10 نظريات وقوانين علمية يجب أن تعرفها

عندما يرغب العلماء في إطلاق صاروخٍ إلى الفضاء أو تفسير ظاهرةٍ أو وصف الطّبيعة والكون، فإنّهم يعتمدون على النّظريات والقوانين العلميّة من أجل تحقيق ذلك، ولكن هل تساءلتم يومًا عن الفرق بين النظرية والقانون؟

القانون العلمي هو مجموعةُ عوامل يمكن تمثيلها رياضيًّا وهو تصريح “محدّد” تم استنتاجه بناءً على البيانات النّاتجة عن التّجارب، وصحّته في الغالب تكون مقيّدةً بمجموعة شروط، فعلى سبيل المثال، قانون أينشتاين الشّهير (E = mc²) الّذي يعني أنّ الطّاقة تساوي الكتلة مضروبة في مربّع سرعة الضّوء مشروطٌ بأن تكون سرعة الضّوء (C) في الفراغ.

أما النّظرية العلمية فهي تصريحٌ يسعى لتوليف مجموعةٍ من الأدلة أو الملاحظات حول ظاهرةٍ معيّنةٍ في سياقٍ عامٍ يفسّرها، ويجب أن تكون هذه النظرية قابلةً للاختبار، وفي الغالب لا يمكن تمثيل هذه النّظريّة في شكلٍ رياضي.

يعتمد كلٌّ من القانون والنّظريّة العلميّة على العناصر الأساسيّة للمنهج العلمي scientific method التي تتكوّن من خمسة عناصر أساسيّةٍ، وهي وضع فرضيّة (بعد ملاحظة ظاهرةٍ معيّنة)، ثم اختبار هذه الفرضيّة، ثمّ الوصول أو عدمه إلى دليلٍ تجريبيٍّ يدعم الفرضيّة، ثم أخيرًا النتيجة. وفي النهاية يجب أن يكون بمقدور العلماء الآخرين الوصول إلى نفس النّتائج الّتي توصّل إليها صاحب الفرضيّة لتتحقّق المصداقية والدعم العالمي للنظرية، وقد نتحدث عن هذا المنهج بإسهاب في مقامٍ آخر.

سنتحدّث في هذا المقال بشكل مبسّط عن 10 نظريات وقوانين علمية أساسية ساهمت في تفسير العديد من الظواهر، لذلك حتى وإن لم تكن هذه النظريات في نطاق عملك ودراستك فيجب أن تعرفها.

إن كنت ترغب في معرفة نظريّةٍ واحدةٍ على الأقل، فلتكن النظرية التي تُفسّر وصول الكون إلى الحالة التي هو عليها الآن. بناءً على دراساتٍ وأبحاثٍ قدّمها كلٌّ من إدوين هابل Edwin Hubble وجورجوس ليمايتر Georges Lemaitre وألبرت أينشتاين Albert Einstein وآخرون، تُخبرنا نظرية الانفجار العظيم أنّ الكون قد بدأ منذ 14 مليار سنةٍ تقريبًا بانفجارٍ عظيم، كان الكون في ذلك الوقت مُنضغطًا في نقطةٍ واحدةٍ صغيرةٍ وعالية الكثافة، وتحتوي بداخلها على كلّ المادّة الموجودة في الكون، ثمّ تمدّدت هذه النّقطة في أقل من تريليون تريليون تريليون جزء من الثّانية، وما زال هذا التمدّد مستمرًّا إلى يومنا هذا، وهذه أحد الأدلة التي تدعم النظرية.

انتشرت هذه النظرية وحصلت على دعم العديد من العلماء بعد اكتشاف كلٍّ من أرنو بينزيس Arno Penzias وروبرت ويلسون Robert Wilson لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي cosmic microwave background radiation في عام 1965، وهو إشعاعٌ حراريٌّ بقي من آثار الانفجار ولا يتبدّد مع مرور الوقت، وتوجد في المسافات بين النّجوم والمجرّات وهي المسافة المقصودة بكلمة الخلفية “Background”. من المُفترض أن تكون هذه المسافات قاتمةً تمامًا، ولكن باستخدام التلسكوب الراديوي Radio Telescope تمكّن روبرت وأرنو من اكتشاف هذه الإشعاعات مصادفةً وحازا بذلك على جائزة نوبل.

بينما كانت الولايات المتّحدة الأمريكيّة تمرّ بفترة الكساد الاقتصاديّ العظيم خلال عشرينيّات القرن الماضي، كان إدوين هابل Edwin Hubble يقوم بأبحاثه الفلكية الرائدة، التي لم تثبت فقط أن هناك مجرّاتٍ أخرى بجانب مجرّة درب التّبانة الّتي تقع فيها مجموعتنا الشّمسيّة، ولكنّها ساهمت أيضًا في اكتشاف أنّها تندفع بعيدًا عن مجرّتنا في حركةٍ وصفها بالتّقهقر recession.

