تضخم كوني: الفرق بين النسختين
[نسخة منشورة] | [نسخة منشورة] |
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
اضافة لشريط البوابات : علم الفلك (63645) |
ط بوت التصانيف المعادلة (٢٥) +ترتيب+تنظيف (۸.۶): + تصنيف:مسائل غير محلولة في الفيزياء |
||
سطر 1:
{{علم الكون}}
'''التضخم الكوني''' {{إنج|cosmic inflation}} هو مرحلة زمنية قصيرة بعد الانفجار العظيم اشتد خلالها انتفاخ الكون وتضخم تضخماً كبيراً جداً، ويقترح حدوثها العلماء لكي يتفادوا عدم انكفاء الكون الناشئء على نفسه ثانيةً ويضيع إلى الفناء. فنظراً لعظمة كبر الكتلة الأولى المتكونة وعظمتها بالإضافة إلى صغر المقاييس صغراً عظيماً بين أجزائها أيضاً، فإن قوى الجاذبية -حسب معرفتنا الحالية للطبيعة- تصبح لا نهائية مما يجعل الكون الناشئ ينكفئ على نفسه في لحظة نشأته وينتهي. لهذا اقترح أحد الفيزيائيين وهو [[آلان غوث]] مرحلة قصيرة يفترض فيها حدوث تضخم
بعد تلك المرحلة القصيرة التي قد تكون قد حدثت عندما كان عمر الكون أقل من ثانية تفترض النظرية أن تمدد الكون استمر ولكن بمعدل منخفض جداً بحيث يسمح بتكون الجسيمات الأولية من بروتونات والكترونات، ثم تكون منها [[الهيدروجين
وقد تكون بداية التأكيد العملي ل[[انفجار عظيم|نظرية الانفجار العظيم]] قد بدأت مع رصد الفلكي الأمريكي [[هابل]] للمجرات ومما قام به من أرصاد للمجرات، وأوضح شيئين من نتائجه في عام 1929: أن مجرة [[درب التبانة]] التي نعيش فيها ليست المجرة الوحيدة في الكون، بل توجد مجرات كثيرة في جميع أرجاء الكون، والتيجة الثانية التي استخلصها "هابل" من قياساته أن المجرات حولنا تبتعد عنا، وأن سرعة ابتعادها عنا تزداد بزيادة بعدها عنا. ▼
▲وقد تكون بداية التأكيد العملي ل[[انفجار عظيم|نظرية الانفجار العظيم]] قد بدأت مع رصد الفلكي الأمريكي [[هابل]] للمجرات
[[ملف:HistoryOfUniverse-BICEP2-20140317.png|thumb|350px|تاريخ نشأة الكون - [[موجة ثقالية|موجات ثقالية ]] يفترض حدوثها خلال مرحلة التضخم الكوني (اسرع من سرعة الضوء) بعد الأنفجار العظيم مباشرة .طبقا لقياسات نشرت في 17 مارس 2014 .<ref name="BICEP2-2014" /><ref name="NASA-20140317" /><ref name="NYT-20140317" />]]▼
▲[[ملف:HistoryOfUniverse-BICEP2-20140317.png|thumb|350px|تاريخ نشأة الكون
== وصف الافتراض ==
طبقا لافتراضات العلماء بدأ التضخم الكوني بين
ويصل الافتراض إلى أن الكون تضخم خلال تلك الحقبة القصيرة جداً تضخماً هائلاً يصل إلى
10<sup>26</sup> ضعف على الأقل. وواصل الكون تمدده بحسب نموذج الانفجار العظيم
