29.6: الكون التضخمي

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

• وصف خاصيتين مهمتين للكون لا يستطيع نموذج الانفجار الكبير البسيط شرحهما
• اشرح لماذا يمكن حساب هاتين الخاصيتين للكون إذا كانت هناك فترة من التوسع السريع (التضخم) للكون بعد الانفجار العظيم مباشرة
• قم بتسمية القوى الأربع التي تتحكم في جميع العمليات الفيزيائية في الكون

إن نموذج Big Bang الساخن الذي وصفناه ناجح بشكل ملحوظ. إنه يفسر توسع الكون، ويشرح ملاحظات CMB، ويتنبأ بشكل صحيح بوفرة عناصر الضوء. كما اتضح، يتنبأ هذا النموذج أيضًا بأنه يجب أن يكون هناك ثلاثة أنواع بالضبط من النيوترينوات في الطبيعة، وقد تم تأكيد هذا التنبؤ من خلال التجارب التي أجريت على مسرعات عالية الطاقة. ومع ذلك، لا يمكننا الاسترخاء بعد. لا يشرح هذا النموذج القياسي للكون جميع الملاحظات التي قمنا بها حول الكون ككل.

مشاكل مع نموذج الانفجار الكبير القياسي

هناك عدد من خصائص الكون التي لا يمكن تفسيرها إلا من خلال النظر في ما كان يمكن أن يحدث قبل انبعاث CMB. تتمثل إحدى مشكلات نموذج Big Bang القياسي في أنه لا يفسر سبب تساوي كثافة الكون للكثافة الحرجة. كان من الممكن أن تكون كثافة الكتلة، في النهاية، منخفضة جدًا وتأثيرات الطاقة المظلمة عالية جدًا لدرجة أن التوسع كان سيكون سريعًا جدًا لتشكيل أي مجرات على الإطلاق. بدلاً من ذلك، كان من الممكن أن يكون هناك الكثير من المواد لدرجة أن الكون قد بدأ بالفعل في الانقباض قبل وقت طويل من الآن. لماذا يتوازن الكون بهذه الدقة على حافة سكين الكثافة الحرجة؟

لغز آخر هو التوحيد الرائع للكون. درجة حرارة CMB هي نفسها لحوالي جزء واحد من كل 100000 في كل مكان ننظر إليه. قد يكون هذا التشابه متوقعًا إذا كانت جميع أجزاء الكون المرئي على اتصال في وقت ما وكان لديها الوقت للوصول إلى نفس درجة الحرارة. بنفس الطريقة، إذا وضعنا بعض الثلج في كوب من الماء الفاتر وانتظرنا بعض الوقت، فسوف يذوب الثلج ويبرد الماء حتى يصل إلى نفس درجة الحرارة.

ومع ذلك، إذا قبلنا نموذج Big Bang القياسي، فإن جميع أجزاء الكون المرئي لم تكن على اتصال في أي وقت. أسرع ما يمكن أن تنتقل المعلومات من نقطة إلى أخرى هي سرعة الضوء. هناك مسافة قصوى يمكن للضوء أن يقطعها من أي نقطة منذ الوقت الذي بدأ فيه الكون - وهي المسافة التي كان يمكن للضوء قطعها منذ ذلك الحين. تسمى هذه المسافة مسافة أفق تلك النقطة لأن أي شيء أبعد يكون «تحت أفقها» - غير قادر على الاتصال بها. تم عزل منطقة واحدة من الفضاء مفصولة بأكثر من مسافة الأفق عن الأخرى تمامًا عبر تاريخ الكون بأكمله.

إذا قمنا بقياس CMB في اتجاهين متعاكسين في السماء، فإننا نلاحظ المناطق التي كانت تتجاوز مسافة الأفق لبعضها البعض بشكل كبير في وقت انبعاث CMB. يمكننا رؤية كلتا المنطقتين، لكن لم يكن بإمكانهما رؤية بعضهما البعض أبدًا. لماذا إذن درجات الحرارة هي نفسها بالضبط؟ وفقًا لنموذج Big Bang القياسي، لم يتمكنوا أبدًا من تبادل المعلومات، ولا يوجد سبب لضرورة الحصول على درجات حرارة متطابقة. (يشبه الأمر إلى حد ما رؤية الملابس التي يرتديها جميع الطلاب في مدرستين في أجزاء مختلفة من العالم تصبح متطابقة، دون أن يكون الطلاب على اتصال.) التفسير الوحيد الذي يمكن أن نقترحه هو ببساطة أن الكون بدأ بطريقة ما في أن يكون موحدًا تمامًا (وهو ما يشبه القول بأن جميع الطلاب ولدوا وهم يحبون نفس الملابس). يشعر العلماء دائمًا بعدم الارتياح عندما يتعين عليهم اللجوء إلى مجموعة خاصة من الشروط الأولية لحساب ما يرونه.

