عوالم مزدوجة

أكوان مزدوجة

البنية الكبيرة للمجرة.

...إذا ما عرقلت مجموعتنا التوسع في الكون الثاني، وتم تقليل سرعته، فستبقى كثافته r* في مستوى أعلى، تمامًا كما ستبقى درجة حرارته مرتفعة. وعليه، قررنا دراسة عدم الاستقرار الجاذبي في نظام يتكون من مجموعتين من المواد، ذات تفاعل ذاتي جاذبي، لكنها تتنافر مع بعضها البعض.

...ووفقًا للنظرية، فإن الأكثر كثافة هو الذي يتفاعل بشكل أسرع وأقوى. وهو الذي سيُنتج، من خلال عدم الاستقرار الجاذبي، كتلًا من مادة شبحية.

...ما هو عدم الاستقرار الجاذبي، الذي درسه جيمس جينز لأول مرة، كما ذُكر سابقًا.

...لنفترض وسطًا يمتلك كثافة r، وعناصره تتحرك بسرعة تذبذبية حرارية معينة Vth، ونُريد دراسة نمو أو تلاشي اضطرابات محتملة في الكثافة. نفترض أن هناك في مكان ما تشكلت كثافة زائدة بقطر f.

...سوف تسعى الحركة الحرارية إلى تفكيك هذا الاضطراب بشكل طبيعي. في كم من الوقت؟ في وقت يكون من الدرجة:

...هذا هو الوقت الذي يستغرقه ذرة لقطع المسافة f، وبالتالي هو الوقت الذي يستغرقه هذا الكتلة لتكاثر قطرها.

...تخيل أن سرعة الاهتزاز صفر. فهناك تفاعل جاذبي بين الذرات. وستميل هذه الكتلة إلى الانهيار على نفسها. ويمكن حساب الوقت اللازم لانكماشها. في الواقع، "سحابة غبار" تنكمش على نفسها تشبه الانفجار العظيم، لكن بعكسه:

...نقارن الآن بين هذين الزمنين.

...سيحدث تكاثف للإضطراب إذا كان زمن التراكم أقل من زمن الانفصال الذاتي، بفعل الاهتزاز الحراري.

...الاضطرابات التي يتجاوز قطرها طولًا مميزًا يُسمى طول جينز Lj، ستنمو وستُنتج كتلًا متماسكة من المادة (الكتل المجمعة).

...عندما تتشكل هذه "الكتلة" من المادة، تُضغط المادة وتسخن. وتزداد قوى الضغط، وتفشل في النهاية في إيقاف العملية.

...نسمي ذلك عدم الاستقرار الجاذبي أو عدم استقرار جينز.

بالنسبة للنموذج القياسي، يمكننا أن نقول:

• تمامًا. بعد الانفجار العظيم، سيبرد الكون مع توسعه، وستمكنني هذه الظاهرة من صياغة سيناريو لولادة المجرات والنجوم.

...لكن لو كان الأمر بهذه البساطة، لما انتظرنا حتى الآن. في الواقع، ليس لدينا أي نموذج لولادة المجرات. بعض الناس يعتقدون أن كتل النجوم تشكلت أولًا، ثم المجرات، ثم النجوم. بينما يدعو آخرون إلى الرأي المعاكس.

...بالإضافة إلى ذلك، يحدث كل هذا في كون ما زال يتوسع بشكل مكثف. وتشير ملاحظات المجرات ذات الانزياح الأحمر الكبير إلى أنها كائنات قديمة جدًا (مما يؤكد عمر أقدم النجوم في المجرة). ولا نعرف كيف نتعامل مع هذا من الناحية النظرية.

لكننا نعرف شيئين:

1: لا يمكن لعدم الاستقرار الجاذبي أن يلعب دوره طالما بقي الغاز المادي مرتبطًا بشكل قوي بـ"غاز الفوتونات"، طالما بقي الكون م-ionized. فالفوتونات تتفاعل بشكل أقوى مع الإلكترونات الحرة (المنفصلة عن الذرات) من مع الإلكترونات المدارية حول النوى. الفوتونات، بطريقتها، تشكل "غازًا". مع التوسع، ينكمش هذا الغاز، تمامًا كما تفعل المادة، وله ضغط خاص يُسمى ضغط الإشعاع. عندما تكون المادة والفوتونات مترابطة بشكل قوي، فإن أي كتلة من الغاز الم-ionized التي تبدأ في الانكماش، تجرف معها غاز الفوتونات.

