مَعين بن جنيد
09-08-2008, 15:57
المادة المعتمة Dark Matter
By: Jonathan Dursi
تعريب: مَعين يحيى بن جنيد
قسم الفيزياء والفلك-جامعة الملك سعود
إن علم الكون (cosmology) الذي يهتم بدراسة بداية كوننا و تكوينه، و تطوره، يعاني في وقتنا الحاضر من حالة تشويش سيئة.! فالعلماء لا يعلمون ما الذي يكوِّن 99% من كوننا. و لا حاجة لأن نقول إنه وضع محرج بلا ريب. و على الرغم من أن معظم المرئيات في الكون أصبحت أكثر قابلية للفهم، من خلال الإنجازات الواسعة الحديثة في فهم تشكـُّل النجوم و البناء المجري و الأحداث المدهشة مثل المستعرات الفائقة (supernova)، إلا أنه يبدو أن هناك مُركـَّبَة أخرى للكون –من المحتمل أنها تشكل معظم كتلته– لا يمكن أن نراها، كما أننا لم نفهمها بعد.
و لأكثر من قرن كانت الإشارات إلى هذه المادة المعتمة قد روجت لردود أفعال الصحف العلمية الشعبية، بل و وجدت طريقها كملف ضمن حلقات ملفات القضايا المجهولة. فما هي هذه المادة؟ و كيف نعرف أنها موجودة؟ و كيف "نراها" إذا كانت معتمة؟ هذا ما سنحاول أن نجيب عنه في هذا البحث. و نتمنى أن يكون ذلك تعليميّا و مسلّيا في آن معا ، كما سنحاول أن نتجنب المفردات التخصصية غير الضرورية.
أدلة وجود المادة المعتمة:
إن دليل وجود المادة المعتمة يرتبط بالجاذبية.
يستطيع المرء أن يكشف عن وجود شيء ما في علم الفلك –و سائر العلوم– بإحدى طريقتين : إما أن يراقبه مباشرة، أو أن يراقب أثره في شيء آخر أكثر وضوحا.
لقد كان من المعروف دوما أن هناك مادة في السماء المظلمة لا يمكننا أن نراها بشكل مباشر. و عندما يستخدم الفلكيون المناظير العادية أو حتى المناظير الرادارية، فإنهم لا يستطيعون رؤية شيء سوى الأجسام التي تشع ضوءا أو موجات رادارية. و ليست كل مواد الكون تفعل ذلك، فعلى سبيل المثال: لن يكون في وسعنا أن نرى كواكب مثل كوكبنا هذا لأنها ستكون في غاية الخفوت. و لكنَّ كتل الكواكب كلها كما في مجموعتنا الشمسية أقل من 1% من كتلة الشمس. لذلك فإن القلق بشأن تأثيرها على الكتلة الكلية ليس بفكرة مجدية، أي يمكننا أن نهمل كتلها.
الدليل الأول: الحشود (العناقيد) المجرية.
لقد كان وجود كمية هامة من المادة التي لا يمكن رؤيتها عند دراسة بنية الحشود المجرية هو الدليل الأول، و الحشود المجرية هي بكل اختصار: تجمعات لعدة مئات إلى عدة ألوف من المجرات المعزولة في الفضاء.
في الثلاثينات، اختبر عالمان شابان هما "زويكي" و "سميث" حشدين مترابطين متجاورين، حشد "كوما" و حشد "فرجو". و درسا المجرات المنفردة التي تكوِّن الحشدين، كذلك درسا سرعة الحشدين، و وجدا أن سرعات المجرات كانت تفوق توقعاتهما بعشرة مرات إلى مئة مرة. علام دل ذلك؟ حسنا، لمجموعة من المجرات تتجمع في حشد، يكون القوة الوحيدة المهمة و الفاعلة بينها هي قوة الجاذبية. إن التجاذب بين المجرات هو ما يزيد من سرعاتها.
إن السرعات تشير إلى الكتلة الكلية داخل الحشد بطريقتين. الأولى: أنه كلما زادت الكتلة داخل الحشد كلما زاد مقدار القوة المؤثرة في كل مجرة، و هي التي بدورها تزيد من تسارع المجرات إلى سرعات عالية.