الفرضية التضخمية

اقترح بعض علماء الفيزياء أن هذه الخصائص الأساسية للكون - استواءه وتوحيده - يمكن تفسيرها إذا شهد الكون زيادة مفاجئة في الحجم بعد الانفجار العظيم (وقبل انبعاث CMB) بفترة وجيزة. يُطلق على الكون النموذجي الذي يحدث فيه هذا التوسع السريع والمبكر اسم الكون التضخمي. يتطابق الكون التضخمي مع عالم Big Bang في جميع الأوقات بعد أول 10 ^{إلى 30} ثانية. قبل ذلك، يشير النموذج إلى أنه كانت هناك فترة وجيزة من التوسع السريع أو التضخم بشكل غير عادي، زاد خلالها حجم الكون بعامل يبلغ حوالي 1050 مرة أكثر مما تنبأت به نماذج الانفجار الكبير القياسية (الشكل\(\PageIndex{1}\)).

\(\PageIndex{1}\)توسيع الشكل للكون. يوضح هذا الرسم البياني كيف يتغير عامل مقياس الكون الذي يمكن ملاحظته بمرور الوقت لنموذج Big Bang القياسي (الخط الأحمر) والنموذج التضخمي (الخط الأزرق). (لاحظ أن المقياس الزمني في الأسفل مضغوط للغاية.) أثناء التضخم، يتم فجأة تفجير المناطق التي كانت صغيرة جدًا ومتلامسة مع بعضها البعض لتكون أكبر بكثير وخارج مسافة الأفق لبعضها البعض. الطرازان متماثلان لجميع الأوقات بعد ^10-30 ثانية.

قبل (وأثناء) التضخم، كانت جميع أجزاء الكون التي يمكننا رؤيتها الآن صغيرة جدًا وقريبة من بعضها البعض بحيث يمكنها تبادل المعلومات، أي أن مسافة الأفق شملت كل الكون الذي يمكننا الآن ملاحظته. قبل (وأثناء) التضخم، كان هناك وقت كافٍ للكون الذي يمكن ملاحظته لتجانس نفسه والوصول إلى نفس درجة الحرارة. ثم أدى التضخم إلى توسيع تلك المناطق بشكل كبير، بحيث أصبحت أجزاء كثيرة من الكون الآن خارج أفق بعضها البعض.

جاذبية أخرى للنموذج التضخمي هي توقعه بأن كثافة الكون يجب أن تكون مساوية تمامًا للكثافة الحرجة. لمعرفة سبب ذلك، تذكر أن انحناء الزمكان يرتبط ارتباطًا وثيقًا بكثافة المادة. إذا بدأ الكون ببعض انحناء زمانه الفضائي، فقد يكون أحد أوجه التشابه له هو جلد البالون. كانت فترة التضخم تعادل تفجير البالون إلى حجم هائل. أصبح الكون كبيرًا جدًا لدرجة أنه من وجهة نظرنا، يجب ألا يكون أي انحناء مرئيًا (الشكل\(\PageIndex{2}\)). وبنفس الطريقة، فإن سطح الأرض كبير جدًا بحيث يبدو مسطحًا لنا بغض النظر عن مكان وجودنا. تظهر الحسابات أن الكون بدون انحناء هو الكون ذو الكثافة الحرجة. ستظهر الأكوان ذات الكثافة الأعلى أو الأقل من الكثافة الحرجة انحناءًا ملحوظًا. لكننا رأينا أن ملاحظات CMB، التي تظهر أن الكون له كثافة حرجة، تستبعد إمكانية انحناء الفضاء بشكل كبير.

\(\PageIndex{2}\)تشبيه الشكل للتضخم. خلال فترة التضخم السريع، ينمو البالون المنحني بشكل كبير بحيث يبدو مسطحًا لأي مراقب محلي. يُظهر الجزء الداخلي الهندسة من وجهة نظر النملة.

