مشكلة التسطيح

📅 آخر تحديث: ٢٦ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٦ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 30 صور
الموسوعة الحرة
تُحدد الهندسة المحلية للكون بناءً على ما إذا كانت الكثافة النسبية Ω أقل من 1، أو تساويها، أو أكبر منها. من الأعلى إلى الأسفل: كون كروي بكثافة أكبر من الكثافة الحرجة (Ω>1، k>0)؛ كون زائدي ذو كثافة منخفضة (Ω<1، k<0)؛ وكون مسطح بكثافة تساوي الكثافة الحرجة تمامًا (Ω=1، k=0). على عكس المخططات، فإن زمكان الكون رباعي الأبعاد.

مشكلة التسطح ( المعروفة أيضًا بمشكلة القدم ) هي مشكلة ضبط دقيق في علم الكونيات ضمن نموذج الانفجار العظيم للكون. تشير القياسات إلى أن الكون الحالي يكاد يكون مسطحًا تمامًا، وأن تمدد الكون يزيد من تسطحه. وبالتالي، لا بد أن الكون المبكر كان قريبًا جدًا من التسطح. في علم الكونيات القياسي القائم على معادلات فريدمان، تؤثر كثافة المادة والطاقة في الكون على انحناء الزمكان، حيث يتطلب الكون المسطح قيمة حرجة محددة للغاية . وقد لوحظ أن الكثافة الحالية للكون قريبة جدًا من هذه القيمة الحرجة. وبما أن أي انحراف للكثافة الكلية عن القيمة الحرجة سيزداد بسرعة على مدى الزمن الكوني ، [ 1 ] فلا بد أن الكون المبكر كان يتمتع بكثافة أقرب إلى الكثافة الحرجة، بانحراف عنها بمقدار جزء واحد من 10⁶² أو أقل. هذا يدفع علماء الكونيات إلى التساؤل عن كيفية ضبط الكثافة الأولية بدقة متناهية على هذه القيمة "الخاصة".

ذُكرت هذه المشكلة لأول مرة من قِبل روبرت ديك في عام 1969. [ 2 ] : 62، [ 3 ] : 61. يُعدّ التضخم الكوني الحل الأكثر قبولًا بين علماء الكونيات ، وهو فكرة أن الكون مرّ بفترة وجيزة من التوسع السريع للغاية في الجزء الأول من الثانية بعد الانفجار العظيم؛ إلى جانب مشكلة القطب الأحادي ومشكلة الأفق ، تُعدّ مشكلة التسطح إحدى الدوافع الرئيسية الثلاثة لنظرية التضخم. [ 4 ]

التسطيح

التسطح في علم الكونيات هو هندسة زمكانية منحنية ذات انحناء معدوم. يمكن قياس الانحناء بمقارنة نصف قطر دائرة حول أي نقطة بمحيطها: [ 5 ] : 91R=ليمنصف القطر→06(نصف القطر)2(1-محيط2π نصف القطر){\displaystyle R=\lim _{{\textrm {radius}}\rightarrow 0}{\frac {6}{({\textrm {radius}})^{2}}}(1-{\frac {\textrm {circumference}}{2\pi \ {\textrm {radius}}}})} أي منطقة صغيرة في الزمكان تكون مسطحة محليًا. وبالمثل، تبدو الأرض مسطحة في منطقة صغيرة. [ 6 ] : 195

كثافة الطاقة ومعادلة فريدمان

وفقًا لمعادلات أينشتاين للمجال في النسبية العامة ، يتأثر تركيب الزمكان بوجود المادة والطاقة. فعلى نطاقات واسعة، ينحني الفضاء بفعل تأثير جاذبية المادة. وبما أن النسبية تشير إلى أن المادة والطاقة متكافئتان ، فإن هذا التأثير ينتج أيضًا عن وجود الطاقة (مثل الضوء والإشعاع الكهرومغناطيسي) بالإضافة إلى المادة. وتعتمد درجة انحناء الكون على كثافة المادة/الطاقة الموجودة فيه.

يمكن التعبير عن هذه العلاقة بواسطة معادلة فريدمان الأولى . في كونٍ خالٍ من الثابت الكوني ، تكون هذه المعادلة كالتالي:

ح2=8πجي3ρ-كج2أ2{\displaystyle H^{2}={\frac {8\pi G}{3}}\rho -{\frac {kc^{2}}{a^{2}}}}

هناح{\displaystyle H}هو معامل هابل ، وهو مقياس لمعدل تمدد الكون.ρ{\displaystyle \rho }هي الكثافة الكلية للكتلة والطاقة في الكون،أ{\displaystyle a}هو عامل المقياس (أي "حجم" الكون)، وك{\displaystyle k}μ هو معامل الانحناء ، أي مقياس لمدى انحناء الزمكان. قيمة μ موجبة أو صفرية أو سالبة.ك{\displaystyle k}يتوافق ذلك مع كون مغلق أو مسطح أو مفتوح على التوالي. الثوابتجي{\displaystyle G}وج{\displaystyle c}يمثلان ثابت نيوتن للجاذبية وسرعة الضوء على التوالي.