أما الطريقة الثانية التي تشير بها السرعات إلى الكتلة الكلية داخل الحشد فهي يسيرة كالأولى؛ فإذا ما كانت سرعة مجرةٍ معطاةٍ كبيرة جدا، فإن المجرة ستكون قادرة على كسر الرابطة الجاذبة للحشد، أي، إذا كانت سرعة المجرة أكبر من سرعة الهروب، فإن المجرة –بكل يسر– سوف تترك الحشد! و بمعرفة أن كل المجرات تملك سرعات أقل من سرعة الهروب؛ يكون بالإمكان تخمين الكتلة الكلية. و بناءً على السرعات التي رُصدت فإن الكتلة الكلية أكبر بكثير مما تفرضه الفرضيات التي تستند على حساب كتل المواد الظاهرة أو القابلة للرصد.
و لو أننا أعدنا التفكير فيما حدث سابقا فإن هذا الدليل شبه القوي -أي امتلاك المجرات لسرعات أكبر من التوقعات المفترضة- لم يتم تقييمه سابقا بشكل دقيق؛ و السبب هو أن هناك طرقا عديدة لإجراء الملاحظات التي يمكن أن تـُفسَّر بشكل خاطئ. بمعنى أن المشكل الرئيس يكمن في "تلوث" الرؤية!
أي إننا عندما ننظر إلى شيء واسع كالحشد المجري، و إن كانت السرعات كبيرة إلى حد ما فإنه لا مجال لمقارنتها مع التوسع الهائل للحشد. لذا و إن تمت مراقبة الحشد على مدى سنوات عديدة فإن ذلك لن يعطي شيئا سوى الصورة الساكنة للحشد. لذلك فإننا لا نستطيع أن نرى المجرات يتزاحم بعضها حول بعض. و لهذا فإن المجرة التي تملك سرعة كبيرة ربما أنها تغادر الحشد، أو ربما أنها لم تكن جزءا من الحشد في الأصل، بل كانت مجرد مجرة أبحرت خلال الحشد. و ربما أن بعض المجرات الأخرى كانت مجرد "مجرات في المقدمة" أي تقع أمام الحشد على طول خط الرؤية بالنسبة لنا، و في هذه الحالة تكون بيانات السرعة لتلك المجرات مجرد مضللات.
الدليل الثاني و الأقوى: منحنيات دوران المجرات.
ظهر هذا الدليل القوي في السبعينات عندما بدأ بعض العلماء بقياس منحنيات الدوران للمجرات. و هو دليل أقوى لأنه يقدم بيانات موثوقا بها، كما يمكن إخضاعه للكثير من المجرات. و من المعروف لدى العلماء أن المجرات تدور حول مراكزها، بشكل قريب من دوران الكواكب حول الشمس، و دوران الكواكب حول الشمس يخضع لقوانين كبلر الثلاثة للدوران حول المركز. و هي التي تنص على أن السرعة الدورانية حول المركز تعتمد فقط على البعد عن المركز، و على الكتلة الكلية المحتواة ضمن المدار. لذا فإنه بإيجاد السرعات الدورانية على طول المجرة، يكون بإمكاننا أن نحسب كتلة المجرة التي تقع داخل المدار. و لأننا كلما مضينا على طول طرف المجرة، فإن كمية الضوء تبدأ في النقصان بسرعة. و على هذا نتوقع أن السرعات الدورانية تنقص بالمثل. و لكن ذلك لا يحدث! إذ إن السرعات الدورانية تبقى عالية و فوق ما يمكن أن نتوقعه. و هذا يشير بقوة إلى وجود قدر عظيم من الكتلة في المجرة ليس بإمكاننا أن نراه. لقد ثبت هذا للعديد من المجرات التي تشبه مجرتنا مع النتائج نفسها. و لذلك يكون هذا الدليل هو الأول و الأقوى على وجود المادة المعتمة التي تتخلل المجرات.
كم يوجد من المادة المعتمة ؟
إن الكوزمولوجيين (علماء الكون) يفضلون أن يعبّروا عن كمية المادة الكلية في الكون بدلالة حدّ يسمى أوميغا. و تُعرف أوميغا بأنها:
- أكبر من الواحد للكون المغلق، و هو الكون الذي يحوي من الكتلة ما هو كافٍ لأن ينهار في النهاية على ذاته.
- وأقل من الواحد للكون المفتوح، و هو الكون الذي يظل يتسع إلى الأبد.
- وتساوي الواحد للكون المسطح، و هو الكون المتزن بين الحالتين.
