أصل الكون: كيف بدأ؟

لطالما أسرت ألغاز نشأة الكون عقولنا، وأثارت فضولنا وتأملنا عبر العصور. وسواءً من خلال تناقل الأساطير، أو استكشاف الفضاء، أو وضع فرضيات علمية حديثة، سعت البشرية إلى كشف أسرار الكون العديدة التي تحيط بنا.

ظهور علم الكونيات الحديث ونظرية الانفجار العظيم

شهد القرن العشرون تحولاً في فهمنا لكيفية نشأة الكون من خلال علم الكونيات الحديث. ففي عشرينيات القرن الماضي، مهد اكتشاف إدوين هابل الرائد لتمدد الكون الطريق لتطوير ما نسميه نظرية الانفجار العظيم، التي أعادت صياغة فهمنا للتطور الكوني. وتشير نظرية الانفجار العظيم إلى أنه قبل حوالي 13.8 مليار سنة، بدأ الكون بأكمله من بقعة واحدة كثيفة وساخنة للغاية، وفقًا لمركز الفيزياء الفلكية. تُعرف هذه البقعة باسم "التفرد"، وهي تُمثل بداية ما نعرفه الآن بالفضاء والزمان والمادة. ومع تمدد الفضاء وبرودته بمرور الوقت، اندمجت الجسيمات دون الذرية لتكوين ذرات تطورت لاحقًا إلى مجرات ونجوم وكواكب بعيدة. وفي النهاية شكلت نظامنا الشمسي والبنية الكونية التي لدينا اليوم. وقد أثبتت قدرة نظرية الانفجار العظيم على تفسير مختلف الملاحظات، من إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB) إلى توزيع المجرات، أنها النموذج الأساسي في علم الكونيات. ومع ذلك، ومثل جميع النظريات، فإن نظرية الانفجار العظيم لها حدودها الخاصة وقد أثارت مناقشات واستكشافات مستمرة في نماذج بديلة للتطور الكوني. على سبيل المثال، حدد علماء الكون الأوائل قضيتين مهمتين في نظرية الانفجار العظيم: مشكلة الأفق ومشكلة التسطيح.

مشكلة الأفق وإشعاع الخلفية الكونية الميكروي

تتضح مشكلة الأفق عندما يدرس الباحثون تجانس واتساق إشعاع الخلفية الكونية الميكروي. إشعاع الخلفية الكونية الميكروي هو الإشعاع الحراري المتبقي من تشكل كوننا عندما كان عمره حوالي 380,000 عام. حدث هذا الإشعاع بعد الانفجار العظيم بفترة وجيزة، عندما تمكن الضوء المرئي لأول مرة من التحرك بحرية دون عوائق. يشير الاتساق الظاهري لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي - الذي يعكس تغيرات درجة الحرارة على مقياس جزء واحد من 100,000 - إلى أن أقصى أقاصي الفضاء الخارجي كانت في حالة توازن حراري في وقت ما.

بعبارة أخرى، كانت أقصى أجزاء الكون لها نفس درجة الحرارة، مما يشير إلى أن الحرارة كانت موزعة بالتساوي في جميع الاتجاهات. ومع ذلك، فإن هذه المناطق متباعدة. بالنظر إلى عمر كوننا وسرعة الضوء (حوالي 186,000 ميل في الثانية)، فمن المستحيل فيزيائيًا أن تكون هذه المناطق قريبة بما يكفي للتفاعل والتوازن بشكل مباشر منذ بداية الانفجار العظيم. لتبسيط الأمر، تُثير مشكلة الأفق سؤالاً مُلِحّاً حول كيف يُمكن لأجزاء الكون البعيدة أن تتشابه في درجات الحرارة والخصائص.

