عشرة قوانين و نظريات علمية عليك معرفتها

عشرة قوانين و نظريات علمية عليك معرفتها

يستخدم العلماء الكثير من الأدوات عند محاولتهم لوصف هيئة الطبيعة والكون من حولنا من خلال أعمالهم الكبيرة التي يقومون بها، وغالبًا ما يصلون إلى القوانين والنظريات في البداية.

ولكن ما الفرق بين القانون والنظرية؟

القانون العلمي غالبًا ما يمكن تلخيصه في تعبير رياضي مثل العلاقة الشهيرة: E = mc².

فهي عبارة محددة مبنية على معطيات تجريبية، وصحتها مرهونة بمجموعة شروط.

فمثلًا c تشير إلى سرعة الضوء في الفراغ.

أما النظرية العلمية فهي تسعى غالبًا إلى تركيب مجموعة من الأدلة والملاحظات التي تخص ظاهرة معينة، وهي بشكل عام -رغم عدم استخدام الوسائل بالضرورة- تعبير أضخم لوصف كيفية عمل الطبيعة، وهي قابلة للاختبار، ولا يمكن تقليصها بالضرورة إلى تعبير دقيق أو معادلة، ولكنها تمثل شيئًا أساسيًا عن عمل الطبيعة.

تستند كل من القوانين والنظريات على عناصر أساسية من المنهج العلمي، مثل إنشاء الفرضيات واختبارها، ثم إيجاد (أو عدم إيجاد) الدليل التجريبي واستخلاص النتائج.

ثم بعدها يجب أن يكون العلماء الآخرون قادرين على إعادة هذه النتائج قبل أن تشكل هذه التجربة أساسًا لقانون أو نظرية مقبولة على نحوٍ واسع.

فيما يلي عشرة قوانين ونظريات علمية ربما ستحتاجها لتصقل معلوماتك:

10- نظرية الانفجار العظيم (The Big Bag Theory):

إن كانت لديك نية في معرفة إحدى النظريات العلمية، فلعل الخيار الأفضل أن تبدأ بالنظرية التي تفسر كيف وصل الكون إلى حالته الحالية، وهي نظرية الانفجار العظيم التي تفترض، اعتمادًا على البحث الذي قام به كل من «إدوين هابل -Edwin Hubble» و «جورج لوميتر-Georges Lemaitre» و «ألبرت أينشتاين-Albert Einstein» أن الكون بدأ منذ 14 مليار سنة بحدث توسّعٍ هائل.

في ذلك الوقت، كان الكون منحصرا في نقطة واحدة تضم كل مواد الكون.

مازالت هذه العملية مستمرة لحد الآن، فالكون في توسع مستمر نحو الخارج.

تلقّت هذه النظرية دعمًا واسع النطاق ضمن المجتمع العلمي بعد أن اكتشف «أرنو بينزياس-Arno Penzias» و «روبرت ويلسون-Robert Wilson» إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (cosmic microwave background radiation) في عام 1965.

باستخدام التلسكوبات، كشف عالما الفلك هذان «الضجيج الكوني – cosmic noise»، أو السكون الكوني، الذي لم يتبدد عبر الزمن.

بالتعاون مع الباحث «روبرت ديك-Robert Dicke» من جامعة «برينستون – Princeton University» ، تمكن العالمان من تأكيد فرضيات «ديك» التي تقول بأن الانفجار العظيم الأصلي ترك وراءه إشعاعًا على مستوىً منخفض في أرجاء الكون، وهذا الإشعاع يمكن الكشف عنه.

9- قانون «هابل» للتوسع الكوني:

لنعد قليلًا إلى «إدوين هابل-Edwin Hubble»، في عشرينيات القرن الماضي، لما ضرب الكساد الكبير (أزمة اقتصادية) العالم، كان هابل في تلك الأثناء يعمل على بحث فلكي رائد.