إن كمية المادة المرئية في كوننا تقدر بأوميغا = 0.05، و هو رقم صغير جدا. فالنظريون يعتقدون أن الكمية الكلية للمادة في الكون هي أوميغا = 1. و هذا يعني أن المادة المعتمة تشكل ما تبقى من الكون أي ما كميته أوميغا = 0.95، أي 95% من الكون هو مادة معتمة! و بواقعية أكثر، لا توجد أدلة كافية تدل على أن أوميغا (كمية المادة الكلية) قد تكون أكبر من 0.4 و هذا يجعل كمية المادة المعتمة في الكون هي أوميغا = 0.35.
و هذا يعني أن 88% على الأقل من كوننا هو لغز تام.
ماذا يمكن أن تكون المادة المعتمة؟
هناك تخمينات كثيرة حول ما يمكن أن يُشكـِّل المادة المعتمة.
مواد عادية
كواكب.
نعلم أن المادة المعتمة قد تكون مواد عادية كالكواكب، و طالما أن الكواكب التي تشبه الأرض لا تشكل كتلة تذكر، فربما أن كواكب تشبه المشتري هي ما يشكل المادة المعتمة.
و لكن هناك زوجين من المشاكل حول هذا السيناريو. الأول: أننا نفترض أن الكواكب توجد فقط حول النجوم، فإذا كانت القضية هكذا، فإن الكواكب الضخمة أيضا لا تعد إلا قزمة أمام النجوم القريبة منها، و بالتالي فإن تلك الكواكب قد تساهم بنسبة ضئيلة للغاية من خلال كتلتها، أي ما كميته هي أوميغا = 0.005 أو نحو ذلك . و هذا غير كافٍ أبدا كما هو واضح .
و يظهر مشكل أكبر من نظرية التخليق النووي الناشئ عن الانفجار العظيم BBN . إذ عند ولادة الكون، حين حدث الانفجار العظيم، كان الكون عبارة عن حساء حار للغاية من جميع أنواع الجسيمات. و مع نمو الكون و أخذه في التبرد، بدأت المواد الجسيمية العادية التي هي النيوترونات و البروتونات و الالكترونات في التبرد إلى الدرجة الكافية لتشكيل أنوية الأشياء التي نراها الآن في الكون، و بالدرجة الأولى الهيدروجين و الهيليوم.
لقد حقق مبدأ التخليق النووي الناشئ عن الانفجار العظيم BBN نجاحا باهرا للنظرية ككل. فهو لا يتنبأ فقط بأن الهيدروجين و الهيليوم هما بحق العنصران السائدان في الكون (و هو ما تم التحقق منه، فأصبح حقيقة مقبولة) ، بل يعطيهما النسب الصحيحة. و مع ذلك هناك أمر:
فقد ظهر أن كمية كل عنصر تم تكوينه تعتمد بشكل دقيق على كمية المواد العادية التي تشكل الذرات (و تسمى باريونات). و يتنبأ مبدأ BBN بكل النسب الصحيحة للكون الحالي و لكن فقط إذا كانت الكمية الأصلية للمواد الباريونية هي أوميغا = 0.1.
و نلاحظ أن كمية الباريونات أكبر من كمية المواد المرئية. لذا فتوجد مواد عادية معتمة، كالكواكب و النجوم المحترقة. إلا أنها لا يمكن أن تكون كافية لتفسر منحنيات الدوارن، و السرعات الحشدية.
نجوم خافتة (أشباه المشتري) أو أقزام سمراء، و أقزام بيضاء.
و هذه مواد عادية أخرى مرشحة لتشكيل المادة المعتمة، و هي تضم النجوم التي لم تملك كتلة كافية لتبدأ في الاحتراق و من ثم تصبح مضيئة. و هي تسمى "الأقزام السمراء" أو "أشباه المشتري" أحيانا، و ذلك لأن المشتري، الذي هو أثقل من تلك النجوم بعشر مرات، يمكن أن يبدأ في الاحتراق مكونا بذلك نجما صغيرا.
لكن هذه الاحتمالات تعاني من المشكل ذاته المتعلق بمبدأ BBN للكواكب. إذ لا توجد كمية كافية من الباريونات ليتحقق ذلك الفرق.
إن نظرية BBN قابلة للرد، بمعنى أنه من الممكن أن تكون خاطئة، و هناك مجموعة من العلماء يقومون بفحص ذلك. و لكن حتى الآن فإنها حققت نجاحات كبيرة لذا فإن معظم العلماء يركزون على إيجاد حلول أخرى.
