون، إريك ج. (2013). "التطور الكوني: من الانفجار العظيم إلى البشرية" . كامبريدج، ماساتشوستس: مركز هارفارد-سميثسونيان للفيزياء الفلكية . مؤرشف من الأصل في 27 أغسطس 2019. تم الاطلاع عليه في 19 يناير 2020 .
"الجدول الزمني لتاريخ الكون" . أسرار الفضاء السحيق . أرلينغتون، فيرجينيا: بي بي إس أونلاين . 2000. مؤرشف من الأصل في 1 يوليو 2019. تم الاطلاع عليه في 24 مارس 2005 .
"موقع هابل" . بالتيمور، ماريلاند: مكتب التوعية العامة التابع لمعهد علوم تلسكوب الفضاء . مؤرشف من الأصل في 18 يناير 2020. تم الاطلاع عليه في 24 مارس 2005 .
كراوس، لورانس م. (المتحدث)؛ كورنويل، ر. إليزابيث (المنتج) (21 أكتوبر 2009).«كون من العدم» للورانس كراوس، مؤتمر الذكاء الاصطناعي 2009 (فيديو). واشنطن العاصمة: مؤسسة ريتشارد دوكينز للعقل والعلم . مؤرشف من الأصل في 21 ديسمبر 2019. تم الاطلاع عليه في 3 فبراير 2020 .
لوكاس، توم (مخرج وكاتب)؛ غروبر، جوناثان (مخرج وكاتب) (18 مايو 2007). استكشاف الزمن (مسلسل وثائقي تلفزيوني قصير). سيلفر سبرينغ، ماريلاند: تلفزيون توين سيتيز العام ، واستوديوهات ريد هيل، وهيئة الإذاعة والتلفزيون اليابانية لصالح قناة العلوم . تم الاطلاع عليه بتاريخ 19 يناير 2020 .
"ذات مرة في الكون" . سويندون، المملكة المتحدة: مجلس مرافق العلوم والتكنولوجيا . 26 مارس 2013. مؤرشف من الأصل في 9 مايو 2019. تم الاطلاع عليه في 20 يناير 2020 .
بليت، فيل (14 يناير 2016). الزمن السحيق: دورة مكثفة في علم الفلك #45 (فيديو). استوديوهات بي بي إس الرقمية . مؤرشف من الأصل في 15 يناير 2016. تم الاطلاع عليه في 2 أكتوبر 2016 .
شولمان، إريك (1997). "تاريخ الكون في 200 كلمة أو أقل" . مؤرشف من الأصل في 24 نوفمبر 2005. تم الاطلاع عليه في 24 مارس 2005 .
"مغامرة الكون" . بيركلي، كاليفورنيا: مختبر لورانس بيركلي الوطني . 2007. مؤرشف من الأصل في 22 يونيو 2019. تم الاطلاع عليه في 21 يناير 2020 .

[KolbTurner-2018-1] 1 2 3 4 5 كولب، إدوارد؛ تيرنر، مايكل س. (2018). الكون المبكر . بولدر: تشابمان آند هول/سي آر سي. ISBN 978-0-201-62674-2.

[Pilipenko-2] بيليبينكو، سيرجي ف. (2013). "آلة حاسبة كونية ورقية". arXiv : 1303.5961 [ astro-ph.CO ].، بما في ذلك كود Fortran-90 الذي تستند إليه المخططات والصيغ المذكورة.

[Peacock-1998-3] 1 2 3 4 5 6 بيكوك، جيه إيه (28-12-1998). الفيزياء الكونية ( الطبعة الأولى). مطبعة جامعة كامبريدج. doi : 10.1017/cbo9780511804533 . ISBN 978-0-521-41072-4.

[4] هوغ، ديفيد و. (16-12-2000). "مقاييس المسافة في علم الكونيات". arXiv : astro-ph/9905116 .

[NCH_1-5] "التاريخ الكوني" . ناسا . 22 أكتوبر 2024. تم الاطلاع عليه في 24 سبتمبر 2025 .