النظريات الموحدة الكبرى

في حين أن التضخم فكرة مثيرة للاهتمام ومقبولة على نطاق واسع من قبل الباحثين، لا يمكننا مراقبة الأحداث بشكل مباشر في وقت مبكر جدًا من الكون. كانت الظروف في وقت التضخم شديدة لدرجة أننا لا نستطيع إعادة إنتاجها في مختبراتنا أو مسرعات الطاقة العالية، لكن العلماء لديهم بعض الأفكار حول ما قد يكون عليه الكون. تسمى هذه الأفكار «النظريات الموحدة الكبرى» أو GUTs.

في نماذج GUT، كانت القوى المألوفة لدينا هنا على الأرض، بما في ذلك الجاذبية والكهرومغناطيسية، تتصرف بشكل مختلف تمامًا في الظروف القاسية للكون المبكر عما هي عليه اليوم. في العلوم الفيزيائية، يُستخدم مصطلح القوة لوصف أي شيء يمكن أن يغير حركة الجسيم أو الجسم. أحد الاكتشافات الرائعة للعلوم الحديثة هو أنه يمكن وصف جميع العمليات الفيزيائية المعروفة من خلال عمل أربع قوى فقط: الجاذبية والكهرومغناطيسية والقوة النووية القوية والقوة النووية الضعيفة (الجدول\(\PageIndex{1}\)).

الشكل\(\PageIndex{1}\): قوى الطبيعة

قوة	القوة النسبية اليوم	نطاق العمل	تطبيقات مهمة
الجاذبية	1	الكون كله	حركات الكواكب والنجوم والمجرات
الكهرومغناطيسية	10 ^36	الكون كله	الذرات والجزيئات والكهرباء والمجالات المغناطيسية
قوة نووية ضعيفة	10 ^33	10 ^— 17 مترًا	الاضمحلال الإشعاعي
قوة نووية قوية	10 ^38	10 ^— 15 مترًا	وجود نواة ذرية

ربما تكون الجاذبية هي القوة الأكثر شيوعًا، وبالتأكيد تبدو قوية إذا قفزت من مبنى مرتفع. ومع ذلك، فإن قوة الجاذبية بين جزيئين أوليين - على سبيل المثال بروتونان - هي الأضعف إلى حد بعيد بين القوى الأربع. إن المغناطيسية الكهربية - التي تتضمن كلاً من القوى المغناطيسية والكهربائية، وتجمع الذرات معًا، وتنتج الإشعاع الكهرومغناطيسي الذي نستخدمه لدراسة الكون - أقوى بكثير، كما ترى في الشكل\(\PageIndex{1}\). إن القوة النووية الضعيفة ضعيفة فقط مقارنة بـ «ابن عمها» القوي، لكنها في الواقع أقوى بكثير من الجاذبية.

تختلف كل من القوى النووية الضعيفة والقوية عن القوتين الأوليين من حيث أنها تعمل فقط على مسافات صغيرة جدًا - تلك التي يمكن مقارنتها بحجم النواة الذرية أو أقل. تشارك القوة الضعيفة في التحلل الإشعاعي وفي التفاعلات التي تؤدي إلى إنتاج النيوترينوات. تجمع القوة القوية البروتونات والنيوترونات معًا في نواة ذرية.

تساءل الفيزيائيون عن سبب وجود أربع قوى في الكون - لماذا لا توجد 300 قوة، أو يفضل أن تكون واحدة فقط؟ تلميح مهم يأتي من اسم القوة الكهرومغناطيسية. لفترة طويلة، اعتقد العلماء أن قوى الكهرباء والمغناطيسية منفصلة، لكن جيمس كليرك ماكسويل (انظر الفصل الخاص بالإشعاع والطياف) كان قادرًا على توحيد هذه القوى - لإظهار أنها جوانب من نفس الظاهرة. بنفس الطريقة، تساءل العديد من العلماء (بما في ذلك أينشتاين) عما إذا كان من الممكن أيضًا توحيد القوى الأربع التي نعرفها الآن. لقد طور الفيزيائيون بالفعل GUTs التي توحد ثلاث من القوى الأربع (ولكن ليس الجاذبية).