فهو لم يثبت فقط وجود مجراتٍ أخرى إلى جانب مجرتنا «درب التبانة» بل اكتشف أيضًا أن هذه المجرات تندفع بعيدًا عن مجرتنا بحركة سماها «التراجع» أو «الابتعاد».

اقترح هابل من أجل تحديد سرعة هذه الحركة المجريّة «قانون هابل للتوسع الكوني» ويُعرف اختصارًا باسم «قانون هابل»، وهو عبارة عن المعادلة التالية:

(السرعة = H × المسافة)، حيث «السرعة» هي سرعة تراجع (تباعد) مجرة درب التبانة.

و«H» هو «ثابت هابل» ويعبر عن معدل توسع الكون، أما «المسافة» فهي المسافة بين مجرتنا وأي مجرة أخرى تتم المقارنة معها.

تم حساب ثابت هابل بقيم مختلفة عبر الزمن، ولكن القيمة المستخدمة حاليًا والمقبولة هي 70 كلم/الثانية لكل «الميغابارسيك»، والوحدة الأخيرة تستخدم للتعبيرعن المسافات بين المجرات (إلا أن هذا غير مهم في سياق هذا المقال).

إن ما يهم هو أن «قانون هابل» يعطينا طريقةً دقيقةً لقياس سرعة مجرة ما بالنسبة لمجرتنا، ولعل الأهم أيضًا فيما يخص هذا الأمر أنه يؤكد وجود عدة مجرات تخضع حركاتها للانفجار العظيم.

8- قوانين كيبلر لحركة الكواكب:

لمدة قرون من الزمن، اختلف العلماء فيما بينهم ومع رجال الدين حول حركة دوران الكواكب، وبشكلٍ خاص حول ما إذا كانوا يدورون حول شمسنا.

وفي القرن السادس عشر، روّج «كوبرنيكوس» لفكرته المثيرة للجدل حول مركزية الشمس بالنسبة للنظام الشمسي، بحيث تدور الكواكب فيه حول الشمس وليس حول الأرض.

ثم جاء بعده «جوهانس كيبلر – Johannes Kepler » الذي وضع، بفضل أعمال قام بها «تيكو براه-Tyco Brahe» وآخرون، أساسًا علميًا واضحًا لحركات الكواكب.

وُضِعت قوانين كيبلر الثلاث لحركات الكواكب في أوائل القرن السابع عشر والتي وصفت دوران الكواكب حول الشمس.

يوضح القانون الأول والذي يُسمى أحيانًا «قانون المدارات» أن الكواكب تدور حول الشمس بمسار إهليلجي.

والقانون الثاني الذي يُسمى «قانون المساحات»، يقول أن الخط الذي يصل بين كوكب ما والشمس يغطي مساحة متساوية خلال فترات زمنية متساوية من دوران الكوكب.

لفهم هذا القانون، يمكننا تخيل كوكب يستغرق يومًا للانتقال من نقطة معينة إلى نقطة أخرى وليكن من A إلى نقطة B، الخطوط من الشمس إلى النقاط A  وB تشكل مع مدار الكوكب مساحة مثلثية، نفس المساحة سيتم تغطيتها كل يوم بغض النظر عن موقع الكوكب على المسار الإهليلجي.

القانون الثالث وهو قانون الفترات المدارية (فترة دوران الكوكب حول الشمس)، يجعلنا هذا القانون نؤكد وجود علاقة واضحة بين فترة الكوكب المدارية وبعده عن الشمس.

وبفضل هذا القانون علمنا أن الكوكب القريب نسبيًا من الشمس كالزهرة تكون فترته المدارية أقل بكثير من كوكب بعيد كنيبتون.

7- قانون الجاذبية العالمي:

قد نعتبر هذا القانون أمرًا مفروغًا منه، إلا أنه منذ أكثر من 300 عام اقترح «السير إسحاق نيوتن» فكرةً ثورية، وهي أن أي جسمين يطبقان قوة جذب على بعضهما وذلك بغض النظر عن كتلتيهما.