[Turner-Precision-6] 1 2 3 تيرنر، مايكل س. (26-09-2022). "الطريق إلى علم الكونيات الدقيق" . المراجعة السنوية للعلوم النووية والجسيمية . 72 (1): 1-35 . arXiv : 2201.04741 . Bibcode : 2022ARNPS..72....1T . doi : 10.1146/annurev-nucl-111119-041046 . ISSN 0163-8998 .

[Baumann-2022-7] 1 2 3 4 5 6 7 8 9 باومان، دانيال (30 يونيو 2022). علم الكونيات ( الطبعة الأولى). مطبعة جامعة كامبريدج. doi : 10.1017/9781108937092.005 . ISBN 978-1-108-93709-2.

[ThreeSeconds-2021-8] الله وردي، روزبه؛ أمين، مصطفى أ.؛ برلين، آشر؛ برنال، نيكولاس؛ بيرنز، كريستيان ت.؛ ديلوس، م. ستين؛ إريكتشيك، أدريان ل.؛ إسكوديرو، ميغيل؛ فيغيروا، دانيال ج.؛ فريز، كاثرين؛ هارادا، توموهيرو؛ هوبر، دان؛ كايزر، ديفيد إ.؛ كاروال، تانفي؛ كوهري، كازونوري (29 يناير 2021). "الثواني الثلاث الأولى: مراجعة لتاريخ التوسع المحتمل للكون المبكر" . المجلة المفتوحة للفيزياء الفلكية . 4 (1): 1. arXiv : 2006.16182 . Bibcode : 2021OJAp....4E...1A . doi : 10.21105/astro.2006.16182 .

[9] جيبونز، غاري دبليو ؛ هوكينغ، ستيفن دبليو ؛ سيكلوس، ستيفن تي سي، محرران. (1983). الكون المبكر جدًا: وقائع ورشة عمل نوفيلد، كامبريدج، من 21 يونيو إلى 9 يوليو 1982. كامبريدج، المملكة المتحدة؛ نيويورك: مطبعة جامعة كامبريدج . ISBN 978-0-521-25349-9LCCN 83007330 . OCLC 9488764 . ^{: 171–204، "التحولات الطورية في الكون المبكر جداً" بقلم آلان هـ. جوث .}

[10] الله وردي، روزبه؛ براندنبرغر، روبرت؛ سير-راسين، فرانسيس-يان؛ مازومدار، أنوبام (2010). "إعادة التسخين في علم الكون التضخمي: النظرية والتطبيقات". المراجعة السنوية للعلوم النووية والجسيمية . 60 : 27-51 . arXiv : 1001.2600 . Bibcode : 2010ARNPS..60...27A . doi : 10.1146/annurev.nucl.012809.104511 .

[PDG_BBN-11] "24. التخليق النووي في الانفجار العظيم" (ملف PDF) . pdg.lbl.gov . تم الاطلاع عليه بتاريخ 12 ديسمبر 2025 .

[TNFG_1-12] غوف، إيفان (22 مايو 2025). لوك، ليزا؛ زينين، أندرو (محرران). "اكتشاف المجرة الجديدة الأبعد بواسطة تلسكوب جيمس ويب الفضائي، بعد 280 مليون سنة فقط من الانفجار العظيم" . phys.org . تاريخ الاسترجاع: 22 أغسطس 2025 .

[Ryden-2016-13] 1 2 3 4 5 6 7 رايدن، باربرا (17-11-2016). مقدمة في علم الكونيات ( الطبعة الثانية). مطبعة جامعة كامبريدج. doi : 10.1017/9781316651087 . ISBN 978-1-107-15483-4.

[dying-14] 1 2 3 4 5 آدامز، فريد سي .؛ لافلين، غريغوري (1 أبريل 1997). "كون يحتضر: المصير طويل الأمد وتطور الأجرام الفلكية". مراجعات الفيزياء الحديثة . 69 (2): 337-372 . arXiv : astro-ph/9701131 . Bibcode : 1997RvMP...69..337A . doi : 10.1103/RevModPhys.69.337 . S2CID 12173790 .

[Cox-2017-15] 1 2 3 4 كوكس، بريان؛ فورشو، جي آر (2017). عالمي: دليل للكون (1 ed.). بوسطن، ماساتشوستس: مطبعة دا كابو. رقم ISBN 978-0-306-82270-4. OCLC 973019447 .