في هذه النظريات، ليست القوى القوية والضعيفة والكهرومغناطيسية ثلاث قوى مستقلة ولكنها بدلاً من ذلك مظاهر أو جوانب مختلفة لما هو في الواقع قوة واحدة. تتنبأ النظريات بأنه في درجات حرارة عالية بما يكفي، ستكون هناك قوة واحدة فقط. ومع ذلك، في درجات الحرارة المنخفضة (مثل تلك الموجودة في الكون اليوم)، تغيرت هذه القوة الفردية إلى ثلاث قوى مختلفة (الشكل\(\PageIndex{3}\)). مثلما تتجمد الغازات أو السوائل المختلفة عند درجات حرارة مختلفة، يمكننا القول أن القوى المختلفة «تجمدت» من القوة الموحدة عند درجات حرارة مختلفة. لسوء الحظ، فإن درجات الحرارة التي عملت فيها القوى الثلاث كقوة واحدة مرتفعة جدًا بحيث لا يمكن الوصول إليها في أي مختبر على الأرض. كان الكون المبكر فقط، في بعض الأحيان قبل ^10-35 ثانية، حارًا بدرجة كافية لتوحيد هذه القوى.

الشكل\(\PageIndex{3}\) الرابع القوى التي تحكم الكون. يعتمد سلوك القوى الأربع على درجة حرارة الكون. يوضح هذا الرسم التخطيطي (المستوحى من بعض النظريات الموحدة الكبرى) أنه في الأوقات المبكرة جدًا عندما كانت درجة حرارة الكون مرتفعة جدًا، كانت القوى الأربع تشبه بعضها البعض ولم يكن من الممكن تمييزها. مع برودة الكون، اتخذت القوى خصائص منفصلة ومميزة.

يعتقد العديد من علماء الفيزياء أن الجاذبية تم توحيدها أيضًا مع القوى الثلاث الأخرى في درجات حرارة لا تزال أعلى، وقد حاول العلماء تطوير نظرية تجمع بين جميع القوى الأربع. على سبيل المثال، في نظرية الأوتار، يتم استبدال جزيئات المادة الشبيهة بالنقاط التي ناقشناها في هذا الكتاب بأجسام أحادية البعد تسمى الأوتار. في هذه النظرية، تعتبر الأوتار متناهية الصغر، التي لها طول ولكن ليس ارتفاع أو عرض، اللبنات الأساسية المستخدمة لبناء جميع أشكال المادة والطاقة في الكون. توجد هذه السلاسل في الفضاء ذي 11 بعدًا (وليس الزمكان رباعي الأبعاد الذي نعرفه). تهتز الأوتار بأبعاد مختلفة، واعتمادًا على كيفية اهتزازها، يتم رؤيتها في عالمنا على أنها مادة أو جاذبية أو ضوء. كما يمكنك أن تتخيل، فإن رياضيات نظرية الأوتار معقدة للغاية، ولا تزال النظرية غير مختبرة بالتجارب. حتى أكبر مسرعات الجسيمات على الأرض لا تحقق طاقة عالية بما يكفي لإظهار ما إذا كانت نظرية الأوتار تنطبق على العالم الحقيقي.

تعتبر نظرية الأوتار مثيرة للاهتمام للعلماء لأنها حاليًا النهج الوحيد الذي يبدو أنه يمتلك القدرة على الجمع بين القوى الأربع لإنتاج ما وصفه الفيزيائيون بـ «نظرية كل شيء». ¹ يجب أن تأخذ نظريات المراحل الأولى من الكون كلاً من ميكانيكا الكم والجاذبية في الاعتبار، ولكن على أبسط مستوى، لا تتوافق الجاذبية وميكانيكا الكم. تقول النسبية العامة، أفضل نظرية لدينا عن الجاذبية، أنه يمكن التنبؤ بحركات الأشياء بالضبط. تقول ميكانيكا الكم أنه يمكنك فقط حساب الاحتمال (الفرصة) بأن يقوم الكائن بشيء ما. نظرية الأوتار هي محاولة لحل هذه المفارقة. الرياضيات التي تدعم نظرية الأوتار أنيقة وجميلة، ولكن يبقى أن نرى ما إذا كانت ستصدر تنبؤات يمكن اختبارها من خلال الملاحظات في مسرعات الطاقة العالية التي لم يتم تطويرها بعد على الأرض أو من خلال ملاحظات الكون المبكر.