مواد غريبة
و هي تلك المواد التي ليست بروتونات أو نيوترونات أو الكترونات. و هناك العديد من الجسيمات الغريبة موجودة بالفعل، و هناك جسيمات غريبة تم إيجادها نظريا كي تحل مشكل المادة المعتمة.
نيوترينات
هي جسيمات يعلم العلماء عن وجودها، و قد كان من المعتقد أنها عديمة الكتلة، ولكن وُجدَت دلائل في وقت ما على أنها تملك كتلة صغيرة جدا. هناك العديد من النيوترينات في الكون لحد أن هذه الكتلة الصغيرة قد تكون مهمة جدا بالنسبة إلى المادة المعتمة. إن كتلة قدرها 92 الكترون-فولت ، أي 1 على 5000 من كتلة الإلكترون، قد تشكل كمية أوميغا = 1.!!
WIMPS
إن معظم المواد الغريبة الأخرى تقع ضمن فئة WIMPS، أي: الجسيمات الكُتليَّة ضعيفة التفاعل. و هي جسيمات ثقيلة تتفاعل بشكل ضعيف مع المواد الأخرى. و هناك جسيمات كثيرة يمكن أن تقع ضمن هذه الفئة من المواد الغريبة، كالنيوتراليونات، و الآكسيونات، و غيرها.
الجاذبية
و هي الاحتمالية الأخيرة، إذ إننا لا نفهم الجاذبية بشكل دقيق. فمن المحتمل أن الجاذبية على النطاقات الواسعة، كأحجام المجرات، لا تعمل بنفس الطريقة على النطاقات الصغيرة التي يمكن أن نقيسها. و لا ينبغي أن نتجاهل ذلك كاحتمال و إن بدا شاذا بعض الشيء.
كيف نصف الوضع؟
عندما ينظر الفلكيون إلى السماء من خلال المناظير القوية التي تستطيع أن تُظهر لهم ملايين المجرات حولنا ، فإنهم يرون بذلك البنية العظيمة لهذا الكون. فالمجرات ليست ممتدة بشكل عشوائي، و إنما تتشكل داخل حشود عادية أو حشود ضخمة. و تلك الحشود تمتد بشكل منتظم حيث تبدو حدودها و تبدو المجرات بداخلها كالفتائل. و ما بين الحشود و المجرات فراغات هائلة. و مهما كانت المادة المعتمة، فإنها المصدر المسيطر على قوى الجاذبية في الكون، و لذا فلابد أن تكون مسؤولة عن بنية الكون التي نراها الآن على أقل تقدير.
إذا كانت المادة المعتمة مكونة من جسيمات خفيفة جدا كالنيوتريونات، فإن هذه الجسيمات ستكون في حركة سريعة جدا، بحيث إنها تغطي مسافات كبيرة جدا. و بهذا فإن البنية التي ستتشكل من هذه المواد (و تسمى مواد معتمة ساخنة HDM) ستكون على نطاق واسع جدا، كالحشود المجرية. أما إذا كانت المادة المعتمة مكونة من الجسيمات الثقيلة WIMPS التي تتحرك نسبيا ببطء (و هي تسمي مواد معتمة باردة CDM)، فإن البنية التي ستتشكل منها ستكون على نطاق صغير، كالمجرات.
إن كلاًّ من المواد المعتمة الساخنة و الباردة يعانيان من بعض المشكلات. فالمواد المعتمة الساخنة لا يمكن أن تشكل بنيات صغيرة كالمجرات، و المواد المعتمة الباردة لا يمكن أن تشكل بنيات واسعة النطاق. إن إحدى القضايا التي تُعالج حاليا هي ما إذا كانت المجرات قد تشكلت من خليط من المواد المعتمة MDM و ما سيكون حالها إذا كانت كذلك؟ و هل المواد المعتمة الساخنة و الباردة على الدرجة نفسها من الأهمية؟ أما إذا كانت بنية الكون التي نراها الآن قد تشكلت من خليط من المواد المعتمة، فإن ذلك سيقدم لنا تلميحات حول ما يجب أن يشكل المادة المعتمة. و مع ذلك نظل نجهل الكثير الكثير عن كوننا العظيم.
13- 6 – 1426 هـ
انتهى.