[16] ماسيرو، أ.؛ سينجانوفيتش، ج.؛ سميرنوف، أ. (1999). فيزياء الطاقة العالية وعلم الكونيات | سلسلة المركز الدولي للفيزياء النظرية في الفيزياء النظرية . doi : 10.1142/4068 . ISBN 978-981-02-3834-6تم الاطلاع عليه بتاريخ 16 نوفمبر 2025 .{{cite book}}تم |website=تجاهله ( مساعدة )

[Durrer-2008-17] دورر، روث (2008). إشعاع الخلفية الكونية الميكروي . مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 978-0-521-84704-9.

[18] ليدسي، جيمس إي. (1997). "إعادة بناء جهد التضخم - نظرة عامة" . مراجعات الفيزياء الحديثة . 69 (2): 373-410 . arXiv : astro-ph/9508078 . Bibcode : 1997RvMP...69..373L . doi : 10.1103/RevModPhys.69.373 .

[Olive_Peacock2024-19] 1 2 3 4 نافاس، س.؛ وآخرون ( مجموعة بيانات الجسيمات ) (2024). "مراجعة فيزياء الجسيمات". المراجعة الفيزيائية د . 110 (3) 030001: 1–708 . doi : 10.1103/PhysRevD.110.030001 . hdl : 11384/149923 .

[20] "هل بدأ الكون حقًا بنقطة تفرد؟" . ذو أهمية خاصة . 21 مارس 2014. تم الاطلاع عليه بتاريخ 5 سبتمبر 2025 .

[21] كارتشيفسكا، دانوتا م.؛ أموروسو، ريتشارد ل.؛ رولاندز، بيتر؛ جيفرز، ستانلي (2010). "تكوين الباريونات في الكون المبكر" . وقائع مؤتمر معهد الفيزياء الأمريكي . 1316. معهد الفيزياء الأمريكي: 371-388 . doi : 10.1063/1.3536447 . مؤرشف من الأصل بتاريخ 19-07-2025.

[22] دونوفريو، ميكايلا؛ روموكاينن، كاري (15 يناير 2016). "انتقال النموذج القياسي على الشبكة". مجلة Physical Review D. 93 ( 2) 025003. arXiv : 1508.07161 . Bibcode : 2016PhRvD..93b5003D . doi : 10.1103/PhysRevD.93.025003 . S2CID 119261776 .

[forbes_neutrino-23] 1 2 3 4 سيجل، إيثان (9 سبتمبر 2016). "اكتشاف النيوترينوات الكونية، مما يؤكد آخر تنبؤات الانفجار العظيم" (مدونة) . ساينس. فوربس . جيرسي سيتي، نيوجيرسي . ISSN 0015-6914 . مؤرشف من الأصل في 10 سبتمبر 2016. تم الاطلاع عليه في 7 يناير 2020 .
المصدر الرئيسي: فولين، برنت؛ نوكس، لويد؛ ميليا، ماريوس؛ وآخرون (26 أغسطس 2015). "الكشف الأول عن انزياح طور التذبذب الصوتي المتوقع من خلفية النيوترينو الكونية". مجلة Physical Review Letters . 115 (9) 091301. arXiv : 1503.07863 . Bibcode : 2015PhRvL.115i1301F . doi : 10.1103/PhysRevLett.115.091301 . PMID 26371637. S2CID 24763212 .

[mwB1g] المصدر الرئيسي: فولين، برنت؛ نوكس، لويد؛ ميليا، ماريوس؛ وآخرون (26 أغسطس 2015). "الكشف الأول عن انزياح طور التذبذب الصوتي المتوقع من خلفية النيوترينو الكونية". مجلة Physical Review Letters . 115 (9) 091301. arXiv : 1503.07863 . Bibcode : 2015PhRvL.115i1301F . doi : 10.1103/PhysRevLett.115.091301 . PMID 26371637. S2CID 24763212 .

[24] الله وردي، روزبه؛ وآخرون . (29 يناير 2021). "الثواني الثلاث الأولى: مراجعة لتاريخ التوسع المحتمل للكون المبكر" . المجلة المفتوحة للفيزياء الفلكية . 4 (1): 1. arXiv : 2006.16182 . Bibcode : 2021OJAp....4E...1A . doi : 10.21105/astro.2006.16182 .