غالباً ما يبسط علماء الكونيات هذه المعادلة بتحديد كثافة حرجة،ρج{\displaystyle \rho _{c}}بالنسبة لقيمة معينة منح{\displaystyle H}ويُعرَّف هذا بأنه الكثافة المطلوبة لكون مسطح، أيك=0{\displaystyle k=0}وبالتالي فإن المعادلة أعلاه تعني

ρج=3ح28πجي{\displaystyle \rho _{c}={\frac {3H^{2}}{8\pi G}}}.

بما أن الثابتجي{\displaystyle G}معروف ومعدل التوسعح{\displaystyle H}يمكن قياس ذلك من خلال مراقبة سرعة ابتعاد المجرات البعيدة عنا، ρج{\displaystyle \rho _{c}}يمكن تحديدها. تبلغ قيمتها حاليًا حوالي 10⁻²⁶ كجم / م³ . تُسمى نسبة الكثافة الفعلية إلى هذه القيمة الحرجة Ω، ويحدد الفرق بينها وبين 1 هندسة الكون: Ω > 1 يتوافق مع كثافة أكبر من الكثافة الحرجة .ρ>ρج{\displaystyle \rho >\rho _{c}}وبالتالي، فإن الكون يكون مغلقاً . Ω < 1 يعطي كوناً مفتوحاً منخفض الكثافة ، و Ω يساوي 1 بالضبط يعطي كوناً مسطحاً .

معادلة فريدمان،

3أ28πجيح2=ρأ2-3كج28πجي،{\displaystyle {\frac {3a^{2}}{8\pi G}}H^{2}=\rho a^{2}-{\frac {3kc^{2}}{8\pi G}},}

يمكن إعادة ترتيبها إلى

ρجأ2-ρأ2=-3كج28πجي،{\displaystyle \rho _{c}a^{2}-\rho a^{2}=-{\frac {3kc^{2}}{8\pi G}},}

والذي بعد التحليلρأ2{\displaystyle \rho a^{2}}واستخدامΩ=ρ/ρج{\displaystyle \Omega =\rho /\rho _{c}}، مما يؤدي إلى

(Ω-1-1)ρأ2=-3كج28πجي.{\displaystyle (\Omega ^{-1}-1)\rho a^{2}={\frac {-3kc^{2}}{8\pi G}}.}[ 7 ]

يحتوي الجانب الأيمن من التعبير الأخير أعلاه على ثوابت فقط، وبالتالي يجب أن يظل الجانب الأيسر ثابتًا طوال تطور الكون.

مع توسع الكون، يزداد عامل المقياسأ{\displaystyle a}تزداد الكثافة، لكن الكثافةρ{\displaystyle \rho }يتناقص مع انتشار المادة (أو الطاقة). بالنسبة للنموذج القياسي للكون الذي يحتوي بشكل أساسي على المادة والإشعاع طوال معظم تاريخه،ρ{\displaystyle \rho }ينخفض ​​بشكل أسرع منأ2{\displaystyle a^{2}}يزداد، وبالتالي يزداد العاملρأ2{\displaystyle \rho a^{2}}سينخفض. منذ عصر بلانك ، بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم، انخفض هذا المصطلح بمعامل يقارب1060،{\displaystyle 10^{60},}[ 7 ] وهكذا(Ω-1-1){\displaystyle (\Omega ^{-1}-1)}لا بد أن تكون قد زادت بمقدار مماثل للحفاظ على القيمة الثابتة لمنتجهم.

القيمة الحالية لـ Ω

الكثافة النسبية Ω مقابل الزمن الكوني t (المحوران ليسا متناسبين مع المقياس). يمثل كل منحنى كونًا محتملاً: لاحظ أن Ω تتباعد بسرعة عن 1. المنحنى الأزرق هو كون مشابه لكوننا، والذي في الوقت الحاضر (يمين الرسم البياني) لديه قيمة صغيرة لـ | Ω − 1 |، وبالتالي لا بد أنه بدأ بقيمة Ω قريبة جدًا من 1. المنحنى الأحمر هو كون افتراضي مختلف، حيث اختلفت القيمة الأولية لـ Ω فيه اختلافًا طفيفًا عن 1: وبحلول يومنا هذا، تباعدت بشكل كبير ولن يكون قادرًا على دعم المجرات أو النجوم أو الكواكب.

قياس

تُرمز قيمة Ω في الوقت الحاضر بـ Ω₀ . ويمكن استنتاج هذه القيمة بقياس انحناء الزمكان (بما أن Ω = 1 ، أوρ=ρج{\displaystyle \rho =\rho _{c}}، تُعرَّف بأنها الكثافة التي يكون عندها الانحناء K = 0 ). ويمكن استنتاج الانحناء من عدد من الملاحظات.

إحدى هذه الملاحظات هي ظاهرة التباين (أي التغيرات مع الاتجاه - انظر أدناه) في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB). إشعاع الخلفية الكونية الميكروي هو إشعاع كهرومغناطيسي يملأ الكون، متبقٍ من مرحلة مبكرة من تاريخه عندما كان مليئًا بالفوتونات وبلازما ساخنة وكثيفة . بردت هذه البلازما مع توسع الكون، وعندما بردت بما يكفي لتكوين ذرات مستقرة ، توقفت عن امتصاص الفوتونات. ومنذ ذلك الحين، تنتشر الفوتونات الموجودة في تلك المرحلة، وتضعف طاقتها وتتلاشى تدريجيًا مع انتشارها في الكون المتوسع باستمرار.