الفترة الأولى في تاريخ الكون من وقت صفر إلى ^10-43 ثانية تسمى زمن بلانك. كان الكون حارًا وكثيفًا بشكل لا يمكن تصوره، ويعتقد المنظرون أنه في هذا الوقت، هيمنت التأثيرات الكمومية للجاذبية على التفاعلات الفيزيائية - وكما ناقشنا للتو، ليس لدينا نظرية مختبرة للجاذبية الكمومية. يُفترض أن التضخم قد حدث في وقت لاحق إلى حد ما، عندما كان عمر الكون يتراوح بين 10 و ³⁵ و ^10-33 ثانية وكانت درجة الحرارة 10 ²⁷ إلى 10 ²⁸ K. حدث هذا التوسع السريع عندما كانت هناك ثلاث قوى (كهرومغناطيسية وقوية وضعيفة) يُعتقد أنه تم توحيده، وهذا هو الوقت الذي تكون فيه GUTs قابلة للتطبيق.

بعد التضخم، استمر الكون في التوسع (ولكن بشكل أبطأ) والبرودة. تم الوصول إلى معلم مهم عندما انخفضت درجة الحرارة إلى 10 ¹⁵ K وكان عمر الكون ^10-10 ثانية. في ظل هذه الظروف، كانت جميع القوى الأربعة منفصلة ومتميزة. يمكن لمسرعات الجسيمات عالية الطاقة تحقيق ظروف مماثلة، وبالتالي فإن نظريات تاريخ الكون من هذه النقطة فصاعدًا لها أساس سليم في التجارب.

حتى الآن، ليس لدينا أي دليل مباشر على الظروف خلال الحقبة التضخمية، والأفكار المعروضة هنا تخمينية. يحاول الباحثون ابتكار بعض الاختبارات التجريبية. على سبيل المثال، كانت التقلبات الكمومية في الكون المبكر جدًا قد تسببت في اختلافات في الكثافة وتنتج موجات جاذبية ربما تركت بصمة يمكن اكتشافها على CMB. سيتطلب اكتشاف مثل هذه البصمة ملاحظات باستخدام معدات يتم تحسين حساسيتها عما لدينا اليوم. ومع ذلك، في نهاية المطاف، قد يوفر ذلك تأكيدًا بأننا نعيش في عالم شهد ذات يوم حقبة من التضخم السريع.

إذا كنت معتادًا على الطلاب الذين قرأوا هذا الكتاب، فربما وجدت هذه المناقشة الموجزة للمادة المظلمة والتضخم وعلم الكونيات محبطة بعض الشيء. لقد قدمنا لمحات من النظريات والملاحظات، لكننا طرحنا أسئلة أكثر مما أجبنا عليه. ما هي المادة المظلمة؟ ما هي الطاقة المظلمة؟ يفسر التضخم ملاحظات التسطيح والتوحيد في الجامعة، ولكن هل حدث ذلك بالفعل؟ تأتي هذه الأفكار في طليعة العلوم الحديثة، حيث يؤدي التقدم دائمًا إلى ألغاز جديدة، وهناك حاجة إلى المزيد من العمل قبل أن نتمكن من الرؤية بوضوح. ضع في اعتبارك أن أقل من قرن مضى منذ أن أثبت هابل وجود مجرات أخرى. إن السعي لفهم كيفية ظهور عالم المجرات سيبقي علماء الفلك مشغولين لفترة طويلة قادمة.

ملخص

لا يفسر نموذج Big Bang سبب حصول CMB على نفس درجة الحرارة في جميع الاتجاهات. كما أنه لا يفسر سبب قرب كثافة الكون من الكثافة الحرجة. يمكن تفسير هذه الملاحظات إذا شهد الكون فترة من التوسع السريع، والتي يطلق عليها العلماء التضخم، بعد حوالي ^{10 إلى 35} ثانية من الانفجار العظيم. يتم تطوير النظريات الموحدة الكبرى الجديدة (GUTs) لوصف العمليات الفيزيائية في الكون قبل وأثناء حدوث التضخم.

الحواشي

³ أصبح هذا الاسم عنوان فيلم عن الفيزيائي ستيفن هوكينج في عام 2014.

مسرد المصطلحات

نظريات الوحدة الكبرى

(GUTs) النظريات الفيزيائية التي تحاول وصف قوى الطبيعة الأربعة كمظاهر مختلفة لقوة واحدة

الكون التضخمي

نظرية علم الكونيات حيث يُفترض أن الكون قد مر بمرحلة من التوسع السريع جدًا عندما كان عمر الكون حوالي 10-35 ثانية؛ بعد هذه الفترة من التوسع السريع، تتطابق نماذج الانفجار الكبير القياسية والنماذج التضخمية