يُعبَّر عن هذا القانون بمعادلة كثيرًا ما يصادفها طلاب الثانوية في صفوف الفيزياء، وهي كالتالي:

حيث: F هي قوة الجذب بين الجسمين

G  هي ثابت الجاذبية وقيمته الحالية:

r المسافة بين الجسمين

m1m2 كتلتي الجسمين

تكمن فائدة هذا القانون أنه يُمَكِّننا من حساب قوة الجذب بين جسمين، ويُعد هذا مفيدًا بشكل خاص عندما يخطط العلماء لوضع قمر اصطناعي في مدارٍ ما في الفضاء، أو عند رسم مدار القمر.

6- قانون نيوتن للحركة:

ما دمنا نتحدث عن أحد أعظم علماء التاريخ، فدعنا ننتقل إلى قوانين شهيرة أخرى لنيوتن.

قوانين الحركة خاصّته تشكل مكوِّنًا أساسيًا للفيزياء الحديثة، وكالعديد من القوانين العلمية، تتميز هذه القوانين ببساطتها وأناقتها.

ينص القانون الأول على أن الجسم المتحرك يبقى في حركته ما لم تُطبق عليه قوة خارجية.

فبالنسبة لكرة متدحرجة على الأرض مثلًا، قد تكون هذه القوة الخارجية هي الاحتكاك بين الأرض وبين الكرة، أو قوة ركل الطفل لها باتجاهٍ معاكس.

والقانون الثاني يؤكد وجود علاقة بين كتلة الجسم (m) وتسارعه (a)، ويتلخص في العلاقة:

F = m × a

حيث F هي القوة ويعبر عنها بـوحدة «النيوتن».

ويمكن اعتبارها أيضًا «متجهة» (Vector)، أي أنها تملك عنصرًا هو الاتجاه.

بما أن هذه الكرة المتدحرجة لها تسارع معين، فهي تملك «متجهة»، وهي اتجاه حركتها، وتعرف من خلال حساب القوة.

أما القانون الثالث فهو إلى حدٍّ ما دقيق ويجب أن يكون مألوفًا بالنسبة لك، وينص على أن لكل فعل ردّ فعل مساوٍ له وذي اتجاه معاكس، وهذا يعني أن عند تطبيق قوة على جسم أو سطح ما، فإن ذلك يسبب اندفاعه إلى الخلف بقوة مساوية لتلك المطبقة.

5- قوانين الترموديناميك (الديناميك الحراري):

قال الفيزيائي والروائي البريطاني «تشارلز بيرسي سنو – Charles Percy Snow» ذات مرة أن الأشخاص العاديين (غير العلماء) الذين لا يعرفون قانون الترموديناميك الثاني هم كالعلماء الذين لم يقرؤوا أبدًا عن شكسبير.

قولة «سنو» التي أصبحت مشهورة تلخص كلًا من أهمية الترموديناميك وضرورة تعلمها من قبل غير العلماء.

الترموديناميك هو دراسة كيفية عمل الطاقة بنظام ما، سواء أكان محركًا أو حتى نواة الأرض!

يمكن تلخيصه في عدة قوانين أساسية وضعها «سنو» بذكاء كما يلي:

• لا يمكنك أن تربح.
• لا يمكنك أن تساوي بين الربح والخسارة.
• لا يمكنك أن تخرج من اللعبة.

لنفسّر هذا قليلًا، من خلال قول «سنو» أنك لا تستطيع أن تربح، عنى بذلك أنه بما أن المادة والطاقة مصونتان، فإنه لا يمكنك أن تحصل على إحداهما بدون أن تتخلى عن قدرًا مناسبًا من الأخرى، ويعني أيضًا أنه من أجل أن ينتج المحرك عملًا عليك أن تزوده بالحرارة، على الرغم من أنه سيضيع قسم من هذه الحرارة إلى الوسط الخارجي (إلا بحالة وجود نظام مغلق بإحكام)، وهذا ما يقودنا إلى القانون الثاني.