من أجل قياس سرعة وكمية الحركة تلك، قدّم هابل قانون التمدّد الكوني والمعروف بـ قانون هابل، وينصّ على أنّ (velocity = H × distance) والمقصود بـ velocity سرعة تقهقر المجرّات عن مجرّتنا، أمّا H فهو ثابت هابل ويعبّر عن معدّل تمدّد الكون، و distance هي المسافة بين مجرّتنا والمجرّة الّتي نقارن ابتعادنا عنها.

تمّ حساب ثابت هابل بقيمٍ متفاوتةٍ منذ طرحه ولكنّه مستقرٌّ حاليًّا على 70 كيلومترًا في الثانية لكل ميجا بارسيك Megaparsec (بارسيك هي وحدة طولٍ تُستخدم لقياس بعد الأجرام خارج مجموعتنا الشّمسيّة وتساوي 31 تريليون كيلومتر).

من المهمّ ملاحظة كيف أنّ قانون هابل بالإضافة لإثباته وجود مجرّاتٍ أخرى يقدّم طريقةً مُختصرةً ومباشرةً لحساب سرعة ابتعاد المجرّات الأخرى بالنّسبة لمجرّتنا، كما أنّه يقدّم دليلًا مباشرًا على صحّة نظريّة الانفجار العظيم.

اختلف العلماء لقرونٍ كثيرةٍ مع بعضهم البعض ومع رجال الدّين حول مدارات الكواكب، وخاصةً ما إذا كانت تدور حول الشّمس أم لا، وفي القرن السّادس عشر قدّم كوبرنيكوس تصوّره الجدليّ الذي يقترح مركزيّة الشّمس ودوران الكواكب حولها وليس حول الأرض كما كان شائعًا، ثم جاء دور يوهانس كيبلر Johannes Kepler في القرن السابع عشر ليضع الأساس العلمي لحركة هذه الكواكب.

وضع كيبلر ثلاثة قوانين تصف دوران الكواكب حول الشّمس، القانون الأوّل ينصّ على أنّ الكواكب تدور حول الشّمس في مدرارات بيضويّة الشّكل، وينصّ القانون الثاني على أنّ الخطّ الواصل بين الكواكب والشّمس يغطّي مساحةً متساويةً في كلّ الأوقات، بمعنى أنّ سرعة الكواكب تتغيّر بانتظامٍ وفقًا لبعدها عن الشّمس (أسرع عند الاقتراب منها وأبطأ عند الابتعاد عنها).

أما القانون الثالث، فيسمح لنا بعمل علاقةٍ بين الفترة الدوريّة للكواكب (الفترة الّتي يحتاجها الكوكب لإتمام دورةٍ كاملةٍ حول الشّمس) وبُعدها عن الشّمس (نصف قطر المدار) فكلّما قلّ نصف القطر قلّت الفترة الدّورية للكوكب والعكس صحيح، بمعنى أنّ القانون الثّالث يسمح لنا بعمل مقارنةٍ بين حركة عدّة كواكب.

قد تكون الجاذبية من المسلّمات الآن إلا أنها لم تكن كذلك منذ 300 عام، حتّى اقترح نيوتن فكرته الثوريّة التي تُفيد بأن أيّ جسمين مهما كانت كتلتهما يُؤثّر كلٌّ منهما بقوة جذبٍ على الآخر، ولتحديد هذه القوّة صاغ هذا القانون الشهير [F = G × [(m1m2)/r²]، حيث أنّ F هي قوّة الجذب بين الجسمين، بينما تمثّل M1 وM2 كتلة الجسم الأوّل والثّاني على التّوالي، وr هو المسافة بين الجسمين، أمّا G فهو ثابت الجاذبية ويساوي حاليًّا.

تكمن أهميّة هذا القانون في أنّه يسمح لنا بحساب قوة الجذب بين أيّ جسمين في الكون مهما كانت كتلتهما أو المسافة بينهما، وهو أمرٌ مفيدٌ جدًّا في مجالاتٍ عدّةٍ بدءًا بالفضاء مثل دراسة حركة الأجرام السّماويّة وإطلاق الأقمار الصّناعيّة وصولًا إلى المستوى الذّريّ للمادّة.

لننتقل الآن إلى مجموعة قوانين أخرى شهيرة للعالم إسحاق نيوتن. قدّم نيوتن ثلاثة قوانين للحركة تميّزت بالبساطة والسّهولة، وكانت من المكوّنات الأساسيّة التي قامت عليها الفيزياء الحديثة.

