The Cosmic Microwave Background (CMB)

الخلفية الكونية الميكروويفية (CMB)

الإشعاع الباقي من عندما أصبح الكون شفافًا ~380,000 سنة بعد الانفجار العظيم

يُوصف الخلفية الكونية الميكروويفية (CMB) غالبًا بأنها أقدم ضوء يمكننا ملاحظته في الكون — توهج خافت، شبه موحد، يملأ كل الفضاء. نشأ خلال حقبة محورية، حوالي 380,000 سنة بعد الانفجار العظيم، عندما اندمجت بلازما الإلكترونات والبروتونات البدائية لتشكل ذرات محايدة. قبل هذا الوقت، كانت الفوتونات تتشتت بشكل متكرر على الإلكترونات الحرة، مما جعل الكون معتمًا. بمجرد تكوين الذرات المحايدة بأعداد كافية، أصبح التشتت أقل تكرارًا، وتمكنت الفوتونات من السفر بحرية — تُسمى هذه اللحظة إعادة التركيب. الفوتونات التي أُطلقت في هذه الحقبة تسافر عبر الفضاء منذ ذلك الحين، تبرد تدريجيًا وتمتد في الطول الموجي مع توسع الكون.

اليوم، نكتشف هذه الفوتونات كإشعاع ميكروويفي بطيف جسم أسود شبه مثالي عند درجة حرارة حوالي 2.725 كلفن. دراسة CMB أحدثت ثورة في علم الكون، مقدمة رؤى حول تركيب الكون، هندسته، وتطوره — من أولى تقلبات الكثافة التي زرعت المجرات إلى القيم الدقيقة للمعلمات الكونية الأساسية.

في هذه المقالة، سنغطي:

  1. الاكتشاف التاريخي
  2. الكون قبل وأثناء إعادة التركيب
  3. الخصائص الرئيسية لـ CMB
  4. التباينات وطيف القدرة
  5. التجارب الرئيسية لـ CMB
  6. القيود الكونية من CMB
  7. المهام الحالية والمستقبلية
  8. الخاتمة

2. الاكتشاف التاريخي

2.1 التنبؤات النظرية

الفكرة القائلة بأن الكون المبكر كان حارًا وكثيفًا تعود إلى أعمال George Gamow، Ralph Alpher، وRobert Herman في الأربعينيات. أدركوا أنه إذا بدأ الكون بـ "الانفجار العظيم الحار"، فإن الإشعاع الذي أُطلق في تلك الحقبة يجب أن يكون لا يزال موجودًا لكنه برد وتحول إلى المنطقة الميكروويفية. توقعوا طيف الجسم الأسود عند درجة حرارة بضعة كيلفنات، لكن هذه التوقعات لم تحظَ في البداية باهتمام تجريبي واسع.

2.2 الاكتشاف الرصدي

في 1964–1965، كان Arno Penzias و Robert Wilson في مختبرات Bell يحققان في مصادر الضوضاء في هوائي راديو حساس على شكل بوق. صادفا ضوضاء خلفية مستمرة كانت متساوية في جميع الاتجاهات (متجانسة) ولم تقل بغض النظر عن جهود المعايرة. في الوقت نفسه، كانت مجموعة في جامعة برينستون (بقيادة Robert Dicke و Jim Peebles) تستعد للبحث عن "الإشعاع الباقي" المتوقع من الكون المبكر. بمجرد اتصال المجموعتين، أصبح واضحًا أن Penzias و Wilson قد اكتشفا CMB (Penzias & Wilson, 1965 [1]). هذا الاكتشاف أكسبهما جائزة نوبل في الفيزياء عام 1978 وأرسى نموذج الانفجار العظيم كنظرية رائدة لأصول الكون.

3. الكون قبل وأثناء إعادة التركيب

3.1 البلازما البدائية

خلال المئات الآلاف من السنين الأولى بعد الانفجار العظيم، كان الكون مليئًا ببلازما ساخنة من البروتونات والإلكترونات والفوتونات، و(إلى حد أقل) نوى الهيليوم. كانت الفوتونات تتشتت باستمرار على الإلكترونات الحرة (عملية تعرف باسم تشتت طومسون)، مما جعل الكون فعليًا معتمًا — على غرار كيف لا يمكن للضوء المرور بسهولة عبر بلازما الشمس.