فالقانون الثاني يعني أنه بسبب العشوائية المتزايدة في نظام ما، فإنك لا تستطيع أن تعود إلى حالة الطاقة نفسها.

فالطاقة المركزة بمكان ما ستتدفق دائمًا إلى أمكنة أخرى تركيزها فيها أقل.

وأخيرًا، يشير القانون الثالث إلى درجة الصفر المطلق، وهي أخفض درجة حرارة ممكنة نظريًا، وتقاس على أنها (0 كِلفن أو 273.15- درجة مئوية أو 459.67- درجة فهرنهايت).

عندما يصل نظام ما إلى درجة الصفر المطلق، تتوقف الجزيئات عن الحركة نهائيًا، مما يعني أنه لا يعود هناك طاقة حركية، وتصل العشوائية إلى أقل قيمة ممكنة.

ولكن في العالم الحقيقي وحتى في تجاويف الكون فإن الوصول إلى الصفر المطلق يُعدُّ مستحيلًا، ويمكنك فقط أن تحصل على درجة قريبة جدًا منه.

4- دافعة أرخميدس:

بعد أن اكتشف العالم اليوناني القديم «أرخميدس» مبدأ الطفو، يُزعم أنه صرخ بصوتٍ عالٍ: «أوريكا!» (أي: وجدتها!)، وركض عاريًا في مدينة «سيراكوز -Syracuse».

فقد كان الاكتشاف غاية في الأهمية!

تخبرنا هذه القصة أن «أرخميدس» وصل لاكتشافه هذا بعد أن لاحظ ارتفاع المياه بينما يدخل في حوض الاستحمام خاصته.

وفقًا لدافعة أرخميدس، فإن القوة التي تُطبق على جسم مغمور بالسائل كليًا أو جزئيًا وتجعله يطفو هي مساوية لوزن السائل الذي حل محلّه هذا الجسم.

هذا النوع من القوانين له نطاق واسع من التطبيقات ويُعد أساسيًا لحسابات الكثافة وكذلك لتصميم الغواصات وغيرها من المركبات العابرة للمحيطات.

3- التطور والانتقاء الطبيعي:

الآن وبعد أن تم توضيح بعض المفاهيم الأساسية عن كيفية بدء كوننا وكيف تلعب الفيزياء دورًا مهمًا في حياتنا اليومية، سنوجه اهتمامنا إلى تكوين الإنسان وكيف أصبحنا كما نحن عليه الآن.

وفقًا لمعظم العلماء، فإن جميع أشكال الحياة على الأرض لها سلفٌ مشترك.

ولكن عندما كان هناك الكثير من الاختلافات بين الكائنات الحية، توجّب على بعضها أن تتطور إلى أنواع محددة متميزة.

بشكلٍ أساسي، قد حدث هذا التمايز من خلال التطور، والتوارث مع التعديل.

قامت جماعات الكائنات الحية بتطوير صفات مختلفة من خلال بعض الآليات مثل التغير الجيني.

وأولئك الذين كانوا يملكون الصفات المُساعدة على البقاء والنجاة كان قد تم انتقاؤهم طبيعيًا للبقاء على قيد الحياة (مثل ضفدع بلون جلد بني يساعده ليموّه نفسه عن أعدائه داخل المستنقع)، ومن هنا جاء مصطلح «الانتقاء الطبيعي».

من الممكن التوسع بكل من هاتين النظريتين، ولكن أساس هذا الاكتشاف الرائد يعود للعالم «داروين» في القرن التاسع عشر هو كالتالي: إن الفضل في التنوع الكبير للحياة على الأرض يعود للتطور، الذي حدث من خلال «الاصطفاء الطبيعي».

2- نظرية النسبية العامة:

تبقى نظرية «النسبية العامة» لأينشتاين اكتشافًا مهمًا وأساسيًا لأنها غيرّت بشكل دائم نظرتنا للكون.