مشكلة التسطح

من ناحية أخرى، تُعنى مشكلة التسطح بشكل الكون وانحنائه الكلي. ووفقاً لنظرية النسبية لأينشتاين، يُحدَّد شكل الكون بالكتلة والطاقة، والتي تُوصف بمقياس انحناء يُسمى أوميغا (Ω). الكون الذي تكون فيه قيمة "Ω = 1" مسطحاً، مما يُشير إلى عدم وجود انحناء، ويُلبي مُتطلب الكثافة الحرجة، حيث ينبغي أن يتباطأ معدل تمدد الكون في النهاية ويقترب من الصفر دون أن يصل إليه فعلياً. وهذا يعني أن التباطؤ التدريجي لتمدد الكون بمرور الوقت لا يتوقف أبداً. في البداية، اقترحت نظرية الانفجار العظيم الأصلية أنه بعد الانفجار العظيم مباشرةً، كان ينبغي أن يكون الكون قريباً جداً من الكثافة الحرجة (Ω ≈ 1/مسطح الشكل). لكن مع مرور الوقت واستمرار تمدد الكون، حتى انحراف طفيف عن الكثافة الحرجة سيتضخم مع مرور الوقت، مما ينتج عنه كون منحني بشكل ملحوظ، إما "مفتوح" (Ω< 1) أو "مغلق" (Ω > 1). لكن الكون الذي نرصده بأدواتنا العلمية اليوم مسطح. لذا، السؤال هو: كيف يُمكن ذلك؟

اللحظات الأولى للخلق: كيف تمدد الكون والتقلبات الكمومية

لحل هذه المشاكل، طرح علماء الكونيات المعاصرون عدة نظريات لتفسير خصائص الكون وظواهره بشكل أفضل. ومن أكثرها إثارةً للدهشة والمدعومة تجريبيًا نظرية التضخم الكوني، التي طرحها الفيزيائي آلان غوث لأول مرة في ثمانينيات القرن الماضي. ووفقًا لنظرية غوث، حدث تمدد أسي خلال جزء من الثانية بعد الانفجار العظيم. مهدت هذه الفترة من التضخم الطريق لبنية الكون وتكوينه الملحوظين اللذين نراهما اليوم. تتوافق نظرية غوث مع الأدلة العلمية الملحوظة. كما أنها تحل العديد من الألغاز الكونية الدائمة، بما في ذلك مشكلة الأفق ومشكلة التسطيح. وفيما يتعلق بمشكلة الأفق، تفترض نظرية التضخم الكوني أن الكون شهد تمددًا أسيًا في الجزء الأول من الثانية بعد الانفجار العظيم. أدت فترة التضخم الكوني هذه إلى امتداد الكون إلى ما وراء أفقه المرئي، مما مكّن المناطق البعيدة من التواصل السببي وتحقيق التوازن الحراري. تعني هذه النظرية أن التمدد سمح لمناطق الكون البعيدة بالتفاعل والتأثير على بعضها البعض، مما أدى إلى وصولها إلى درجة حرارة متساوية. بعبارة أخرى، تسمح الفيزياء التي تصفها نظرية التضخم الكوني للكون الحالي بالتمدد بسرعة تفوق سرعة الضوء خلال هذه الفترة التضخمية المبكرة. كان من شأن ذلك أن يقضي على مشكلتي المسافة والزمن اللتين حالتا دون تحقيق التوازن الحراري. وفيما يتعلق بمشكلة التسطيح، تشير نظرية التضخم الكوني إلى أن فترة التمدد السريع والكبير أدت إلى زيادة في عامل مقياس الكون، الذي يحدد الأحجام النسبية للأبعاد المكانية (حجم الفضاء نفسه). ونتيجة لذلك، فإن أي انحرافات طفيفة عن الهندسة المسطحة في الكون المبكر كانت ستتمدد وتضعف بشكل كبير خلال هذه الفترة التضخمية. بعبارة أخرى، كان من شأن التوسع السريع أن يُنعم هذه الانحرافات، مما يجعل الكون أكثر تسطحًا وتجانسًا. خلال نمو الكون، أصبحت كثافة الطاقة المرتبطة بحقل التضخم مهيمنة على أشكال أخرى من الطاقة كالإشعاع والمادة. وكان لهذه الهيمنة تأثيرٌ مُسَوِّي على هندسة الكون بأكمله، مما جعله أقرب إلى تكوين مُسَطَّح.