عرض مصدر تضخم كوني

{{بطاقة عامة}}
{{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 لكبر 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 كوني غير عادي أبعد الأجزاء عن بعضها البعض لفترة وجيزة تكفي للتغلب على قوة الجاذبية وتؤدي إلى نشأة الكون.

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 [[هيدروجين|الهيدروجين]] و[[هيليوم|الهيليوم]]. وطبقاً [[تسلسل زمني للانفجار العظيم|للخط الزمني للانفجار العظيم]] تكونت النجوم الأولى والمجرات من سحابات الهيدروجين والهيليوم. وبدأت المرحلة الأولى لتكون تلك التجمعات النجمية و[[مجرة|المجرات]] و[[نجم زائف|أشباه النجوم]] الضخمة نحو 380000 سنة بعد الانفجار العظيم، ثم استمر تطور تلك الأنظمة الهائلة إلى وقتنا هذا.

وقد تكون بداية التأكيد العملي ل[[الانفجار العظيم|نظرية الانفجار العظيم]] قد بدأت مع رصد الفلكي الأمريكي [[هبل (توضيح)|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.

[[ملف:History of the Universe-ar.svg|تصغير|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"/>]]

== وصف الافتراض ==
طبقا لافتراضات العلماء بدأ التضخم الكوني بين 10<sup>−43</sup> ثانية (أي خلال [[زمن بلانك]] وبذلك لحظة الانفجار العظيم نفسه) و10<sup>−35</sup> ثانية واستمر لمدة زمنية بين 10<sup>−33</sup> من الثانية و10<sup>−30</sup> من الثانية بعد الانفجار العظيم.

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 كما تصفه [[معادلات فريدمان]].

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 [[نظرية النسبية|النظرية النسبية]] كان يحتاج إلى حدود دقيقة جداً بالنسبة إلى الأحداثيات الفلكية، والتي هي أيضاً في محل تساؤلات. إن افتراض التضخم الكوني يسمح بعملية فيزيائية، تنتج تفسيراً لبعض الخصائص الكونية التي نرصدها.

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 حالة|بمعادلة حالة]] ذات ضغط سلبي. وطبقاً [[النسبية العامة|للنظرية النسبية العامة]] يؤدي ذلك إلى قوة تنافر، وبالتالي إلى تمدد الكون. ويعتبر تغير حالة المجال أثناء طور التضخم مماثلاً [[تحول طوري|لتحول طوري]] من الدرجة الأولى (كما نعرفه في الكيمياء ولكنه في هذه الحالة تحول طوري فيزيائي). طبقاً<nowiki/> [[النظرية الموحدة العظمى|لنظرية التوحيد العظمى]] تتعين الظروف الملائمة التي تؤدي إلى حدوث تحول طوري بواسطة [[آلية هيغز]].

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 الكونية الميكروي|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 التضخم (حركيته) يفترض وجود مجال كمومي غير متجه يكون موزعاً توزيعاً متساوياً وله كثافة طاقة معينة. فإذا تغير المجال ببطء كاف (في اتجاه انخفاض لكثافة الطاقة) فيكون له ضغط سالب ويسلك مسلك [[ثابت كوني|الثابت الكوني]]، أي يؤدي إلى تضخم متسارع للكون. ويتبع التضخم دالة أسية عندما تكون كثافة الطاقة للحقل الكمومي هي الغالبة في الكون. ولا يوجد حالياً أي دليل على هذا المجال الكمومي. والإشارة إلى مجال كمومي ليكون سبباً في حدوث التضخم إنما هو تضخم لجسيمات وسطية (تعمل كحامل للقوي بين [[جسيم أولي|الجسيمات الأولية]]) وتسمى [[بوزون عياري|بوزونات عيارية]].

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 كمون طاقته في شكل مادة وإشعاع عندما انتقل إلى حالة منخفضة للطاقة. فأنتجت تلك العملية قوة تنافر عملت على تسريع تمدد الكون.