وضع الافتراض عن مرحلة التضخم الكوني الأولية العالم الفلكي [[آلان غوث]] في عام 1981، وهو لا يشكل عنصراً من عناصر النموذج الأصلي للانفجار العظيم. وكان السبب الذي استدعى ألان جوت بافتراض التضخم الكوني الأولي هو أن علم الفلك المبني على تأثيرات [[النظرية النسبية]] كان يحتاج إلى حدود دقيقة جداً بالنسبة إلى الأحداثيات الفلكية، والتي هي أيضاً في محل تساؤلات. إن افتراض التضخم الكوني يسمح بعملية
وبناءً عليه يفترض أن السبب في التضخم هو تغير في حالة مجال غير متجه له كمون منبسط. "مجال التضخم" هذا يوصف بأنه مجال [[متجه|غير متجه]] ويمكن وصفه [[معادلة الحالة|بمعادلة حالة]] ذات ضغط سلبي. وطبقاً [[النظرية النسبية العامة|للنظرية النسبية العامة]] يؤدي ذلك إلى قوة تنافر، وبالتالي إلى تمدد الكون. ويعتبر تغير حالة المجال أثناء طور التضخم مماثلاً [[تحول طوري|
ويبدو أن افتراض التضخم الكوني عشوائياً من جهة، ولكن من جهة أخرى يحل عدداً لا بأس به من المعضلات الهامة في علم الفلك، بل ويحلها بطريقة متناسقة:
* إن الكون المرئي الذي نراه حالياً له نفس الخصائص ونفس البنية في جميع أجزائه. ومن جهة أخرى فهو يتكون من مناطق تتفاعل مع بعضها البعض بواسطة تبادل للقوى تتفق مع تضخم عادي ووصل إلى تلك المرحلة في وقت متأخر جداً، حيث ابتعدت عن بعضها في البدء بعد الانفجار العظيم بسرعة أعلى من سرعة الضوء. أما حقيقة أن الكون موزعاً توزيعاً متساوياً في جميع أنحائه ومتماثل وهذا ما توضحه قياسات [[إشعاع الخلفية الميكرويفي الكوني]] فهو يعتبر "مسألة أفق" ولا يستطيع تمدد عادي تفسيرها. ولكن بافتراض تضخم كوني تكون جميع الأجزاء الحالية في الكون المرئي قد تفاعلت مع بعضها البعض لفترة قبل حدوث التضخم.
* لا نجد في الكون الذي نراه اليوم أي نوع من [[انحناء المكان]]. وفي حالة تمدد عادي لكان من اللازم حدوث تناسق في منتهى الدقة بعد الانفجار العظيم مباشرة، تناسق بين كثافة المادة وطاقة الحركة لا يوجد لها تفسير. أما في حالة حدوث تضخم كوني فيكون التوزيع المنبسط للمكان الذي نراه حالياً هو نتيجة مباشرة لاتساعه العظيم، حيث أن الكون المرئي إنما يشكل مجرد جزءٍ صغير منه.
* علاوة على ذلك فإن افتراض التضخم الكوني يفسر التغيرات الطفيفة في كثافة الكون والتي نتجت منها [[مجرة|المجرات]] و [[تجمعات المجرات]] فهي نتيجة [[تموج كمي|لتموجات كمومية]] حدث في مجال التضخم. وعمل التضخم العظيم على زيادة تلك التموجات على نطاق واسع كبير لا يستطيع تمددٌ عادي أن يقوم به بطريقة مرضية.
* بعض النظريات تفترض نشأة أقطاب مغناطيسية منفردة وقت الانفجار العظيم، ولكن لم تثبت القياسات التي نجريها وجود تلك الأقطاب المغناطيسية المنفردة. ولكن بافتراض التضخم الكوني لكانت كثافة الجسيمات لتلك الأقطاب قد انخفضت سريعاً إلى حد بحيث يصبح احتمال وجود تلك الأقطاب في الكون المرئي صغير جداً، وهذا ما يتوافق مع النتائج التجريبية.