• لكن الفوتونات تتحرك بسرعة الضوء! كيف يمكن لكتلة من الغاز ذات أبعاد محدودة أن "تحبس الفوتونات"؟

...الاحتفاظ، نقصد به. في هذه الكتلة من الغاز، يتم امتصاص الفوتونات وإعادة إصدارها باستمرار. وبمعدل هذه العمليات، يجد الفوتونات صعوبة كبيرة في مغادرة هذه الكتلة الغازية. وهكذا يُعتبرون محبوسين داخلها (وهذا يشبه ما يحدث مع الفوتونات المنبعثة من قلب الشمس، التي تنتقل ببطء شديد وصعوبة إلى سطحها).

...عندما يكون عمر الكون أقل من 500,000 سنة، ليس فقط يكون الإشعاع محبوسًا داخل كتل الغاز الم-ionized التي قد تسعى لتكوين كتل، بل أيضًا يكون ضغط الإشعاع مرتفعًا جدًا لدرجة لا تسمح بحدوث هذه التكاثفات.

الاستنتاج: تجانس الكون، أو شبه تجانس حتى t = 500,000 سنة، وفق النموذج القياسي. إذا حدث شيء ما، فسيحدث بعد ذلك.

2: توجد نجوم مجمعة في مجموعات مجرية، التي بدورها تشكل هيكلًا كبيرًا. بعض المجرات تجتمع في مجموعات (مثل مجموعة كوما، ومجموعة الفيروغ)، تضم ألف فرد. في البداية، اعتقدنا أن هذا التجمع سيستمر على مقياس أكبر، مما دفعنا إلى اقتراح وجود "سوبرمجرات"، أي مجموعات من المجرات.

...لكن الملاحظات كشفت شيئًا مختلفًا تمامًا. في الواقع، توزع المجرات على شكل ما يمكن تسميته "فقاعات صابون متصلة". المجموعات المجرية ليست سوى "العقد" في هذا التوزيع. فيما يلي نتيجة تحليل الملاحظات (1977).

...إذًا، توزع المجرات على نطاق واسع جدًا (الهيكل الكبير جداً) حول فقاعات كبيرة من الفراغ، قطرها المميز يبلغ مئات الملايين من السنين الضوئية.

...باستخدام منهج آخر، حاول الباحثون إعادة بناء هذه الهياكل، بدءًا من توزيع موحد للمادة (في كون واحد، بالطبع). كانت النظرية الأولية هي نمو الاضطرابات المستوية، على شكل طبقات رقيقة (الـ"بانيكيس" لـ زيلدوفتش). لكن النتائج كانت مخيبة للآمال. فقد أعطت المحاكاة الحاسوبية بعض الخلايا، لكنها اختفت بسرعة بسبب الاهتزاز الحراري. حاليًا، لا توجد نظرية مقنعة لتكوين هذه الهياكل. على الأكثر، نتمكن من ضمان بقائها النسبية من خلال "تثبيتها" باستخدام "المادة المظلمة الباردة".

...توجد طريقة هندسية لفهم هذا التوزيع للكتل النقطية: المادة العادية تُدفع بعيدًا عن كتل المادة الشبحية، وهو التمثيل الذي قدّمناه سابقًا.

...نفترض سطحًا يشبه شبكة مُثبتة على أعمدة خيمة، بطرف مُخمّد. لاحظ أن كلما كانت أطراف الأعمدة أكثر تهذيبًا، كلما اتسعت كتلة المادة الشبحية. الوضع المعاكس يحدث إذا كانت الأعمدة أكثر حدة. في الحدّ، إذا كانت الأعمدة حادة جدًا، فستُمثّل مناطق "موجات موجّهة": مناطق من انحناء موجب مركّز.

...نقدم هنا نموذجًا آخر، والذي سيناسب القسم التالي.

الصفحة
السابقة الصفحة
التالية

محتوى هذا الملف

محتوى العلوم

العودة إلى التحديثات

../../bons_commande/bon_global.htm

عدد مرات زيارة هذه الصفحة منذ 13 يونيو 2005 :