[KauffmannLecture4-25] كوفمان، غوينيفير . "التاريخ الحراري للكون والنمو المبكر لتقلبات الكثافة" (ملف PDF) (محاضرة). غارشينغ: معهد ماكس بلانك للفيزياء الفلكية . مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 11 أغسطس 2019. تم الاطلاع عليه في 7 يناير 2020 .

[Chaisson-26] تشايسون، إريك ج. (2013). "الدقائق الأولى" . التطور الكوني . كامبريدج، ماساتشوستس: مركز هارفارد-سميثسونيان للفيزياء الفلكية . مؤرشف من الأصل في 2 يوليو 2019. تم الاسترجاع في 7 يناير 2020 .

[TimelineBB-27] 1 2 "الجدول الزمني للانفجار العظيم" . فيزياء الكون . مؤرشف من الأصل في 22 يوليو 2019. تم الاطلاع عليه في 7 يناير 2020 .

[28] رايت، إدوارد ل. (26 سبتمبر 2012). "تخليق العناصر في الانفجار العظيم" . دروس نيد رايت في علم الكونيات . لوس أنجلوس: قسم علم الفلك والفيزياء الفلكية، جامعة كاليفورنيا، لوس أنجلوس . مؤرشف من الأصل في 5 سبتمبر 2019. تم الاطلاع عليه في 21 سبتمبر 2018 .

[karki_2011-29] ١ ٢ ٣ ٤ ٥ ٦ كاركي، رافي (مايو ٢٠١٠). "مقدمة التخليق النووي للانفجار العظيم" (ملف PDF) . فيزياء الهيمالايا . ١ (١): ٧٩-٨٢ . doi : 10.3126/hj.v1i0.5186 . مؤرشف من الأصل في ٢١ سبتمبر ٢٠١٨. تم الاسترجاع في ٢١ سبتمبر ٢٠١٨ .

[Schramm-1998-30] 1 2 3 4 شرام، ديفيد ن.؛ تيرنر، مايكل س. (1998-01-01). "تخليق العناصر في الانفجار العظيم يدخل عصر الدقة" . مراجعات الفيزياء الحديثة . 70 (1): 303-318 . arXiv : astro-ph/9706069 . Bibcode : 1998RvMP...70..303S . doi : 10.1103/RevModPhys.70.303 .

[Dodelson-2003-31] 1 2 دودلسون، سكوت (2003). علم الكونيات الحديث . سان دييغو، كاليفورنيا: أكاديميك برس. ISBN 978-0-12-219141-1.

[Snowmass21-32] إلسيو عبد الله؛ غييرمو فرانكو أبيلان؛ وآخرون (11 مارس 2022). "علم الكونيات المتشابك: مراجعة لفيزياء الجسيمات، والفيزياء الفلكية، وعلم الكونيات المرتبط بالتوترات والشذوذات الكونية". مجلة الفيزياء الفلكية عالية الطاقة . 34 : 49. arXiv : 2203.06142v1 . Bibcode : 2022JHEAp..34...49A . doi : 10.1016/j.jheap.2022.04.002 . S2CID 247411131 .

[33] زيليك، مايكل؛ غريغوري، ستيفن أ. (1998). مدخل إلى علم الفلك والفيزياء الفلكية . سلسلة سوندرز غولدن سانبرست ( الطبعة الرابعة). فريسنو، كاليفورنيا: تومسون ليرنينغ . ISBN 978-0-03-006228-5. LCCN 97069268 . OCLC 813279385 .

[Space-20121221-34] غانون، ميغان (21 ديسمبر 2012). "الكشف عن صورة جديدة للكون" . Space.com . نيويورك: Future plc . مؤرشف من الأصل في 29 أكتوبر 2019. تم الاطلاع عليه في 10 يناير 2020 .