3.2 إعادة التركيب

مع توسع الكون، برّد. حوالي 380,000 سنة بعد الانفجار العظيم، انخفضت درجة الحرارة إلى حوالي 3000 K. عند هذه الطاقات، كان بإمكان الإلكترونات الارتباط بالبروتونات لتكوين ذرات الهيدروجين المحايدة — وهي عملية تسمى إعادة التركيب. بمجرد ارتباط الإلكترونات الحرة في الذرات المحايدة، انخفض تشتت الفوتونات بشكل كبير، وأصبح الكون شفافًا للإشعاع. فوتونات CMB التي نقيسها اليوم هي نفس الفوتونات التي أُطلقت في هذه اللحظة، رغم أنها كانت تسافر وتتحول إلى الأحمر لأكثر من 13 مليار سنة.

3.3 سطح التشتت الأخير

العصر الذي تشتت فيه الفوتونات آخر مرة بشكل كبير يُسمى سطح التشتت الأخير. في الواقع، لم يكن إعادة التركيب حدثًا فوريًا؛ استغرق بعض الوقت المحدود (وفاصل انزياح أحمر) لارتباط معظم الإلكترونات بالبروتونات. ومع ذلك، يمكننا تقريب هذه العملية كـ "قشرة" زمنية رقيقة نسبيًا — نقطة الأصل لـ CMB التي نكتشفها.

4. الخصائص الرئيسية لـ CMB

4.1 طيف الجسم الأسود

واحدة من أكثر الملاحظات إثارة حول CMB هي أنه يتبع توزيع جسم أسود شبه مثالي بدرجة حرارة حوالي 2.72548 K (تم قياسها بدقة بواسطة أداة COBE-FIRAS [2]). هذا هو أدق طيف جسم أسود تم قياسه على الإطلاق. الطبيعة شبه المثالية لجسم أسود تدعم بقوة نموذج الانفجار العظيم: كون مبكر عالي التوازن الحراري توسع وبرّد بطريقة أدياباتية.

4.2 التجانس والتساوي

أظهرت الملاحظات المبكرة أن CMB كان شبه متجانس (بنفس الشدة في جميع الاتجاهات) بنسبة حوالي جزء واحد في 105. هذا التماثل القريب دل على أن الكون كان متجانسًا جدًا وفي حالة توازن حراري عند إعادة التركيب. ومع ذلك، فإن الانحرافات الصغيرة عن التجانس—المعروفة باسم التباينات—هي حاسمة. فهي تمثل البذور الأولى لتكوين البنية.

5. التباينات وطيف الطاقة

5.1 تقلبات الحرارة

في عام 1992، اكتشفت تجربة COBE-DMR (مقياس الموجات الدقيقة التفاضلي) تقلبات صغيرة في درجة حرارة CMB بمستوى 10−5. تُرسم هذه التقلبات في "خريطة حرارة" للسماء، تظهر بقعًا "ساخنة" و"باردة" صغيرة تتوافق مع مناطق أكثر أو أقل كثافة قليلاً في الكون المبكر.

5.2 التذبذبات الصوتية

قبل إعادة التركيب، كانت الفوتونات والباريونات (البروتونات والنيوترونات) مرتبطة ارتباطًا وثيقًا، مكونة سائل الفوتون-باريون. انتشرت موجات الكثافة (التذبذبات الصوتية) في هذا السائل، مدفوعة بالجاذبية التي تجذب المادة إلى الداخل وضغط الإشعاع الذي يدفع إلى الخارج. عندما أصبح الكون شفافًا، تم "تجميد" هذه التذبذبات، تاركة قممًا مميزة في طيف طاقة CMB—وهو مقياس لكيفية تغير تقلبات الحرارة مع المقياس الزاوي. تشمل الميزات الرئيسية:

  • القمة الصوتية الأولى: مرتبطة بأكبر وضع كان لديه وقت لإكمال نصف تذبذب قبل إعادة التركيب؛ توفر مقياسًا لهندسة الكون.
  • القمم اللاحقة: تعطي معلومات عن كثافة الباريونات، وكثافة المادة المظلمة، ومعلمات كونية أخرى.
  • ذيل التخميد: عند المقاييس الزاوية الصغيرة جدًا، تُخمَّد التقلبات بواسطة انتشار الفوتونات (تخميد سيلك).