تكون درجة حرارة هذا الإشعاع متقاربة في جميع نقاط السماء، مع وجود تباين طفيف (حوالي جزء واحد من 100,000) بين درجات الحرارة الواردة من اتجاهات مختلفة. يعتمد المقياس الزاوي لهذه التقلبات - الزاوية النموذجية بين بقعة ساخنة وأخرى باردة في السماء [ ملاحظة 1 ] - على انحناء الكون، الذي بدوره يعتمد على كثافته كما ذُكر سابقًا. وبالتالي، تسمح قياسات هذا المقياس الزاوي بتقدير قيمة Ω₀ . [ 8 ] [ ملاحظة 2 ]

يُعدّ تواتر المستعرات العظمى من النوع Ia على مسافات مختلفة من الأرض مؤشرًا آخر على قيمة Ω₀ . [ 9 ] [ 10 ] تُعتبر هذه المستعرات العظمى، وهي انفجارات النجوم القزمة البيضاء المتدهورة، بمثابة معيار قياسي ؛ ما يعني أن العمليات التي تحكم سطوعها الذاتي مفهومة جيدًا، بحيث يمكن استخدام قياس السطوع الظاهري عند رؤيتها من الأرض لاستخلاص قياسات دقيقة للمسافة إليها (يتناقص السطوع الظاهري بما يتناسب مع مربع المسافة - انظر مسافة اللمعان ). تُعطي مقارنة هذه المسافة بالانزياح الأحمر للمستعرات العظمى مقياسًا لمعدل تمدد الكون في مراحل مختلفة من تاريخه. وبما أن معدل التمدد يتطور بشكل مختلف بمرور الوقت في نماذج كونية ذات كثافات كلية مختلفة، فإنه يمكن استنتاج قيمة Ω₀ من بيانات المستعرات العظمى .

تُشير البيانات المُستقاة من مسبار ويلكنسون لقياس تباين إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (WMAP)، بالإضافة إلى بيانات مسح سلون الرقمي للسماء ورصد المستعرات العظمى من النوع Ia، إلى أن قيمة Ω₀ تُقارب 1 ضمن هامش خطأ 1%. [11] بعبارة أخرى، فإن قيمة |Ω − 1| حاليًا أقل من 0.01، وبالتالي لا بد أنها كانت أقل من 10⁻⁶² في عصر بلانك . وقد أكدت المعايير الكونية التي قاسها مسبار بلانك نتائج سابقة لمسبار WMAP. [ 12 ] [ 13 ] [ 14 ]

الآثار المترتبة

تُشكّل هذه القيمة الضئيلة جوهر مشكلة التسطح. فلو كان بإمكان الكثافة الأولية للكون أن تأخذ أي قيمة، لكان من المستغرب للغاية أن نجدها مضبوطة بدقة متناهية على القيمة الحرجة.ρج{\displaystyle \rho _{c}}في الواقع، كان انحراف طفيف جدًا لـ Ω عن 1 في الكون المبكر سيتضخم خلال مليارات السنين من التوسع ليخلق كثافة تيار بعيدة جدًا عن الكثافة الحرجة. في حالة الكثافة الزائدة (ρ>ρج{\displaystyle \rho >\rho _{c}}سيؤدي هذا إلى كون شديد الكثافة لدرجة أنه سيتوقف عن التوسع وينهار في انكماش عظيم (وهو عكس الانفجار العظيم حيث تعود كل المادة والطاقة إلى حالة شديدة الكثافة) في غضون بضع سنوات أو أقل؛ في حالة انخفاض الكثافة (ρ<ρج{\displaystyle \rho <\rho _{c}}سيتوسع الكون بسرعة كبيرة ويصبح متناثرًا لدرجة أنه سيبدو فارغًا تقريبًا، ولن تكون الجاذبية قوية بما يكفي بالمقارنة لتسبب انهيار المادة وتكوين المجرات ، مما يؤدي إلى تجمد كبير . في كلتا الحالتين، لن يحتوي الكون على أي هياكل معقدة مثل المجرات والنجوم والكواكب وأي شكل من أشكال الحياة. [ 15 ]

وقد أشار روبرت ديك إلى هذه المشكلة المتعلقة بنموذج الانفجار العظيم لأول مرة في عام 1969، [ 16 ] وقد حفز ذلك البحث عن سبب ما يجعل الكثافة تأخذ مثل هذه القيمة المحددة.