[arXiv-20121220-35] بينيت، تشارلز ل .؛ لارسون، دافين؛ ويلاند، جانيت ل.؛ وآخرون . (أكتوبر 2013). "ملاحظات مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية (WMAP) على مدى تسع سنوات : الخرائط والنتائج النهائية". سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 208 (2): المقالة 20. arXiv : 1212.5225 . Bibcode : 2013ApJS..208...20B . doi : 10.1088/0067-0049/208/2/20 . S2CID 119271232 .

[36] رايت، إدوارد ل. (2004). "نظرة عامة نظرية على تباين إشعاع الخلفية الكونية الميكروي". في فريدمان، ويندي ل. (محرر). قياس الكون ونمذجته . سلسلة كارنيجي للمراصد في الفيزياء الفلكية. المجلد 2. كامبريدج، المملكة المتحدة: مطبعة جامعة كامبريدج . ص 291. arXiv : astro-ph/0305591 . Bibcode : 2004mmu..symp..291W . ISBN 978-0-521-75576-4LCCN 2005277053 . OCLC 937330165 .

[hydride-37] ماثيوسون، سامانثا (18 أبريل 2019). "علماء الفلك يرصدون أخيرًا أول جزيء في الكون في سديم بعيد" . Space.com . نيويورك: Future plc . مؤرشف من الأصل في 17 نوفمبر 2019. تم الاطلاع عليه في 10 يناير 2020 .

[38] سونيايف، ر. أ.؛ تشلوبا، ج. (أغسطس 2009). "إشارات من عصر إعادة التركيب الكوني" . ملاحظات فلكية . 330 (7): 657-674 . arXiv : 0908.0435 . doi : 10.1002/asna.200911237 .

[39] موخانوف، فياتشيسلاف (2005). الأسس الفيزيائية لعلم الكونيات . كامبريدج، المملكة المتحدة: مطبعة جامعة كامبريدج . ISBN 978-0-511-79055-3LCCN 2006295735 . OCLC 859642394 .

[40] ملاحظات: حاسبة علم الكونيات بلغة جافا سكريبت من تصميم إدوارد ل. رايت (آخر تعديل 23 يوليو 2018). مع إعدادات افتراضية $H_{0}$ = 69.6 (استنادًا إلى معلمات WMAP 9+SPT+ACT+6dFGS+BOSS/DR11+ H ₀ /Riess) ، فإن العمر المحسوب للكون مع انزياح أحمر z = 1100 يتفق مع Olive و Peacock (حوالي 370000 سنة).

[41] "مخطط درجة حرارة اللون" . MediaCollege.com . Te Awamutu: Wavelength Media . تم الاطلاع عليه بتاريخ 21 سبتمبر 2018 .

[42] آموس، جوناثان (13 نوفمبر 2012). "الكوازارات توضح مسار الطاقة المظلمة المتقلب" . العلوم والبيئة. بي بي سي نيوز . لندن: بي بي سي . مؤرشف من الأصل في 21 ديسمبر 2019. تم الاطلاع عليه في 11 يناير 2020 .

[43] لوب، أبراهام (نوفمبر 2006). "العصور المظلمة للكون" (ملف PDF) . مجلة ساينتفك أمريكان . المجلد 295، العدد 5. الصفحات 46-53 . doi : 10.1038/scientificamerican1106-46 . مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 26 مارس 2019. تم الاطلاع عليه في 11 يناير 2020 .

[44] غالي، دانييلي؛ بالا، فرانشيسكو (18 أغسطس/آب 2013). "فجر الكيمياء" . المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 51 (1): 163-206 . arXiv : 1211.3319 . Bibcode : 2013ARA & A..51..163G . doi : 10.1146/annurev-astro-082812-141029 . ISSN 0066-4146 .

[45] إليس، ريتشارد . "البحث عن أول ضوء في الكون المبكر" . الصفحة الرئيسية لريتشارد إليس . باسادينا، كاليفورنيا: قسم علم الفلك، معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا . مؤرشف من الأصل في 12 ديسمبر 2001. تم الاطلاع عليه في 21 يناير 2007 .

[yale20160303-46] شيلتون، جيم (3 مارس 2016). "تحطيم الرقم القياسي للمسافة الكونية، مرة أخرى" . جامعة ييل . تم الاطلاع عليه في 4 مارس 2016 .