ينصّ القانون الأوّل على أنّ الجسم المُتحرّك يستمر في حركته طالما لم تؤثر عليه قوّة خارجيّة، أمّا القانون الثّاني فيفسّر العلاقة بين كتلة الجسم وتسارعه بالعلاقة التالية: F = m × a حيث تمثّل F محصّلة القُوى وتقاس بوحدة نيوتن وM هي كتلة الجسم وa هي عجلة الجسم (معدّل زيادة أو تباطؤ سرعة الجسم).

 القانون الثّالث وقد يكون أكثرهم انتشارًا ينصّ على أنّه لكلّ فعلٍ ردّ فعلٍ مساوٍ له في المقدار ومعاكسٌ له في الاتجاه، ويعني أنه عند التأثير بأيّ قوّةٍ على أي جسم، فإنّ الجسم يؤثّر بنفس القوّة في الاتّجاه المعاكس.

الرّوائي والفيزيائي البريطاني C.P. Snow قال ذات مرّة:

وهذه إشادة بمدى أهمّيّة الديناميكا الحرارية وأنّ تعلمها ضرورةٌ مهمّةٌ حتّى لغير العلماء.

الديناميكا الحراريّة هو علمٌ يدرس انتقال الطّاقة داخل أيّ نظامٍ سواءً كان محرّكًا أو مركز الأرض أو الكون كلّه، ويتكوّن من عدّة قوانين أساسيّةٍ جمعها Snow بشكلٍ ذكيٍّ في ثلاثة قوانين على الشكل التالي:

لنفسّر الآن القوانين الثلاث، في الجزء الأوّل يقصد Snow “عدم قدرتك على الفوز” أي بما أنّ المادّة والطّاقة لا يُمكن فناؤهما فأنت لا يمكنك أن تحصل على إحداهما دون خسارة الأخرى (من القوانين التي تؤكّد ذلك E=mc²) ويعني أيضًا أنّه لكي يُنتج المحرّك حركةً أو شغلًا يجب أن تزوّده بالحرارة (الاحتراق). في حالة أيّ نظامٍ غير النظام المغلق المثاليّ (نظامٌ معزولٌ حراريًّا بشكلٍ مثاليّ) فإن جزءًا من الحرارة سيخرج خارج النّظام وهو ما يقودنا للقانون الثّاني.

يقصد في الجزء الثاني “لا يمكنك حتى التوقف” بأنّه بسبب زيادة الإنتروبي المُستمرّة لا يمكنك العودة لنفس حالة الطّاقة، أي أنّ الطّاقة المُتمركزة في مكانٍ معيّنٍ ستنتشر دائمًا نحو الأماكن ذات التّركيز الأقل. الإنتروبي هو مقياسُ العشوائيّة في النّظام وهي في زيادةٍ دائمًا في أيّ نظامٍ معزول.

في الجزء الثّالث “عدم قدرتك على الخروج من اللّعبة” يشير إلى الصفر المطلق، وهو أقلّ درجة حرارةٍ ممكنةٍ نظريًّا، وهي عند درجة صفر بمقياس كلفن أو -273.15 درجةٍ مئويّةٍ، عندما تصل درجة حرارة النّظام إلى الصّفر المُطلق تتوقّف الجزيئات عن الحركة، بمعنى أنّه لن يكون هناك طاقة حركةٍ وسيصل الإنتروبي إلى أقلّ قيمةٍ ممكنة (انعدام الحركة يعني انعدام وجود عشوائيّةٍ في النّظام) ولكن في العالم الحقيقي هذه الحالة غير ممكنةٍ وفي أفضل الأحوال يمكننا الاقتراب من هذه القيمة فقط. من الجدير بالذّكر أنّ درجة حرارة الفراغ حاليًّا قاسها العلماء بـ 2.7 كلفن.

مُعظمنا يعرف قصة أرخميدس عندما اكتشف مبدأ الطفو وبدأ في الركض عاريًا والصّراخ عاليًا بكلمة Eureka أي وجدتها، وقد توصّل لاكتشافه عندما لاحظ أنّ منسوب الماء يرتفع في حوض الاستحمام عندما يجلس فيه.

وفقًا لمبدأ أرخميدس، فإنّ القوّة المُؤثّرة أو المُسبّبة لطفو جسمٍ مغمورٍ كليًّا أو جزئيًّا في الماء تساوي وزن السّائل المُزاح، وبفضل هذا المبدأ هناك عددٌ هائلٌ من التطبيقات التي نستمتع بها اليوم بالإضافة لحسابات كثافة الموادّ وتصميم الغواصات والسّفن.