5.3 الاستقطاب

بالإضافة إلى تقلبات الحرارة، فإن CMB مستقطب جزئيًا بسبب تشتت طومسون في مجال إشعاعي غير متماثل. هناك وضعان رئيسيان للاستقطاب:

  • استقطاب الوضع E: يتولد عن اضطرابات كثافة قياسية؛ اكتشف لأول مرة بواسطة تجربة DASI في 2002 وقيس بدقة بواسطة WMAP وPlanck.
  • استقطاب الوضع B: قد ينشأ من موجات الجاذبية البدائية (مثلًا، من التضخم) أو عدسة أوضاع E. يمكن أن يكون اكتشاف أوضاع B البدائية "دليلًا قاطعًا" على التضخم. بينما تم اكتشاف أوضاع B الناتجة عن العدسة (مثلًا، تعاونات POLARBEAR وSPT وPlanck)، لا يزال البحث عن أوضاع B البدائية مستمرًا.

6. التجارب الرئيسية لـ CMB

6.1 COBE (Cosmic Background Explorer)

  • أُطلقت في عام 1989 بواسطة NASA.
  • أداة FIRAS أكدت الطبيعة الجسم الأسود لـ CMB بدقة استثنائية.
  • أداة DMR اكتشفت لأول مرة التباينات الحرارية على نطاق واسع.
  • خطوة كبيرة إلى الأمام في ترسيخ نظرية الانفجار العظيم دون شك.
  • حصل المحققون الرئيسيون جون ماذر وجورج سموت على جائزة نوبل في الفيزياء (2006) لعملهم على COBE.

6.2 WMAP (مسبار ويلكنسون لعدم تماثل الميكروويف)

  • أطلقت في 2001 بواسطة NASA.
  • قدمت خرائط كاملة مفصلة لدرجة حرارة CMB (ولاحقًا الاستقطاب)، محققة دقة زاوية تصل إلى حوالي 13 دقيقة قوسية.
  • حسنت المعاملات الكونية الرئيسية بدقة غير مسبوقة، مثل عمر الكون، ثابت هابل، كثافة المادة المظلمة، ونسبة الطاقة المظلمة.

6.3 Planck (مهمة ESA)

  • عملت من 2009 إلى 2013.
  • حسنت الدقة الزاوية (حتى ~5 دقائق قوسية) وحساسية درجة الحرارة مقارنة بـ WMAP.
  • رسمت لامتماثلات درجة الحرارة والاستقطاب عبر السماء بأكملها في ترددات متعددة (30–857 GHz).
  • أنتجت أكثر خرائط CMB تفصيلاً حتى الآن، مما ضيق نطاق المعاملات الكونية أكثر وقدم تأكيدًا قويًا لنموذج ΛCDM.

7. القيود الكونية من CMB

بفضل هذه المهمات (وغيرها)، أصبح CMB الآن حجر الزاوية في تقييد المعاملات الكونية:

  1. هندسة الكون: يشير موقع القمة الصوتية الأولى إلى أن الكون قريب جدًا من أن يكون مسطحًا مكانيًا (Ωtotal ≈ 1).
  2. المادة المظلمة: تقيد ارتفاعات القمم الصوتية النسبية كثافة المادة المظلمة (Ωc) مقابل المادة الباريونية (Ωb).
  3. الطاقة المظلمة: يجمع بين بيانات CMB وملاحظات أخرى (مثل مسافات السوبرنوفا وتذبذبات الصوت الباريونية) لتحديد نسبة الطاقة المظلمة (ΩΛ) في الكون.
  4. ثابت هابل (H0): تقيس قياسات المقياس الزاوي للقمم الصوتية تحديدًا غير مباشر لـ H0. تشير النتائج الحالية المستندة إلى CMB (من Planck) إلى أن H0 ≈ 67.4 ± 0.5 كم/ث−1/Mpc−1، رغم أن هذا يتعارض مع بعض قياسات سلم المسافات المحلية التي تجد H0 ≈ 73. حل هذا التناقض—المعروف باسم توتر هابل—هو محور رئيسي للبحث الكوني الحالي.
  5. معاملات التضخم: يتم تقييد سعة ومؤشر الطيف للتقلبات الأولية (As، ns) بواسطة لامتماثلات CMB، مما يضع حدودًا على نماذج التضخم.

