افتح القائمة الرئيسية
يتم تحديد الهندسة المحلية للكون من خلال ما إذا كانت الكثافة النسبية Ω أقل من أو تساوي أو أكبر من 1. من الأعلى إلى الأسفل، كون كروي ذو كثافة أكبر من الكثافة الحرجة (Ω> 1، k> 0)؛ الكون الزائدي الخافق (Ω <1 ، k <0)؛ وكون مسطح مع بالضبط كثافة حرجة (Ω = 1 ، ك = 0). الزمكان في الكون على عكس المخططات، رباعي الأبعاد.

مسألة التسطيح (المعروفة أيضًا باسم مسألة الشيخوخة) هي مسألة ضبط كوني ضمن نموذج الانفجار العظيم للكون. تنشأ مثل هذه المشكلات من ملاحظة أن بعض الشروط الأولية للكون تبدو مضبوطة وفقًا لقيم "خاصة" جدًا، وأن الانحرافات الصغيرة عن هذه القيم سيكون لها تأثيرات شديدة على ظهور الكون في الوقت الحالي.

في حالة مسألة التسطيح، يكون الوسيط الذي يظهر بدقة هو كثافة المادة والطاقة في الكون. تؤثر هذه القيمة على انحناء الزمكان، مع وجود قيمة حرجة محددة للغاية مطلوبة لكون مسطح. لوحظ أن كثافة الكون الحالية قريبة جداً من هذه القيمة الحرجة. نظرًا لأن الكثافة الإجمالية تنطلق بسرعة من القيمة الحرجة عبر الزمن الكوني،[1] يجب أن يكون للكون المبكر كثافة حتى أقرب إلى الكثافة الحرجة، مبتعدًا عنها بجزء واحد في 1062 أو أقل. هذا يقود علماء الكونيات إلى التساؤل عن كيفية ضبط الكثافة الأولية عن كثب على هذه القيمة "الخاصة".

ذكر روبرت ديكي المسألة لأول مرة في عام 1969.[2][3] الحل الأكثر شيوعًا بين علماء الكونيات هو التضخم الكوني، فكرة أن الكون مر بفترة قصيرة من التوسع السريع للغاية في الأول جزء من الثانية بعد الانفجار العظيم. جنبا إلى جنب مع مسألة الاحتكار ومسألة الأفق، مسألة التسطيح هي واحدة من الدوافع الرئيسية الثلاثة لنظرية التضخم.[4]

المراجععدل

  1. ^ Peacock، J. A. (1998). Cosmological Physics. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-42270-3. 
  2. ^ Robert H. Dicke (1970). Gravitation and the Universe: Jayne Lectures for 1969. American Philosophical Society. ISBN 978-0871690784. 
  3. ^ Alan P. Lightman (1 January 1993). Ancient Light: Our Changing View of the Universe. Harvard University Press. ISBN 978-0-674-03363-4. 
  4. ^ Barbara Ryden (2002). Introduction to Cosmology. San Francisco: Addison Wesley. ISBN 978-0-8053-8912-8.