حلول للمشكلة

اتفق بعض علماء الكونيات مع ديك على أن مشكلة التسطح مشكلة خطيرة، تتطلب سببًا جوهريًا لقرب الكثافة من النقطة الحرجة. لكن كان هناك أيضًا رأيٌ ينكر وجود مشكلة تستدعي الحل، مُجادلًا بدلًا من ذلك بأنه بما أن الكون لا بد أن يمتلك كثافة معينة، فمن الأفضل أن تكون قريبة من النقطة الحرجة.ρج{\displaystyle \rho _{c}}على النقيض من ذلك، فإن التكهن بسبب أي قيمة معينة "يتجاوز نطاق العلم". [ 16 ] ومع ذلك، فإن هذا رأي الأقلية، حتى بين المشككين في وجود مشكلة التسطح. وقد جادل العديد من علماء الكونيات بأن مشكلة التسطح، لأسباب متنوعة، تستند إلى سوء فهم. [ 17 ]

المبدأ الأنثروبي

أحد حلول هذه المشكلة هو اللجوء إلى المبدأ الأنثروبي ، الذي ينص على أنه ينبغي على البشر مراعاة الظروف اللازمة لوجودهم عند التكهن بأسباب خصائص الكون. فإذا بدا نوعان من الأكوان متساويين في الاحتمالية، ولكن أحدهما فقط مناسب لتطور الحياة الذكية ، فإن المبدأ الأنثروبي يشير إلى أن وجودنا في ذلك الكون ليس مفاجئًا: فلو كان الكون الآخر موجودًا، لما كان هناك مراقبون يلاحظون ذلك.

يمكن تطبيق هذا المبدأ لحل مشكلة التسطح بطريقتين مختلفتين نوعًا ما. الأولى (تطبيق "المبدأ الأنثروبي القوي") اقترحها سي بي كولينز وستيفن هوكينج ، [ 18 ] اللذان افترضا عام 1973 وجود عدد لا نهائي من الأكوان بحيث يمتلك أحدها كل توليفة ممكنة من الخصائص الأولية. في مثل هذه الحالة، جادلا بأن الأكوان التي تتمتع بالكثافة الصحيحة تمامًا لتكوين المجرات والنجوم هي فقط التي ستُنتج مراقبين أذكياء كالبشر؛ وبالتالي، فإن حقيقة أننا نلاحظ أن قيمة Ω قريبة جدًا من 1 هي "مجرد انعكاس لوجودنا". [ 18 ]

ثمة نهج بديل، يستند إلى "المبدأ الأنثروبي الضعيف"، وهو افتراض أن الكون لانهائي الحجم، لكن كثافته تتفاوت في أماكن مختلفة (أي كون غير متجانس ). وبالتالي، ستكون بعض المناطق ذات كثافة عالية جدًا (Ω > 1) وبعضها الآخر ذات كثافة منخفضة جدًا (Ω < 1) . قد تكون هذه المناطق متباعدة للغاية - ربما لدرجة أن الضوء لم يجد الوقت الكافي للانتقال من منطقة إلى أخرى خلال عمر الكون (أي أنها تقع خارج آفاق بعضها البعض الكونية ). لذلك، ستتصرف كل منطقة بشكل أساسي ككون منفصل: فلو كنا نعيش في رقعة كبيرة ذات كثافة شبه حرجة، لما كان لدينا أي سبيل لمعرفة وجود رقع بعيدة ذات كثافة منخفضة أو عالية جدًا، إذ لم يصلنا منها أي ضوء أو إشارة أخرى. عندئذٍ، يمكن الاستناد إلى المبدأ الأنثروبي، بحجة أن الحياة الذكية لن تنشأ إلا في تلك الرقع التي تكون فيها قيمة Ω قريبة جدًا من 1، وبالتالي فإن وجودنا في مثل هذه الرقعة ليس بالأمر المفاجئ. [ 19 ]

تستند هذه الحجة الأخيرة إلى نسخة من المبدأ الأنثروبي تُعتبر "أضعف" بمعنى أنها لا تتطلب التكهن بوجود أكوان متعددة، أو باحتمالات وجود أكوان مختلفة بدلاً من الكون الحالي. فهي لا تتطلب سوى كون واحد لانهائي - أو كبير بما يكفي لتكوّن العديد من الأجزاء المنفصلة - وأن الكثافة تختلف في مناطق مختلفة (وهو ما يحدث بالفعل على نطاقات أصغر، مما يؤدي إلى ظهور التجمعات المجرية والفراغات الكونية ).

مع ذلك، تعرض مبدأ الأنثروبيك لانتقادات من قبل العديد من العلماء. [ 20 ] فعلى سبيل المثال، جادل برنارد كار ومارتن ريس عام 1979 بأن هذا المبدأ "مبنيٌّ على استنتاجٍ لاحقٍ تمامًا: إذ لم يُستخدم بعد للتنبؤ بأي سمة من سمات الكون". [ 20 ] [ 21 ] واعترض آخرون على أساسه الفلسفي، حيث كتب إرنان ماكمولين عام 1994 أن "مبدأ الأنثروبيك الضعيف تافه... ومبدأ الأنثروبيك القوي لا يُمكن الدفاع عنه". ولأن العديد من الفيزيائيين وفلاسفة العلم لا يعتبرون هذا المبدأ متوافقًا مع المنهج العلمي ، [ 20 ] فقد برزت الحاجة إلى تفسير آخر لمشكلة التسطح.