و أرفق لكم الموضوع على صيغة PDF.
By: Jonathan Dursi
تعريب: مَعين يحيى بن جنيد
قسم الفيزياء والفلك-جامعة الملك سعود
إن علم الكون (cosmology) الذي يهتم بدراسة بداية كوننا و تكوينه، و تطوره، يعاني في وقتنا الحاضر من حالة تشويش سيئة.! فالعلماء لا يعلمون ما الذي يكوِّن 99% من كوننا. و لا حاجة لأن نقول إنه وضع محرج بلا ريب. و على الرغم من أن معظم المرئيات في الكون أصبحت أكثر قابلية للفهم، من خلال الإنجازات الواسعة الحديثة في فهم تشكـُّل النجوم و البناء المجري و الأحداث المدهشة مثل المستعرات الفائقة (supernova)، إلا أنه يبدو أن هناك مُركـَّبَة أخرى للكون –من المحتمل أنها تشكل معظم كتلته– لا يمكن أن نراها، كما أننا لم نفهمها بعد.
و لأكثر من قرن كانت الإشارات إلى هذه المادة المعتمة قد روجت لردود أفعال الصحف العلمية الشعبية، بل و وجدت طريقها كملف ضمن حلقات ملفات القضايا المجهولة. فما هي هذه المادة؟ و كيف نعرف أنها موجودة؟ و كيف "نراها" إذا كانت معتمة؟ هذا ما سنحاول أن نجيب عنه في هذا البحث. و نتمنى أن يكون ذلك تعليميّا و مسلّيا في آن معا ، كما سنحاول أن نتجنب المفردات التخصصية غير الضرورية.
أدلة وجود المادة المعتمة:
إن دليل وجود المادة المعتمة يرتبط بالجاذبية.
يستطيع المرء أن يكشف عن وجود شيء ما في علم الفلك –و سائر العلوم– بإحدى طريقتين : إما أن يراقبه مباشرة، أو أن يراقب أثره في شيء آخر أكثر وضوحا.
لقد كان من المعروف دوما أن هناك مادة في السماء المظلمة لا يمكننا أن نراها بشكل مباشر. و عندما يستخدم الفلكيون المناظير العادية أو حتى المناظير الرادارية، فإنهم لا يستطيعون رؤية شيء سوى الأجسام التي تشع ضوءا أو موجات رادارية. و ليست كل مواد الكون تفعل ذلك، فعلى سبيل المثال: لن يكون في وسعنا أن نرى كواكب مثل كوكبنا هذا لأنها ستكون في غاية الخفوت. و لكنَّ كتل الكواكب كلها كما في مجموعتنا الشمسية أقل من 1% من كتلة الشمس. لذلك فإن القلق بشأن تأثيرها على الكتلة الكلية ليس بفكرة مجدية، أي يمكننا أن نهمل كتلها.
الدليل الأول: الحشود (العناقيد) المجرية.
لقد كان وجود كمية هامة من المادة التي لا يمكن رؤيتها عند دراسة بنية الحشود المجرية هو الدليل الأول، و الحشود المجرية هي بكل اختصار: تجمعات لعدة مئات إلى عدة ألوف من المجرات المعزولة في الفضاء.
في الثلاثينات، اختبر عالمان شابان هما "زويكي" و "سميث" حشدين مترابطين متجاورين، حشد "كوما" و حشد "فرجو". و درسا المجرات المنفردة التي تكوِّن الحشدين، كذلك درسا سرعة الحشدين، و وجدا أن سرعات المجرات كانت تفوق توقعاتهما بعشرة مرات إلى مئة مرة. علام دل ذلك؟ حسنا، لمجموعة من المجرات تتجمع في حشد، يكون القوة الوحيدة المهمة و الفاعلة بينها هي قوة الجاذبية. إن التجاذب بين المجرات هو ما يزيد من سرعاتها.
إن السرعات تشير إلى الكتلة الكلية داخل الحشد بطريقتين. الأولى: أنه كلما زادت الكتلة داخل الحشد كلما زاد مقدار القوة المؤثرة في كل مجرة، و هي التي بدورها تزيد من تسارع المجرات إلى سرعات عالية.