[heic1604-47] "هابل يحطم الرقم القياسي لأبعد مسافة كونية" . SpaceTelescope.org . 3 مارس 2016. heic1604 . تم الاطلاع عليه في 3 مارس 2016 .

[48] أويش، ب.أ.؛ برامر، ج.؛ فان دوكوم، ب.؛ وآخرون . (مارس 2016). "مجرة شديدة اللمعان عند الانزياح الأحمر z = 11.1 تم قياسها باستخدام مطيافية شبكية تلسكوب هابل الفضائي " . المجلة الفيزيائية الفلكية . 819 (2). 129. arXiv : 1603.00461 . Bibcode : 2016ApJ...819..129O . doi : 10.3847/0004-637X/819/2/129 . S2CID 119262750 .

[49] أتكينسون، نانسي. "هابل نظر إلى الماضي إلى أقصى حد ممكن، ولا يزال عاجزًا عن العثور على النجوم الأولى" . يونيفرس توداي - عبر ساينس أليرت.

[deepersky-50] 1 2 "سماء أعمق | بقلم برايان كوبرلين" . briankoberlein.com .

[FAQ_scientists-51] "أسئلة وأجوبة للعلماء حول تلسكوب ويب/ناسا" . jwst.nasa.gov . 12 أغسطس 2024.

[52] "تكوّنت النجوم الأولى في وقت متأخر عما كنا نعتقد" . وكالة الفضاء الأوروبية للعلوم والتكنولوجيا . باريس: وكالة الفضاء الأوروبية . 31 أغسطس 2016. مؤرشف من الأصل في 29 يناير 2020. تم الاطلاع عليه في 12 يناير 2020 .{{cite web}}: CS1 maint: bot: حالة عنوان URL الأصلي غير معروفة ( رابط )

[dijkstra-53] 1 2 ديكسترا، مارك (22 أكتوبر 2014). “Lyα انبعاث المجرات كمسبار لإعادة التأين”. منشورات الجمعية الفلكية الأسترالية . 31 e040. أرخايف : 1406.7292 . بيب كود : 2014PASA...31...40D . دوى : 10.1017/pasa.2014.33 . S2CID 119237814 .

[qso_source1-54] 1 2 ماداو، بييرو؛ هاردت، فرانشيسكو. ريس، مارتن ج. (1 أبريل 1999). “النقل الإشعاعي في الكون المتكتل. III. طبيعة المصدر المؤين الكوني “. مجلة الفيزياء الفلكية . 514 (2): 648–659 . أرخايف : astro-ph/9809058 . بيب كود : 1999ApJ...514..648M . دوى : 10.1086/306975 . S2CID 17932350 .

[Barkana-Loeb2001-55] باركانا، رينان؛ لوب، أبراهام (يوليو 2001). "في البدء: المصادر الأولى للضوء وإعادة تأين الكون". تقارير الفيزياء . 349 (2): 125-238 . arXiv : astro-ph/0010468 . Bibcode : 2001PhR...349..125B . doi : 10.1016/S0370-1573(01)00019-9 . S2CID 119094218 .

[popIII_sim-56] غنيدين، نيكولاي ي.؛ أوسترايكر، جيريميا ب. (10 سبتمبر 1997). "إعادة تأين الكون والإنتاج المبكر للمعادن". المجلة الفيزيائية الفلكية . 486 (2): 581-598 . arXiv : astro-ph/9612127 . Bibcode : 1997ApJ...486..581G . doi : 10.1086/304548 . S2CID 5758398 .

[qso_z-57] لو، ليمين؛ سارجنت، والاس إل دبليو ؛ بارلو، توماس أ؛ وآخرون (13 فبراير 1998). "المحتوى المعدني لسحب ليمان-ألفا ذات الكثافة العمودية المنخفضة جدًا: دلالات على أصل العناصر الثقيلة في الوسط بين المجرات". arXiv : astro-ph/9802189 .