ويمكن تمثيل نموذج بسيط لحقل التضخم <math>\Phi</math> بالكمون الفيزيائي:
<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 <math>T_1</math>، حينئذ تظهر حالة ثانية منخفضة محلية لدالة الكمون عند <math>|\Phi|\neq 0</math>. ويكون للكمون عند تلك الحالة المنخفضة الثانية قيمة أعلى من الحالة المنخفضة العامة <math>\Phi=0</math>، التي يوجد فيها المجال. وعندما تصل درجة الحرارة إلى درجة حرجة ثانية <math>T_2</math> وتنخفض عنها، فيصل الكمون في الحالة القاعية الثانوية إلى قيمة منخفضة أقل من القيمة المنخفضة الأولية. وتسمى الحالة القاعية العامة لدالة الكمون بأنها ''الفراغ الحقيقي'' وتسمى الحالة القاعية المحلية ''الفراغ الزائف''.

ولكي ينتقل المجال من حالة الفراغ الزائف إلى حالة الفراغ الحقيقي فلا بد له من اجتياز حاجز للطاقة أو يتخلله عن طريق [[ويكيبيديا:مسابقة مؤسسة الملك عبد العزيز ورجاله للموهبة والإبداع/مقالات/ظاهرة النفق|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.

== نشأة من العدم؟ ==

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 كمومية» مثلما يقترح فيلينكين Vilenkin.
== 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 لا تزال غامضة.

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 الكونية الميكروي|إشعاع الخلفية الميكرويفي الكوني]] بواسطة مسبار الفضاء الأمريكي WMAP مع افتراض حدوث التضخم، ولكنها لا تأتي بالحكم القاسم.

وتبين مشاهدات ورصد [[مستعر أعظم|لمستعرات عظمى]] أجريت حديثا أن الكون في حالة تمدد متسارع، ويُرجع ذلك إلى وجود [[مادة مظلمة]] لها ضغط سالب، تشابه ميكانيكيته الفيزيائية للتضخم الكوني في بدء نشأة الكون. ولكن يختلف العلماء عما إذا كانت القياسات الحالية تعبر فعلياً عن تمدد متسارع للكون.
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 3-88680-738-X, S. 349</ref>