أما الطريقة الثانية التي تشير بها السرعات إلى الكتلة الكلية داخل الحشد فهي يسيرة كالأولى؛ فإذا ما كانت سرعة مجرةٍ معطاةٍ كبيرة جدا، فإن المجرة ستكون قادرة على كسر الرابطة الجاذبة للحشد، أي، إذا كانت سرعة المجرة أكبر من سرعة الهروب، فإن المجرة –بكل يسر– سوف تترك الحشد! و بمعرفة أن كل المجرات تملك سرعات أقل من سرعة الهروب؛ يكون بالإمكان تخمين الكتلة الكلية. و بناءً على السرعات التي رُصدت فإن الكتلة الكلية أكبر بكثير مما تفرضه الفرضيات التي تستند على حساب كتل المواد الظاهرة أو القابلة للرصد.
و لو أننا أعدنا التفكير فيما حدث سابقا فإن هذا الدليل شبه القوي -أي امتلاك المجرات لسرعات أكبر من التوقعات المفترضة- لم يتم تقييمه سابقا بشكل دقيق؛ و السبب هو أن هناك طرقا عديدة لإجراء الملاحظات التي يمكن أن تـُفسَّر بشكل خاطئ. بمعنى أن المشكل الرئيس يكمن في "تلوث" الرؤية!
أي إننا عندما ننظر إلى شيء واسع كالحشد المجري، و إن كانت السرعات كبيرة إلى حد ما فإنه لا مجال لمقارنتها مع التوسع الهائل للحشد. لذا و إن تمت مراقبة الحشد على مدى سنوات عديدة فإن ذلك لن يعطي شيئا سوى الصورة الساكنة للحشد. لذلك فإننا لا نستطيع أن نرى المجرات يتزاحم بعضها حول بعض. و لهذا فإن المجرة التي تملك سرعة كبيرة ربما أنها تغادر الحشد، أو ربما أنها لم تكن جزءا من الحشد في الأصل، بل كانت مجرد مجرة أبحرت خلال الحشد. و ربما أن بعض المجرات الأخرى كانت مجرد "مجرات في المقدمة" أي تقع أمام الحشد على طول خط الرؤية بالنسبة لنا، و في هذه الحالة تكون بيانات السرعة لتلك المجرات مجرد مضللات.
الدليل الثاني و الأقوى: منحنيات دوران المجرات.
ظهر هذا الدليل القوي في السبعينات عندما بدأ بعض العلماء بقياس منحنيات الدوران للمجرات. و هو دليل أقوى لأنه يقدم بيانات موثوقا بها، كما يمكن إخضاعه للكثير من المجرات. و من المعروف لدى العلماء أن المجرات تدور حول مراكزها، بشكل قريب من دوران الكواكب حول الشمس، و دوران الكواكب حول الشمس يخضع لقوانين كبلر الثلاثة للدوران حول المركز. و هي التي تنص على أن السرعة الدورانية حول المركز تعتمد فقط على البعد عن المركز، و على الكتلة الكلية المحتواة ضمن المدار. لذا فإنه بإيجاد السرعات الدورانية على طول المجرة، يكون بإمكاننا أن نحسب كتلة المجرة التي تقع داخل المدار. و لأننا كلما مضينا على طول طرف المجرة، فإن كمية الضوء تبدأ في النقصان بسرعة. و على هذا نتوقع أن السرعات الدورانية تنقص بالمثل. و لكن ذلك لا يحدث! إذ إن السرعات الدورانية تبقى عالية و فوق ما يمكن أن نتوقعه. و هذا يشير بقوة إلى وجود قدر عظيم من الكتلة في المجرة ليس بإمكاننا أن نراه. لقد ثبت هذا للعديد من المجرات التي تشبه مجرتنا مع النتائج نفسها. و لذلك يكون هذا الدليل هو الأول و الأقوى على وجود المادة المعتمة التي تتخلل المجرات.
كم يوجد من المادة المعتمة ؟
إن الكوزمولوجيين (علماء الكون) يفضلون أن يعبّروا عن كمية المادة الكلية في الكون بدلالة حدّ يسمى أوميغا. و تُعرف أوميغا بأنها:
- أكبر من الواحد للكون المغلق، و هو الكون الذي يحوي من الكتلة ما هو كافٍ لأن ينهار في النهاية على ذاته.
- وأقل من الواحد للكون المفتوح، و هو الكون الذي يظل يتسع إلى الأبد.
- وتساوي الواحد للكون المسطح، و هو الكون المتزن بين الحالتين.