[Bouwens_LLG-58] بوينز، ريتشارد جيه ؛ إيلينغورث، غارث دي؛ أويش، باسكال إيه؛ وآخرون (10 يونيو 2012). "المجرات ذات الإضاءة المنخفضة قد تعيد تأيين الكون: منحدرات شديدة الانحدار في الطرف الخافت لوظائف إضاءة الأشعة فوق البنفسجية عند z ≥ 5–8 من رصد HUDF09 WFC3/IR". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 752 (1): المقالة L5. arXiv : 1105.2038 . Bibcode : 2012ApJ...752L...5B . doi : 10.1088/2041-8205/752/1/L5 . S2CID 118856513 .

[qso_source0-59] شابيرو، بول ر.؛ جيرو، مارك ل. (15 أكتوبر 1987). "مناطق الهيدروجين المتأين الكونية والتأين الضوئي للوسط بين المجرات" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 321 : L107– L112. Bibcode : 1987ApJ...321L.107S . doi : 10.1086/185015 .

[qso_source2-60] شياوهو، فان ؛ نارايانان، فيجاي ك.؛ لوبتون، روبرت هـ.؛ وآخرون . (ديسمبر 2001). "مسحٌ للكوازارات عند الانزياح الأحمر z > 5.8 في مسح سلون الرقمي للسماء. الجزء الأول: اكتشاف ثلاثة كوازارات جديدة والكثافة المكانية للكوازارات المضيئة عند z ~ 6". المجلة الفيزيائية الفلكية . 122 (6): 2833-2849 . arXiv : astro-ph/0108063 . Bibcode : 2001AJ....122.2833F . doi : 10.1086/324111 . S2CID 119339804 .

[QM-20230814-61] وود، تشارلي (14 أغسطس 2023). "تلسكوب جيمس ويب الفضائي يرصد ثقوبًا سوداء عملاقة في جميع أنحاء الكون المبكر - كان يُعتقد أن الثقوب السوداء العملاقة تلعب دورًا ثانويًا في قصة الكون المبكرة. لكن عمليات الرصد الحديثة التي أجراها تلسكوب جيمس ويب الفضائي تكشف عن وفرة غير متوقعة لهذه الثقوب" . مجلة كوانتا . تاريخ الاطلاع: 5 نوفمبر 2023 .{{cite news}}: CS1 maint: url-status ( link )

[62] "إضاءة مُنيرة: ما الذي يُنير الكون؟" (بيان صحفي). لندن: جامعة لندن . قسم العلاقات الإعلامية بجامعة لندن. 27 أغسطس 2014. مؤرشف من الأصل في 5 أكتوبر 2016. تم الاطلاع عليه في 14 يناير 2020 .

[63] نيميروف، روبرت ج .؛ بونيل، جيري، محرران. (9 مارس 2004). "حقل هابل فائق العمق" . صورة اليوم الفلكية . واشنطن العاصمة؛ هوتون، ميشيغان: ناسا ؛ جامعة ميشيغان التقنية . مؤرشف من الأصل في 7 أكتوبر 2019. تم الاطلاع عليه في 22 سبتمبر 2018 .

[shorter-64] لاندو، إليزابيث (25 أكتوبر 2013) [نُشرت أصلاً في 23 أكتوبر 2013]. "علماء يؤكدون أبعد مجرة على الإطلاق" . سي إن إن . نيويورك: وارنر ميديا، ذ.م.م. مؤرشفة من الأصل في 24 أكتوبر 2013. تم الاطلاع عليها في 21 سبتمبر 2018 .

[Soderblom-2010-65] سودربلوم، ديفيد ر. (2010-08-01). "أعمار النجوم" . المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 48 (1): 581-629 . arXiv : 1003.6074 . Bibcode : 2010ARA & A..48..581S . doi : 10.1146/annurev-astro-081309-130806 . ISSN 0066-4146 .

[66] جافو، إيمانويل ج. (22 أغسطس/آب 2019). "تحديات في إثبات أقدم آثار الحياة" . مجلة نيتشر . 572 (7770): 451-460 . Bibcode : 2019Natur.572..451J . doi : 10.1038/s41586-019-1436-4 . ISSN 0028-0836 . PMID 31435057 .

[67] بروس، دورميني (1 فبراير 2021). "بداية الكون ونهايته: لغز الطاقة المظلمة" . Astronomy.com . تاريخ الاسترجاع: 27 مارس 2021 .