== اقرأ أيضا ==
* [[انفلاتون]]
== المراجع ==
<ref name="BICEP2-2014">{{استشهاد بويب |المؤلفون=Staff |عنوان=BICEP2 2014 Results Release |مسار=http://bicepkeck.org |تاريخ=17 March 2014 |عمل=[[مؤسسة العلوم الوطنية|مؤسسة العلوم الوطنية الأمريكية]] |تاريخ الوصول=18 March 2014| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190519020205/http://bicepkeck.org/ | تاريخ أرشيف = 19 مايو 2019 }}</ref><ref name="NASA-20140317">{{استشهاد بويب |الأخير=Clavin |الأول=Whitney |عنوان=NASA Technology Views Birth of the Universe |مسار=https://www.jpl.nasa.gov/news/nasa-technology-views-birth-of-the-universe/ |تاريخ=17 March 2014 |عمل=[[ناسا]] |تاريخ الوصول=17 March 2014| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20190520101703/https://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-082 | تاريخ أرشيف = 20 مايو 2019 }}</ref><ref name="NYT-20140317">{{استشهاد بخبر |الأخير=Overbye |الأول=Dennis |وصلة مؤلف=Dennis Overbye |عنوان=Space Ripples Reveal Big Bang’s Smoking Gun |مسار=https://www.nytimes.com/2014/03/18/science/space/detection-of-waves-in-space-buttresses-landmark-theory-of-big-bang.html |تاريخ=17 March 2014 |عمل=[[نيويورك تايمز]] |تاريخ الوصول=17 March 2014| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20180614021540/https://www.nytimes.com/2014/03/18/science/space/detection-of-waves-in-space-buttresses-landmark-theory-of-big-bang.html | تاريخ أرشيف = 14 يونيو 2018 }}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=BICEP2 I: Detection of ''B''-mode Polarization at Degree Angular Scales|الأول1=P. A. R.|الأخير1=Ade|الأول2=R. W.|الأخير2=Aikin|الأول3=D.|الأخير3=Barkats|الأول4=S. J.|الأخير4=Benton|الأول5=C. A.|الأخير5=Bischoff|الأول6=J. J.|الأخير6=Bock|الأول7=J. A.|الأخير7=Brevik|الأول8=I.|الأخير8=Buder|الأول9=E.|الأخير9=Bullock|الأول10=C. D.|الأخير10=Dowell|الأول11=L.|الأخير11=Duband|الأول12=J. P.|الأخير12=Filippini|الأول13=S.|الأخير13=Fliescher|الأول14=S. R.|الأخير14=Golwala|الأول15=M.|الأخير15=Halpern|الأول16=M.|الأخير16=Hasselfield|الأول17=S. R.|الأخير17=Hildebrandt|الأول18=G. C.|الأخير18=Hilton|الأول19=V. V.|الأخير19=Hristov|first20=K. D.|last20=Irwin|الأول21=K. S.|الأخير21=Karkare|الأول22=J. P.|الأخير22=Kaufman|الأول23=B. G.|الأخير23=Keating|الأول24=S. A.|الأخير24=Kernasovskiy|الأول25=J. M.|الأخير25=Kovac|الأول26=C. L.|الأخير26=Kuo|الأول27=E. M.|الأخير27=Leitch|الأول28=M.|الأخير28=Lueker|الأول29=P.|الأخير29=Mason|الأول30=C. B.|الأخير30=Netterfield|الأول31=H. T.|الأخير31=Nguyen|الأول32=R.|الأخير32=O'Brient|الأول33=R. W. IV|الأخير33=Ogburn|الأول34=A.|الأخير34=Orlando|الأول35=C.|الأخير35=Pryke|الأول36=C. D.|الأخير36=Reintsema|الأول37=S.|الأخير37=Richter|الأول38=R.|الأخير38=Schwartz|الأول39=C. D.|الأخير39=Sheehy|الأول40=Z. K.|الأخير40=Staniszewski|الأول41=R. W.|الأخير41=Sudiwala|الأول42=G. P.|الأخير42=Teply|الأول43=J. E.|الأخير43=Tolan|الأول44=A. D.|الأخير44=Turner|الأول45=A. G.|الأخير45=Vieregg|الأول46=C. L.|الأخير46=Wong|الأول47=K. W.|الأخير47=Yoon|تاريخ=17 March 2014|arxiv=submit/0934323|مسار=http://bicepkeck.org/b2_respap_arxiv_v1.pdf|صيغة=PDF| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20140319194918/http://bicepkeck.org/b2_respap_arxiv_v1.pdf | تاريخ أرشيف = 19 مارس 2014 | وصلة مكسورة = yes | تاريخ الوصول =  أغسطس 2020  }}</ref>
{{مراجع}}

== اقرأ أيضا ==

* [[مسح سلووان الرقمي للسماء]]
* [[جيو 600]]
* [[مصفوفة بيسيب وكيك|بيسيب ومصفوف كيك]]
* [[نمط ب]]
* [[مرصد القطب الجنوبي]]
* [[تلسكوب أتاكاما الكوني]]
* [[الانفجار العظيم|انفجار عظيم]]
* [[بلانك (مرصد فضائي)]]
* [[مستكشف الخلفية الكونية]]
* [[مسبار ويلكينسون لقياس التباين الميكروي|مسبار ويلكينسون لقياس اختلاف الموجات الراديوية]]
* [[تأثير سونيايف-زيلدوفيتش]]

{{روابط شقيقة}}
{{مواضيع علم الكون}}
{{التسلسل الزمني للانفجار العظيم}}
{{ضبط استنادي}}
{{شريط بوابات|الفضاء|الفيزياء|المجموعة الشمسية|رحلات فضائية|علم الفلك|علم الكون|علوم|نجوم}}

[[تصنيف:تضخم كوني| ]]
[[تصنيف:أحداث فلكية]]
[[تصنيف:اكتشافات آلان غوث]]
[[تصنيف:العلم في 1980]]
[[تصنيف:علم الكون الفيزيائي]]