إن كمية المادة المرئية في كوننا تقدر بأوميغا = 0.05، و هو رقم صغير جدا. فالنظريون يعتقدون أن الكمية الكلية للمادة في الكون هي أوميغا = 1. و هذا يعني أن المادة المعتمة تشكل ما تبقى من الكون أي ما كميته أوميغا = 0.95، أي 95% من الكون هو مادة معتمة! و بواقعية أكثر، لا توجد أدلة كافية تدل على أن أوميغا (كمية المادة الكلية) قد تكون أكبر من 0.4 و هذا يجعل كمية المادة المعتمة في الكون هي أوميغا = 0.35.
و هذا يعني أن 88% على الأقل من كوننا هو لغز تام.
ماذا يمكن أن تكون المادة المعتمة؟
هناك تخمينات كثيرة حول ما يمكن أن يُشكـِّل المادة المعتمة.
مواد عادية
كواكب.
نعلم أن المادة المعتمة قد تكون مواد عادية كالكواكب، و طالما أن الكواكب التي تشبه الأرض لا تشكل كتلة تذكر، فربما أن كواكب تشبه المشتري هي ما يشكل المادة المعتمة.
و لكن هناك زوجين من المشاكل حول هذا السيناريو. الأول: أننا نفترض أن الكواكب توجد فقط حول النجوم، فإذا كانت القضية هكذا، فإن الكواكب الضخمة أيضا لا تعد إلا قزمة أمام النجوم القريبة منها، و بالتالي فإن تلك الكواكب قد تساهم بنسبة ضئيلة للغاية من خلال كتلتها، أي ما كميته هي أوميغا = 0.005 أو نحو ذلك . و هذا غير كافٍ أبدا كما هو واضح .
و يظهر مشكل أكبر من نظرية التخليق النووي الناشئ عن الانفجار العظيم BBN . إذ عند ولادة الكون، حين حدث الانفجار العظيم، كان الكون عبارة عن حساء حار للغاية من جميع أنواع الجسيمات. و مع نمو الكون و أخذه في التبرد، بدأت المواد الجسيمية العادية التي هي النيوترونات و البروتونات و الالكترونات في التبرد إلى الدرجة الكافية لتشكيل أنوية الأشياء التي نراها الآن في الكون، و بالدرجة الأولى الهيدروجين و الهيليوم.
لقد حقق مبدأ التخليق النووي الناشئ عن الانفجار العظيم BBN نجاحا باهرا للنظرية ككل. فهو لا يتنبأ فقط بأن الهيدروجين و الهيليوم هما بحق العنصران السائدان في الكون (و هو ما تم التحقق منه، فأصبح حقيقة مقبولة) ، بل يعطيهما النسب الصحيحة. و مع ذلك هناك أمر:
فقد ظهر أن كمية كل عنصر تم تكوينه تعتمد بشكل دقيق على كمية المواد العادية التي تشكل الذرات (و تسمى باريونات). و يتنبأ مبدأ BBN بكل النسب الصحيحة للكون الحالي و لكن فقط إذا كانت الكمية الأصلية للمواد الباريونية هي أوميغا = 0.1.
و نلاحظ أن كمية الباريونات أكبر من كمية المواد المرئية. لذا فتوجد مواد عادية معتمة، كالكواكب و النجوم المحترقة. إلا أنها لا يمكن أن تكون كافية لتفسر منحنيات الدوارن، و السرعات الحشدية.
نجوم خافتة (أشباه المشتري) أو أقزام سمراء، و أقزام بيضاء.
و هذه مواد عادية أخرى مرشحة لتشكيل المادة المعتمة، و هي تضم النجوم التي لم تملك كتلة كافية لتبدأ في الاحتراق و من ثم تصبح مضيئة. و هي تسمى "الأقزام السمراء" أو "أشباه المشتري" أحيانا، و ذلك لأن المشتري، الذي هو أثقل من تلك النجوم بعشر مرات، يمكن أن يبدأ في الاحتراق مكونا بذلك نجما صغيرا.
لكن هذه الاحتمالات تعاني من المشكل ذاته المتعلق بمبدأ BBN للكواكب. إذ لا توجد كمية كافية من الباريونات ليتحقق ذلك الفرق.
إن نظرية BBN قابلة للرد، بمعنى أنه من الممكن أن تكون خاطئة، و هناك مجموعة من العلماء يقومون بفحص ذلك. و لكن حتى الآن فإنها حققت نجاحات كبيرة لذا فإن معظم العلماء يركزون على إيجاد حلول أخرى.