== ديناميكية المجال ==
من أجل تفسير ديناميكية
ويمكن للمستوى القاعي لطاقة مجال التضخم أن يختلف عن الصفر، ولكن هذا ليس شرطاً. فهذا يعتمد على أحداثيات كثافة كمون الطاقة للمجال. فيعتبر أن مجال التضخم كان في حالة أعلى للطاقة قبل مرحلة التمدد ثم أدت تموجات كمومية عشوائية إلى [[تحول طوري]] بحيث أصدر التضخم
ويمكن تمثيل نموذج بسيط لحقل التضخم
<math>V_{\rm eff}(\Phi, T) = \lambda |\Phi|^4 - b |\Phi|^3 + a T^2 |\Phi|^2</math>
حيث يكون الاعتماد على درجة الحرارة T متعلقاً بالتآثر مع التموجات الحرارية للجسيمات الأخرى والمجالات الموجودة في الكون. فعند درجة حرارة عالية يكون هذا الكمون أقل ما يمكن <math>|\Phi|=0</math> ومنفرداً. وعندما تنخفض درجة الحرارة بسبب تمدد الكون إلى درجة حرارة حرجة
ولكي ينتقل المجال من حالة الفراغ الزائف إلى حالة الفراغ الحقيقي فلا بد له من اجتياز حاجز للطاقة أو يتخلله عن طريق [[نفق كمومي]]. ونظراً لأن كثافة الطاقة في الكون المتمدد لا تتغير في حالة الفراغ الزائف فلا بد من أن يكون الفراغ الزائف سالباً ويؤدي طبقا لـ<nowiki/>[[معادلات فريدمان]] إلى تمدد أسي، هذا مع اعتبار أن عملية اختراق النفق الكمومي تتم ببطء مناسب.
السطر 44 ⟵ 41:
إن نظرية التضخم الكوني هي نظرية تحاول أيضاً وصف أحداث قبل الانفجار العظيم. فإن التضخم العظيم المفترض يمكن من الوجهة النظرية أن الكون كله قد يكون قد نشأ من كتلة متناهية في الصغر والأبعاد ولكنها تحتاج إلى كثافة عالية جداً بسبب حالة الفراغ الزائف المفترض. إن هذا الافتراض تخميني إلى حد بعيد ولكنه ربما يعطي تفسيراً لما نعهده اليوم من قوانين فيزيائية متناسقة على الرغم من كون نظرية الفراغ الزائف حتى الآن ليست مفهومة تماماً.
كما توجد نظريات أخرى تتعلق بالنشأة من العدم، ومنها ما يستخدم "تموج الفراغ" التي يقترحها تيرون أو يفترض "عمليات أنفاق
== نظرة إلى المستقبل ==
يمثل افتراض التضخم الكوني أحد فروع البحث التي يناقش فيها عدد كبير من النماذج. وعلى الأخص دراسة طبيعة الجسيمات والحقول، تلك التي تبحث في طبيعة ما أدى إلى حالة الفراغ المفترض، وهي مسائل
وإذا كانت عملية تضخم قد حدثت بالفعل عند بدء الكون فلا بد من أن تجيب على ذلك المشاهدة العملية، وهذا هو الآن تحت البحث. وتتفق حالياً الاختلافات البسيطة في درجة الحرارة التي يأتي بها [[إشعاع الخلفية الميكرويفي الكوني]] بواسطة مسبار الفضاء الأمريكي WMAP مع افتراض حدوث التضخم، ولكنها لا تأتي بالحكم القاسم.
وتبين مشاهدات ورصد [[مستعر أعظم
ورغما عن تعقيدات تلك النظرية يؤيدها معظم علماء العالم، لأنها الوحيدة التي تقدم افتراضاً منطقياً أولياً.