[NYT-20170220-68] أوفرباي، دينيس (20 فبراير 2017). "جدل الكون: الكون يتوسع، ولكن ما مدى سرعة ذلك؟" . هناك. صحيفة نيويورك تايمز . ISSN 0362-4331 . مؤرشف من الأصل في 12 نوفمبر 2019. تم الاطلاع عليه في 21 فبراير 2017 . "نُشرت نسخة من هذه المقالة في النسخة المطبوعة بتاريخ 21 فبراير 2017، القسم د، الصفحة 1 من طبعة نيويورك بعنوان: عالم هارب."

[peebles-69] بيبلز، بي جيه إي ؛ راترا، بهارات (22 أبريل 2003). "الثابت الكوني والطاقة المظلمة". مراجعات الفيزياء الحديثة . 75 (2): 559-606 . arXiv : astro-ph/0207347 . Bibcode : 2003RvMP...75..559P . doi : 10.1103/RevModPhys.75.559 . S2CID 118961123 .

[Silk-2005-70] 1 2 سيلك، جوزيف (2005-01-03). على شواطئ المجهول: تاريخ موجز للكون . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 87. ISBN 978-0-521-83627-2.

[71] باجوت، جيم (2018-06-07). الأصول: القصة العلمية للخلق . مطبعة جامعة أكسفورد. ص 30. ISBN 978-0-19-256196-1.

[72] سيجل، إيثان. "لا، لن تبتلع الثقوب السوداء الكون أبدًا" . فوربس .

[73] طومسون، ويليام (يوليو 1852). "حول النظرية الديناميكية للحرارة، مع نتائج عددية مستنتجة من مكافئ السيد جول للوحدة الحرارية، وملاحظات السيد رينو على البخار" . مجلة لندن وإدنبرة ودبلن الفلسفية ومجلة العلوم . المجلد الرابع (السلسلة الرابعة). §§ 1–14 . تاريخ الاسترجاع: 16 يناير 2020 .
تومسون، ويليام (1857) [قُرئ في 1 مايو 1854]. "حول النظرية الديناميكية للحرارة. الجزء الخامس: التيارات الكهروحرارية" . معاملات الجمعية الملكية في إدنبرة . 21. §§ 99–100 . تاريخ الاسترجاع: 16 يناير 2020 .

[mwCoU] تومسون، ويليام (1857) [قُرئ في 1 مايو 1854]. "حول النظرية الديناميكية للحرارة. الجزء الخامس: التيارات الكهروحرارية" . معاملات الجمعية الملكية في إدنبرة . 21. §§ 99–100 . تاريخ الاسترجاع: 16 يناير 2020 .

[turnerwilczek-74] تيرنر، مايكل س .؛ ويلكزك ، فرانك (12 أغسطس 1982). "هل فراغنا شبه مستقر؟" (ملف PDF) . مجلة نيتشر . 298 (5875): 633-634 . رمز Bibcode : 1982Natur.298..633T . doi : 10.1038/298633a0 . S2CID 4274444. مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 13 ديسمبر 2019. تم الاطلاع عليه في 31 أكتوبر 2015 .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[

[

[

[ 28 ]

[ 29 ]

[ 30 ]

[ 31 ]

[ 32 ]

[ 33 ]

[ 34 ]

[ 35 ]

[ 36 ]

[ 37 ]

38 ] عند

[ 39 ]

[ 40 ]

[ 41 ]

[ 42 ]

[ 43 ]

[ 44 ]

[ 45 ]

[ 46 ]

[ 47 ]

[ 48 ]

[ 49 ]

[ 50 ]

[ 51 ]

[ 52 ]

[ 53 ]

[ 54 ]

[ 55 ]

[ 56 ]

[ 57 ]

[ 58 ]

[ 59 ]

[ 60 ]

[ 61 ]

[ 62 ]

[ 63 ]

[ 64 ]

[ 65 ]

[ 66 ]

[ 67 ]

[ 68 ]

[ 69 ]

[ 70 ]

[

[ 72 ]

[ 73 ]

[ 74 ]

آلان هـ. جوث

اللغة	العربية (RTL)
روابط موسوعية	30 رابطاً
المصدر الأصلي	ويكيبيديا ↗