8. المهمات الحالية والمستقبلية

8.1 الملاحظات الأرضية وحاملة البالونات

بعد WMAP وPlanck، تستمر مجموعة من التلسكوبات الأرضية وحاملة البالونات عالية الحساسية في تحسين فهمنا لدرجة حرارة واستقطاب CMB:

  • تلسكوب أتاكاما الكوني (ACT) وتلسكوب القطب الجنوبي (SPT): تلسكوبات ذات فتحة كبيرة مصممة لقياس التباينات الصغيرة في الخلفية الميكروويفية الكونية واستقطابها.
  • تجارب محمولة على بالون: مثل BOOMERanG، Archeops، وSPIDER، التي توفر قياسات عالية الدقة من ارتفاعات قريبة من الفضاء.

8.2 البحث عن B-Modes

تركز جهود مثل BICEP، POLARBEAR، وCLASS على اكتشاف أو تقييد استقطاب B-mode. إذا تم تأكيد B-modes الأولية عند مستوى معين، فإنها ستوفر دليلًا مباشرًا على موجات الجاذبية من عصر التضخم. على الرغم من أن الادعاءات المبكرة (مثل BICEP2 في 2014) نُسبت لاحقًا إلى تلوث غبار المجرة، إلا أن السعي للكشف النظيف عن B-modes التضخمية مستمر.

8.3 المهام الجيل القادم

  • CMB-S4: مشروع مخطط له على الأرض سيشغل مجموعة كبيرة من التلسكوبات، يهدف إلى قياس استقطاب الخلفية الميكروويفية الكونية بحساسية غير مسبوقة، خاصة على المقاييس الزاوية الصغيرة.
  • LiteBIRD (مهمة JAXA المخططة): قمر صناعي مخصص لقياس استقطاب الخلفية الميكروويفية الكونية على نطاق واسع، مع التركيز على البحث عن بصمة B-modes الأولية.
  • CORE (مهمة ESA المقترحة، غير مختارة حاليًا): من شأنها تحسين حساسية الاستقطاب مقارنة بمسبار بلانك.

9. الخاتمة

توفر الخلفية الميكروويفية الكونية نافذة فريدة على الكون المبكر — إلى حين كان عمره بضع مئات الآلاف من السنين فقط. أكدت قياسات درجة حرارتها واستقطابها والتباينات الطفيفة فيها نموذج الانفجار العظيم، وأثبتت وجود المادة المظلمة والطاقة المظلمة، ومنحتنا إطارًا كونيًا دقيقًا يعرف بـ ΛCDM. علاوة على ذلك، تواصل الخلفية الميكروويفية الكونية دفع حدود الفيزياء: من البحث عن موجات الجاذبية الأولية واختبار نماذج التضخم إلى التحقيق في فيزياء جديدة محتملة تتعلق بتوتر هابل وما بعده.

مع زيادة حساسية ودقة الزاوية في التجارب المستقبلية، نتوقع حصادًا أغنى من البيانات الكونية. سواء كان ذلك في تحسين معرفتنا بالتضخم، أو تحديد طبيعة الطاقة المظلمة، أو الكشف عن علامات دقيقة لفيزياء جديدة، تظل الخلفية الميكروويفية الكونية واحدة من أقوى وأوضح الأدوات في علم الفلك والكونيات الحديث.

المراجع والقراءة الإضافية

  1. Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). “قياس درجة حرارة هوائي زائدة عند 4080 Mc/s.” The Astrophysical Journal, 142, 419–421. [Link]
  2. Mather, J. C., et al. (1994). “قياس طيف الخلفية الميكروويفية الكونية بواسطة جهاز COBE FIRAS.” The Astrophysical Journal, 420, 439. [Link]
  3. Smoot, G. F., et al. (1992). “Structure in the COBE DMR First-Year Maps.” The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5. [Link]
  4. Bennett, C. L., et al. (2013). “Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 208, 20. [Link]
  5. Planck Collaboration. (2018). “Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6. [arXiv:1807.06209]
  6. Peebles, P. J. E., Page, L. A., & Partridge, R. B. (eds.). (2009). Finding the Big Bang. Cambridge University Press. – وجهات نظر تاريخية وعلمية حول اكتشاف وأهمية CMB.
  7. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). The Early Universe. Addison-Wesley. – معالجة شاملة لفيزياء الكون المبكر ودور CMB.
  8. Mukhanov, V. (2005). Physical Foundations of Cosmology. Cambridge University Press. – مناقشة معمقة حول التضخم الكوني، تباينات CMB، والأسس النظرية لعلم الكون الحديث.

 

← المقال السابق                    المقال التالي →

 

 

العودة إلى الأعلى

العودة إلى المدونة