تضخم اقتصادي

الحل القياسي لمشكلة التسطح يستدعي نظرية التضخم الكوني، وهي عملية يتوسع فيها الكون بسرعة هائلة (أي بشكل أُسّي).أ{\displaystyle a}ينمو معهـλت{\displaystyle e^{\lambda t}}مع مرور الوقتت{\displaystyle t}، لبعض الثوابتλ{\displaystyle \lambda }خلال فترة وجيزة في تاريخها المبكر. طُرحت نظرية التضخم لأول مرة عام 1979، ونُشرت عام 1981، على يد آلان غوث . [ 22 ] [ 23 ] كان دافعاه الرئيسيان لذلك هما مشكلة التسطح ومشكلة الأفق ، وهي مشكلة أخرى من مشاكل الضبط الدقيق في علم الكونيات الفيزيائي. مع ذلك، "في ديسمبر 1980، عندما كان غوث يطور نموذج التضخم الخاص به، لم يكن يحاول حل أي من مشكلتي التسطح أو الأفق. في الواقع، في ذلك الوقت، لم يكن يعرف شيئًا عن مشكلة الأفق ولم يسبق له أن حسب مشكلة التسطح كميًا". [ 24 ] كان فيزيائي جسيمات يحاول حل مشكلة القطب المغناطيسي الأحادي.

السبب المقترح للتضخم الكوني هو مجال يملأ الفضاء ويدفع تمدده. يحتوي هذا المجال على كثافة طاقة معينة، ولكن على عكس كثافة المادة أو الإشعاع الموجود في الكون المتأخر، والتي تتناقص بمرور الوقت، تظل كثافة مجال التضخم ثابتة تقريبًا مع تمدد الفضاء. لذلك، فإن مصطلحρأ2{\displaystyle \rho a^{2}}يزداد بسرعة فائقة مع زيادة عامل المقياسأ{\displaystyle a}ينمو بشكل أُسّي. بالرجوع إلى معادلة فريدمان

(Ω-1-1)ρأ2=-3كج28πجي{\displaystyle (\Omega ^{-1}-1)\rho a^{2}={\frac {-3kc^{2}}{8\pi G}}}،

وحقيقة أن الجانب الأيمن من هذا التعبير ثابت، فإن الحد|Ω-1-1|{\displaystyle |\Omega ^{-1}-1|}لذا يجب أن يتناقص مع مرور الوقت.

وبالتالي إذا |Ω-1-1|{\displaystyle |\Omega ^{-1}-1|}تأخذ القيمة في البداية أي قيمة عشوائية، لكن فترة التضخم قد تدفعها نحو الصفر وتجعلها صغيرة للغاية - حوالي10-62{\displaystyle 10^{-62}}كما هو مطلوب أعلاه، على سبيل المثال. سيؤدي التطور اللاحق للكون إلى زيادة القيمة، لتصل إلى القيمة المرصودة حاليًا والتي تبلغ حوالي 0.01. وبالتالي، فقد تم التخلص من الاعتماد الحساس على القيمة الأولية لـ Ω: فالقيمة الأولية الكبيرة، وبالتالي "غير المفاجئة"، لا تحتاج إلى أن تتضخم وتؤدي إلى كون شديد الانحناء دون فرصة لتكوين المجرات وغيرها من التراكيب.

يُعتبر هذا النجاح في حل مشكلة التسطح أحد أهم دوافع نظرية التضخم. [ 4 ] [ 25 ]

ومع ذلك، ينكر بعض الفيزيائيين أن نظرية التضخم تحل مشكلة التسطح، بحجة أنها تنقل فقط عملية الضبط الدقيق من توزيع الاحتمالية إلى جهد المجال، [ 26 ] أو حتى ينكرون أنها نظرية علمية . [ 27 ] [ 28 ]

بعد التضخم

على الرغم من أن نظرية التضخم الكوني تُعتبر ناجحةً للغاية، والأدلة الداعمة لها قوية، إلا أنها ليست مقبولةً عالميًا: إذ يُقرّ علماء الكونيات بوجود ثغراتٍ فيها، ويتقبلون احتمال أن تُفنّدها الملاحظات المستقبلية. [ 29 ] [ 30 ] وبالتحديد، في غياب أي دليلٍ قاطعٍ على طبيعة المجال المُحفّز للتضخم، طُرحت العديد من الصيغ المختلفة لهذه النظرية. [ 31 ] يحتوي العديد منها على معايير أو شروطٍ ابتدائيةٍ تتطلب بدورها ضبطًا دقيقًا [ 31 ]، تمامًا كما هو الحال مع الكثافة المبكرة في غياب التضخم.