== أقوال ==
"بحسب نظرية التضخم الكوني إن مئات البلايين من المجرات التي ترصع السماء كالماس المتألق ليست سوى ميكانيكا كم كتبت رموزها العريضة على صفحة السماء. وإن تلك المعرفة بالنسبة لي هي المعجزة الكبرى لعصر العلم الحديث ." [[براين غرين]] <ref>Brian Greene: ''Der Stoff, aus dem der Kosmos ist'', ISBN
==المراجع==<ref name="BICEP2-2014">{{cite web |authors=Staff |title=BICEP2 2014 Results Release |url=http://bicepkeck.org |date=17 March 2014 |work=[[National Science Foundation]] |accessdate=18 March 2014
▲<ref name="BICEP2-2014">{{cite web |authors=Staff |title=BICEP2 2014 Results Release |url=http://bicepkeck.org |date=17 March 2014 |work=[[National Science Foundation]] |accessdate=18 March 2014 }}</ref><ref name="NASA-20140317">{{cite web |last=Clavin |first=Whitney |title=NASA Technology Views Birth of the Universe |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-082 |date=17 March 2014 |work=[[NASA]] |accessdate=17 March 2014 }}</ref><ref name="NYT-20140317">{{cite news |last=Overbye |first=Dennis |authorlink=Dennis Overbye |title=Space Ripples Reveal Big Bang’s Smoking Gun |url=http://www.nytimes.com/2014/03/18/science/space/detection-of-waves-in-space-buttresses-landmark-theory-of-big-bang.html |date=17 March 2014 |work=[[The New York Times]] |accessdate=17 March 2014 }}</ref><ref>{{cite journal|title=BICEP2 I: Detection of ''B''-mode Polarization at Degree Angular Scales|first1=P. A. R.|last1=Ade|first2=R. W.|last2=Aikin|first3=D.|last3=Barkats|first4=S. J.|last4=Benton|first5=C. A.|last5=Bischoff|first6=J. J.|last6=Bock|first7=J. A.|last7=Brevik|first8=I.|last8=Buder|first9=E.|last9=Bullock|first10=C. D.|last10=Dowell|first11=L.|last11=Duband|first12=J. P.|last12=Filippini|first13=S.|last13=Fliescher|first14=S. R.|last14=Golwala|first15=M.|last15=Halpern|first16=M.|last16=Hasselfield|first17=S. R.|last17=Hildebrandt|first18=G. C.|last18=Hilton|first19=V. V.|last19=Hristov|first20=K. D.|last20=Irwin|first21=K. S.|last21=Karkare|first22=J. P.|last22=Kaufman|first23=B. G.|last23=Keating|first24=S. A.|last24=Kernasovskiy|first25=J. M.|last25=Kovac|first26=C. L.|last26=Kuo|first27=E. M.|last27=Leitch|first28=M.|last28=Lueker|first29=P.|last29=Mason|first30=C. B.|last30=Netterfield|first31=H. T.|last31=Nguyen|first32=R.|last32=O'Brient|first33=R. W. IV|last33=Ogburn|first34=A.|last34=Orlando|first35=C.|last35=Pryke|first36=C. D.|last36=Reintsema|first37=S.|last37=Richter|first38=R.|last38=Schwartz|first39=C. D.|last39=Sheehy|first40=Z. K.|last40=Staniszewski|first41=R. W.|last41=Sudiwala|first42=G. P.|last42=Teply|first43=J. E.|last43=Tolan|first44=A. D.|last44=Turner|first45=A. G.|last45=Vieregg|first46=C. L.|last46=Wong|first47=K. W.|last47=Yoon|date=17 March 2014|arxiv=submit/0934323|url=http://bicepkeck.org/b2_respap_arxiv_v1.pdf|format=PDF}}</ref>
{{مراجع}}
== اقرأ أيضا ==
* [[جيو 600]]
* [[بيسيب ومصفوف كيك]]
* [[نمط ب]]
السطر 69 ⟵ 65:
* [[تلسكوب أتاكاما الكوني]]
* [[انفجار عظيم]]
* [[بلانك (مرصد فضائي)]]
* [[مستكشف الخلفية الكونية]]
السطر 79 ⟵ 74:
{{شريط بوابات|علم الفلك}}
[[تصنيف:علم الكون الفيزيائي]]▼
[[تصنيف:علم الكون]]▼
[[تصنيف:أمثلة كونية]]
▲[[تصنيف:علم الكون]]
▲[[تصنيف:علم الكون الفيزيائي]]
[[تصنيف:مسائل غير محلولة في الفيزياء]]
|