بعد أن ذكرنا بعض المفاهيم الأساسيّة عن نشأة الكون ودور الفيزياء في حياتنا، ننتقل الآن إلى الإنسان نفسه. يعتقد معظم العلماء أنّ الحياة على الأرض كلّها مشتركةٌ في سلفٍ واحدٍ ومُنحدرةٌ من نفس الأصل، وتفسير التنوّع الهائل في أشكال الكائنات الحيّة بأنّ بعض هذه الأسلاف قد تطورت إلى أنواعٍ مختلفةٍ، حيث طوّرت تلك الكائنات “خصائص” خاصةً بها عبر وسائل مثل الطّفرات الجينيّة، تلك الخصائص كانت مهمةً لبقائها وتكيّفها مع بيئتها، وهذا هو المقصود بمصطلح الانتخاب الطبيعي، حيث تحدّد الطّبيعة الخصائص المُهمّة الّتي يجب الإبقاء عليها أو الّتي يجب “تطويرها” لتظهر في الأجيال التّالية.

أثبت داروين في القرن التاسع عشر عبر مشاهداتٍ كثيرةٍ دوّنها أنّ هاتين النّظريّتين هما سبب التنوّع الهائل في الكائنات الحيّة التي نراها، وقد يمتدّ تفسير النظريتين لأبعد من ذلك، ولكن سنكتفي بهذا الجزء الأساسيّ.

النظرية النسبية العامة لأينشتاين من الاكتشافات الأساسيّة الهامّة الّتي غيّرت بشكلٍ دائمٍ نظرتنا للكون، وذكر فيها أينشتاين أنّ الزّمان والمكان ليسا قيمًا مطلقةً وأنّ الجاذبيّة ليست مجرد قوّة جذب، بل أنّ الجاذبيّة المُصاحبة لأيّ جسمٍ تُسبّب انحناءً في الزّمان والمكان حوله.

لتبسيط الأمر تخيّل أنّك تُسافر عبر الأرض في خطٍّ مستقيمٍ من مكان ما في نصف الكرة الشماليّ وتتّجه نحو الشّرق، إذا أراد شخصٌ ما بعد فترةٍ أن يحدّد موقعك على الخريطة سيجد أنّك في الشّرق وفي أقصى الجنوب من الموقع الّذي انطلقت منه، والسّبب هو أنّ الأرض كرويّةٌ، أي أنّ المسار اتّخذ شكل منحني.

الأمر مشابهٌ تمامًا للأرض في حالة الفراغ. بالنّسبة إلى روّاد الفضاء داخل مكّوكٍ فضائيٍّ يدور حول الأرض سيبدو لهم أنهم يتحركون في خط مستقيم في الفراغ ولكن في الواقع فالزمان والمكان من حولهم اتخذا شكل منحني بسبب جاذبية الأرض.

كان لهذه النظرية أثر كبير على مستقبل الفيزياء الفلكية وعلم الكون وقد قدمت تفسيرًا للشذوذ في مدار كوكب عطارد وفسّرت كذلك ظاهرة انحناء الضوء النجمي والثقوب السوداء.

أخبرتنا النظريّة النسبية لأينشتاين الكثير عن الطريقة التي يعمل بها الكون، وساهمت في إرساء قواعد فيزياء الكمّ (الفيزياء الحديثة)، ولكنّها سببت أيضًا الكثير من الإرباك. في عام 1927 قادت تلك الظّروف العالم الألمانيّ ويرنر هايزنبرج Werner Heisenberg إلى اكتشافٍ هامٍّ وهو مبدأ عدم اليقين. يرى هايزنبرج أنّه ليس ممكنًا أن نعرف بشكلٍ “متزامنٍ” وبدقّةٍ عاليةٍ خاصّيتين لأيّ جُسيم، بمعنى أنّه يمكنك أن تعرف موقع إلكترونٍ بشكلٍ دقيقٍ جدًّا في أيّ لحظةٍ ولكن لا يمكنك أن تحدّد كمّية حركته بنفس الدّقة في نفس تلك اللحظة.

في وقتٍ لاحق لاكتشاف هايزنبرج، توصّل العالم نيلز بور Niels Bohr لاكتشافٍ آخر ساهم في شرح مبدأ هايزنبرج، وجد بور أنّ الإلكترون له خصائص الجُسيمات والأمواج وهو ما يُعرف بمبدأ wave-particle duality والّذي أصبح حجر الزّاوية لنظريّة الكم. إذًا عندما نقيس موقع إلكترونٍ فنحن نعامله كجسيمٍ في نقطةٍ ما في الفراغ بطولٍ موجيٍّ غير مؤكّد، ولكن عندما نقيس كمّية حركته فنحن نعامله كموجةٍ بحيث يمكننا معرفة قيمة طوله الموجيّ ولكن لا يمكننا تحديد موقعها.

وبهذا نكون قد استعرضنا معكم أهم النظريات والقوانين العلمية التي أثرت في نظرتنا للكون، وأرحب بالإضافة والنقاش!