لهذه الأسباب، لا يزال العمل جارياً على إيجاد حلول بديلة لمشكلة التسطح. وقد شملت هذه الحلول تفسيرات غير تقليدية لتأثير الطاقة المظلمة [ 32 ] والجاذبية [ 33 ] ، وإنتاج الجسيمات في كون متذبذب [ 34 ] ، واستخدام منهج إحصائي بايزي للقول بأن المشكلة غير موجودة. ويؤكد هذا الأخير، الذي اقترحه إيفرارد وكولز على سبيل المثال، أن فكرة كون Ω قريبة من 1 "غير محتملة" تستند إلى افتراضات حول التوزيع المحتمل للمعامل، وهي افتراضات ليست بالضرورة مبررة [ 35 ] . وعلى الرغم من هذا العمل المستمر، لا يزال التضخم هو التفسير السائد لمشكلة التسطح [ 1 ] [ 4 ] . ومع ذلك، يثور التساؤل عما إذا كان لا يزال التفسير السائد لأنه الأفضل، أم لأن المجتمع العلمي غير مُطّلع على التقدم المُحرز في هذه المشكلة. [ 36 ] على وجه الخصوص، بالإضافة إلى فكرة أن Ω ليس مُعاملًا مناسبًا في هذا السياق، فقد قُدِّمت حجج أخرى ضد مشكلة التسطح: إذا انهار الكون في المستقبل، فإن مشكلة التسطح "ستكون موجودة"، ولكن لفترة قصيرة نسبيًا فقط، لذلك لن يتوقع مراقب عادي قياس Ω بشكل مختلف بشكل ملحوظ عن 1؛ [ 37 ] في حالة كون يتوسع إلى الأبد بثابت كوني موجب، يلزم ضبط دقيق ليس لتحقيق كون (شبه) مسطح، ولكن أيضًا لتجنبه. [ 38 ]

نظرية أينشتاين-كارتان

تُحل مشكلة التسطح بشكل طبيعي بواسطة نظرية أينشتاين-كارتان-سياما-كيبل للجاذبية ، دون الحاجة إلى شكل غريب للمادة كما هو مطلوب في نظرية التضخم الكوني. [ 39 ] [ 40 ] تُوسّع هذه النظرية النسبية العامة بإزالة قيد تناظر الاتصال الأفيني ، واعتبار الجزء غير المتناظر منه، وهو موتر الالتواء ، متغيرًا ديناميكيًا. يُولّد الحد الأدنى من الاقتران بين موتر الالتواء وموتر ديراك، الخاضع لمعادلة ديراك غير الخطية، تفاعلًا بين اللف المغزلي، وهو تفاعل ذو أهمية في المادة الفرميونية عند كثافات عالية للغاية. يلزم كثافة في حدود 10^ 38 ضعف كثافة النجم النيوتروني حتى تكون تأثيرات الالتواء ذات دلالة. [ 41 ] : 290. يمكن لهذا أن يُولّد تمددًا سريعًا لتفسير سبب ظهور الكون الحالي، على أكبر المقاييس، مسطحًا مكانيًا، ومتجانسًا، ومتناحي الخواص. مع انخفاض كثافة الكون، تضعف آثار الالتواء ويدخل الكون بسلاسة في العصر الذي يهيمن عليه الإشعاع.

انظر أيضاً

ملحوظات

  1. ↑ نظرًا لوجود تقلبات على نطاقات متعددة، وليس فصلًا زاويًا واحدًا بين البقع الساخنة والباردة، فإن المقياس الضروري هو النطاق الزاوي للذروة الأولى في طيف قدرة التباينات . انظر: إشعاع الخلفية الكونية الميكروي#التباين الأولي .
  2. ↑ يستخدم ليدل [ 8 ] تدوينًا بديلًا حيث Ω 0 هي الكثافة الحالية للمادة وحدها، باستثناء أي مساهمة من الطاقة المظلمة ؛يتوافق Ω 0 +Ω Λ الخاص به مع Ω 0 في هذه المقالة.