إن اكتشاف «أينشتاين» أخبرنا أن الزمان والمكان غير مطلقين، وأن الجاذبية ليست مجرد قوة تُطبق على جسم أو كتلة ما، بل أكثر من ذلك، فعندما تقترن الجاذبية بأي كتلة ما فهي تُسبب انحناءً في الزمان والمكان (ما يُدعى غالبًا بالزمكان) حولها.

لتصوّر هذا، تخيل أنك تسافر على الأرض وفق خطٍّ مستقيم، متوجهًا نحو الشرق، انطلاقًا من مكان ما في نصف الكرة الأرضية الشمالي.

بعد قليل من الوقت، إذا كان هنالك شخص يشير إلى موضعك على الخريطة، فستكون بالحقيقة في الشرق والجنوب بعيدًا عن موقعك الأصلي، ذلك لأن الأرض منحنية.

فَلِكَي تسافر إلى الشرقِ مباشرةً، يجب عليك أن تأخذ بعين الاعتبار شكل الأرض وأن تتجه إلى الشمال قليلًا.

(فكر قليلًا بالاختلاف بين خريطة مسطحة، وسطح الكرة).

الأمر هو نفسه تقريبًا بالنسبة للفضاء، فعلى سبيل المثال، بالنسبة إلى المقيمين في مركبة فضائية تدور حول الأرض، من الممكن أن يبدوا وكأنهم يتحركون وفق خط مستقيم في الفضاء.

إنما في الواقع، فإن الزمكان حولهم ينحني تبعًا لجاذبية الأرض (أي كما يحدث لأي جسم كبير مع جاذبية ضخمة مثل الكواكب أو الثقوب السوداء)، مما يتسبب بتحركهم للأمام وإظهارهم يدورون حول الأرض بنفس الوقت.

كانت لنظرية أينشتاين آثار هائلة على مستقبل الفيزياء الفضائية وعلم الكونيات.

كما فسّرت شذوذًا صغيرًا غير متوقع في مدار كوكب عطارد، وأظهرت كيف ينحني الضوء المنبعث من النجوم، ووضعت الأسس النظرية للثقوب السوداء.

1- مبدأ عدم التعيين لهايزنبرغ:

أخبرتنا نظرية النسبية لأينشتاين الكثيرَ عن كيفية عمل الكون، وساعدت على وضع أساس «الفيزياء الكمومية»، ولكنها تركت أيضًا بعض اللَّبس حول ما يخص العلم النظري.

في عام 1927، قاد هذا الفهم الذي يقول بأن قوانين الكون كانت في بعض الأحيان مَرِنة إلى اكتشافٍ رائد على يد العالم الألماني «فيرنر هايزنبرغ-Werner Heisenberg».

في طرحه لمبدأ «عدم التعيين»، أدرك «هايزنبرغ» أنه كان من المستحيل معرفة خاصيتين لجزيءٍ ما معًا وبدرجة عالية من الدقة.

بمعنى آخر، أنت تستطيع تحديد موضع إلكترونٍ ما وبدقة عالية، إلا أنك لا تستطيع معرفة كمية حركته، والعكس صحيح.

توصل فيما بعد العالم «نيلز بور – Niels Bohr» إلى اكتشاف يساعد على شرح مبدأ «هايزنبرغ».

وجد «بور» أن الإلكترون يمتلك خصائص كلٍّ من الجزيء والموجة.

وهذا ما يُعرف بثنائية «موجة-جسيم» التي أصبحت حجر أساس لفيزياء الكم.

لذا عندما نحسب موضع الإلكترون، فإننا نعامله على أنه جزيء يتموضع في نقطة محددة في الفضاء بطول موجة غير محدد.

وعندما نقيس كمية حركته، فنحن نعامله كموجة، أي نعلم اتساع طول الموجة، ولكن لا نعلم موضعها.

• ترجمة: سارة عمّار
• تدقيق: المهدي الماكي
• تحرير: تسنيم المنجّد
• المصدر