مواد غريبة
و هي تلك المواد التي ليست بروتونات أو نيوترونات أو الكترونات. و هناك العديد من الجسيمات الغريبة موجودة بالفعل، و هناك جسيمات غريبة تم إيجادها نظريا كي تحل مشكل المادة المعتمة.
نيوترينات
هي جسيمات يعلم العلماء عن وجودها، و قد كان من المعتقد أنها عديمة الكتلة، ولكن وُجدَت دلائل في وقت ما على أنها تملك كتلة صغيرة جدا. هناك العديد من النيوترينات في الكون لحد أن هذه الكتلة الصغيرة قد تكون مهمة جدا بالنسبة إلى المادة المعتمة. إن كتلة قدرها 92 الكترون-فولت ، أي 1 على 5000 من كتلة الإلكترون، قد تشكل كمية أوميغا = 1.!!
WIMPS
إن معظم المواد الغريبة الأخرى تقع ضمن فئة WIMPS، أي: الجسيمات الكُتليَّة ضعيفة التفاعل. و هي جسيمات ثقيلة تتفاعل بشكل ضعيف مع المواد الأخرى. و هناك جسيمات كثيرة يمكن أن تقع ضمن هذه الفئة من المواد الغريبة، كالنيوتراليونات، و الآكسيونات، و غيرها.
الجاذبية
و هي الاحتمالية الأخيرة، إذ إننا لا نفهم الجاذبية بشكل دقيق. فمن المحتمل أن الجاذبية على النطاقات الواسعة، كأحجام المجرات، لا تعمل بنفس الطريقة على النطاقات الصغيرة التي يمكن أن نقيسها. و لا ينبغي أن نتجاهل ذلك كاحتمال و إن بدا شاذا بعض الشيء.
كيف نصف الوضع؟
عندما ينظر الفلكيون إلى السماء من خلال المناظير القوية التي تستطيع أن تُظهر لهم ملايين المجرات حولنا ، فإنهم يرون بذلك البنية العظيمة لهذا الكون. فالمجرات ليست ممتدة بشكل عشوائي، و إنما تتشكل داخل حشود عادية أو حشود ضخمة. و تلك الحشود تمتد بشكل منتظم حيث تبدو حدودها و تبدو المجرات بداخلها كالفتائل. و ما بين الحشود و المجرات فراغات هائلة. و مهما كانت المادة المعتمة، فإنها المصدر المسيطر على قوى الجاذبية في الكون، و لذا فلابد أن تكون مسؤولة عن بنية الكون التي نراها الآن على أقل تقدير.
إذا كانت المادة المعتمة مكونة من جسيمات خفيفة جدا كالنيوتريونات، فإن هذه الجسيمات ستكون في حركة سريعة جدا، بحيث إنها تغطي مسافات كبيرة جدا. و بهذا فإن البنية التي ستتشكل من هذه المواد (و تسمى مواد معتمة ساخنة HDM) ستكون على نطاق واسع جدا، كالحشود المجرية. أما إذا كانت المادة المعتمة مكونة من الجسيمات الثقيلة WIMPS التي تتحرك نسبيا ببطء (و هي تسمي مواد معتمة باردة CDM)، فإن البنية التي ستتشكل منها ستكون على نطاق صغير، كالمجرات.
إن كلاًّ من المواد المعتمة الساخنة و الباردة يعانيان من بعض المشكلات. فالمواد المعتمة الساخنة لا يمكن أن تشكل بنيات صغيرة كالمجرات، و المواد المعتمة الباردة لا يمكن أن تشكل بنيات واسعة النطاق. إن إحدى القضايا التي تُعالج حاليا هي ما إذا كانت المجرات قد تشكلت من خليط من المواد المعتمة MDM و ما سيكون حالها إذا كانت كذلك؟ و هل المواد المعتمة الساخنة و الباردة على الدرجة نفسها من الأهمية؟ أما إذا كانت بنية الكون التي نراها الآن قد تشكلت من خليط من المواد المعتمة، فإن ذلك سيقدم لنا تلميحات حول ما يجب أن يشكل المادة المعتمة. و مع ذلك نظل نجهل الكثير الكثير عن كوننا العظيم.
13- 6 – 1426 هـ
انتهى.
و أرفق لكم الموضوع على صيغة PDF.