مراجع

  1. 1 2 بيكوك، جيه إيه (1998). الفيزياء الكونية . كامبريدج: مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 978-0-521-42270-3.
  2. ↑ روبرت هـ. ديك (1970). الجاذبية والكون: محاضرات جاين لعام 1969. الجمعية الفلسفية الأمريكية. ISBN 978-0-87169-078-4.
  3. ↑ آلان ب. لايتمان (1 يناير 1993). الضوء القديم: نظرتنا المتغيرة للكون . مطبعة جامعة هارفارد. ISBN 978-0-674-03363-4.
  4. 1 2 3 رايدن، باربرا (2002). مقدمة في علم الكونيات . سان فرانسيسكو: أديسون ويسلي. ISBN 978-0-8053-8912-8.
  5. ↑ زي، أنتوني (2013). جاذبية أينشتاين باختصار . سلسلة باختصار ( الطبعة الأولى). برينستون: مطبعة جامعة برينستون. ISBN  978-0-691-14558-7.
  6. ^ كوكس، بريان. فورشو، جي آر (2017). عالمي: دليل للكون (1 ed.). بوسطن، ماساتشوستس: مطبعة دا كابو. رقم ISBN  978-0-306-82270-4. OCLC 973019447 . 
  7. 1 2 بيتر كولز؛ فرانشيسكو لوتشين (1997). علم الكونيات . تشيتشستر: وايلي. ISBN 978-0-471-95473-6.
  8. 1 2 ليدل ، أندرو (2007). مقدمة في علم الكونيات الحديث ( الطبعة الثانية). تشيتشستر؛ هوبوكين، نيوجيرسي: وايلي. ص 157. ISBN   978-0-470-84835-7.
  9. ↑ رايدن، ص 168
  10. ↑ ستومبور، راديك؛ وآخرون (2001). "الآثار الكونية لقياس تباين إشعاع الخلفية الكونية الميكروي عالي الدقة بواسطة MAXIMA-1". المجلة الفيزيائية الفلكية . 561 (1): L7–L10. arXiv : astro-ph/0105062 . Bibcode : 2001ApJ...561L...7S . doi : 10.1086/324438 . S2CID 119352299 .  
  11. ↑ دي إن سبيرجل وآخرون (يونيو 2007). "نتائج ثلاث سنوات لمسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية (WMAP): دلالات على علم الكونيات". سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 170 (2): 337-408 . arXiv : astro-ph/0603449 . Bibcode : 2007ApJS..170..377S . doi : 10.1086/513700 . S2CID 1386346 .  
  12. ↑ كاين، فريزر؛ اليوم، الكون. "كيف نعرف أن الكون مسطح؟ اكتشاف طوبولوجيا الكون" . phys.org . تم الاطلاع عليه بتاريخ 26-03-2023 .
  13. ↑ darkmatterdarkenergy (2015-03-06). "نتائج مهمة بلانك الكاملة تؤكد نموذج علم الكونيات الكلاسيكي" . المادة المظلمة، الطاقة المظلمة، الجاذبية المظلمة . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2023-03-26 .
  14. ^ تعاون بلانك. اغانيم، ن.؛ أكرمي، ي.؛ أشداون، م.؛ أومونت، J.؛ باسيجالوبي، C .؛ بالارديني، م.؛ بانداي، AJ. باريرو، ر ب . بارتولو، ن.؛ باساك، س. باتي، ر. بن عابد، ك.؛ برنارد، جي بي؛ بيرسانيللي, م. (أغسطس 2021). "نتائج بلانك 2018: السادس. المعلمات الكونية (تصويب)" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 652 : ج4. بيب كود : 2021A & A...652C...4P . دوى : 10.1051/0004-6361/201833910e . اتش دي ال : 10902/24951 . ISSN 0004-6361 . 
  15. ↑ رايدن، ص 193
  16. 1 2 أغاتزي، إيفاندرو؛ ماسيمو باوري (2000). حقيقة ما لا يُلاحَظ: إمكانية الملاحظة، وعدم إمكانية الملاحظة، وتأثيرهما على مسألة الواقعية العلمية . سبرينغر. ص 226. Bibcode : 2000ruou.book.....A . ISBN  978-0-7923-6311-8.
  17. ↑ هيلبيغ، فيليب (ديسمبر 2021). "حجج ضد مشكلة التسطح في علم الكونيات الكلاسيكي: مراجعة" (ملف PDF) . المجلة الأوروبية للفيزياء H. 46 ( 1): 10. Bibcode : 2021EPJH...46...10H . doi : 10.1140/epjh/s13129-021-00006-9 . S2CID 233403196 . 
  18. 1 2 كولينز، سي بي؛ هوكينج، إس. (1973). "لماذا الكون متجانس الخواص؟" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 180 : 317-334 . Bibcode : 1973ApJ...180..317C . doi : 10.1086/151965 .
  19. ↑ بارو ، جون د.؛ تيبلر، فرانك ج. (1986). المبدأ الكوني الأنثروبي . أكسفورد: مطبعة كلارندون. ص 411. ISBN  978-0-19-851949-2.
  20. 1 2 3 موستيرين، خيسوس (2003). "التفسيرات الأنثروبية في علم الكونيات" . تم الاسترجاع في 1 أغسطس 2008 .
  21. ↑ كار، برنارد جيه؛ ريس، مارتن (أبريل 1979). "المبدأ الأنثروبي وبنية العالم المادي". مجلة نيتشر . 278 (5705): 605-612 . Bibcode : 1979Natur.278..605C . doi : 10.1038/278605a0 . S2CID 4363262 . 
  22. ↑ كاستلفيكي، دافيد (1981). "نمو التضخم" . مجلة Physical Review D. 23 ( 2): 347. Bibcode : 1981PhRvD..23..347G . doi : 10.1103/PhysRevD.23.347 .
  23. ↑ غوث، آلان (يناير 1981). "الكون التضخمي: حل محتمل لمشكلتي الأفق والتسطح" . مجلة Physical Review D. 23 ( 2): 347-356 . Bibcode : 1981PhRvD..23..347G . doi : 10.1103/PhysRevD.23.347 .
  24. ↑ براور، روبرتا (فبراير 1996). "علم الكون التضخمي ومشاكل الأفق والتسطح: التكوين المتبادل للتفسير والأسئلة" .
  25. ↑ كولز، بيتر؛ إليس، جورج إف آر (1997). هل الكون مفتوح أم مغلق؟ كثافة المادة في الكون . كامبريدج: مطبعة جامعة كامبريدج . ISBN 978-0-521-56689-6.
  26. ↑ هوسنفيلدر، سابين (17 أكتوبر 2017). "سابين هوسنفيلدر: رد الفعل العكسي: أنا جادة تمامًا: التضخم لم يحل مشكلة التسطح أبدًا" . سابين هوسنفيلدر . تم الاسترجاع في 29 سبتمبر 2024 .
  27. ↑ إيجاس، آنا؛ شتاينهارت، بول ؛ لوب، أبراهام (2017-02-01). "نظرية التضخم الكوني تواجه تحديات" . مجلة ساينتفك أمريكان . تم الاطلاع عليه بتاريخ 29-09-2024 .
  28. ↑ هوسنفيلدر، سابين (13 أكتوبر 2017). "سابين هوسنفيلدر: رد الفعل العكسي: هل الكون التضخمي نظرية علمية؟ لم يعد كذلك" . سابين هوسنفيلدر . تاريخ الاسترجاع: 29 سبتمبر 2024 .
  29. ↑ ألبريشت، أندرياس (أغسطس 2000). وقائع معهد الدراسات المتقدمة التابع لحلف الناتو حول تكوين البنية في الكون، كامبريدج 1999. المجلد 565. ص 17. arXiv : astro-ph/0007247 . Bibcode : 2001ASIC..565...17A . ISBN   978-1-4020-0155-0.
  30. ↑ غوث، آلان (1997). "هل كان التضخم الكوني هو 'انفجار' الانفجار العظيم؟" . مجلة ذا بيملاين . 27. تاريخ الاسترجاع: 7 سبتمبر 2008 .
  31. 1 2 بيرد، سيميون؛ بيريس، هيرانيا ف .؛ إيستر، ريتشارد (يوليو 2008). "معايير الضبط الدقيق للتضخم والبحث عن موجات الجاذبية البدائية". مجلة Physical Review D. 78 ( 8) 083518. arXiv : 0807.3745 . Bibcode : 2008PhRvD..78h3518B . doi : 10.1103/PhysRevD.78.083518 . S2CID 118432957 . 
  32. ↑ تشيرنين، آرثر د. (يناير 2003). "الفراغ الكوني و"مشكلة التسطح" في النموذج المتوافق". علم الفلك الجديد . 8 (1): 79-83 . arXiv : astro-ph/0211489 . Bibcode : 2003NewA....8...79C . doi : 10.1016/S1384-1076(02)00180-X . S2CID 15885200 . 
  33. ↑ نيكوليتش، هرفوي (أغسطس 1999). "بعض الملاحظات حول تفسير غير هندسي للجاذبية ومشكلة التسطح". النسبية العامة والجاذبية . 31 (8): 1211. arXiv : gr-qc/9901057 . Bibcode : 1999GReGr..31.1211N . doi : 10.1023/A:1026760304901 . S2CID 1113031 . 
  34. ↑ أندرسون، بي آر؛ آر. شوكمان؛ إم. زارامينسكي (مايو 1997). "حل لمشكلة التسطح عبر إنتاج الجسيمات في كون متذبذب". نشرة الجمعية الفلكية الأمريكية . 29 : 828. رمز Bibcode : 1997AAS...190.3806A .
  35. ↑ إيفرارد، ج؛ ب. كولز (أكتوبر 1995). "قياس مشكلة التسطيح". الجاذبية الكلاسيكية والكمية . 12 (10): L93– L97. arXiv : astro-ph/9507020 . Bibcode : 1995CQGra..12L..93E . doi : 10.1088/0264-9381/12/10/001 . S2CID 14096945 . .
  36. ↑ هولمان، مارك (نوفمبر 2018). "ما مدى إشكالية الهندسة المكانية شبه الإقليدية للكون واسع النطاق؟". أسس الفيزياء . 48 (11): 1617-1647 . arXiv : 1803.05148 . Bibcode : 2018FoPh...48.1617H . doi : 10.1007/s10701-018-0218-4 . S2CID 119066780 . 
  37. ↑ هيلبيغ، فيليب (مارس 2012). "هل توجد مشكلة تسطح في علم الكونيات الكلاسيكي؟" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 421 (1): 561-569 . arXiv : 1112.1666 . Bibcode : 2012MNRAS.421..561H . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.20334.x . S2CID 85526633 . 
  38. ↑ ليك، كايل (مايو 2005). " مشكلة التسطيح وΛ". رسائل المراجعة الفيزيائية . 94 (20) 201102. arXiv : astro-ph/0404319 . Bibcode : 2005PhRvL..94t1102L . doi : 10.1103/PhysRevLett.94.201102 . PMID 16090234. S2CID 40500958 .  
  39. ↑ بوبلاوسكي، ن. ج. (2010). "علم الكونيات مع الالتواء: بديل للتضخم الكوني". رسائل الفيزياء ب . 694 (3): 181-185 . arXiv : 1007.0587 . Bibcode : 2010PhLB..694..181P . doi : 10.1016/j.physletb.2010.09.056 .
  40. ↑ بوبلاوسكي، ن. (2012). "علم الكونيات غير المتفرد ذو الارتداد الكبير من اقتران الدوران-الالتواء". مجلة الفيزياء، المجلد 85 ( 10)، 107502. arXiv : 1111.4595 . Bibcode : 2012PhRvD..85j7502P . doi : 10.1103/PhysRevD.85.107502 . S2CID 118434253 . 
  41. ↑ شولز، إرهارد (2018). "الظهور غير المتوقع لهندسة فايل في فيزياء أواخر القرن العشرين". في: رو، ديفيد إي .؛ ساور، تيلمان ؛ والتر، سكوت أ. (محررون). ما وراء أينشتاين: منظورات حول الهندسة والجاذبية وعلم الكونيات في القرن العشرين . نيويورك، نيويورك: سبرينغر. ص 205-241 . doi : 10.1007/978-1-4939-7708-6_9 . ISBN  978-1-4939-7708-6.