Anisotropies and Inhomogeneities

اللاتماثلات وعدم التجانس

توزيع المادة والفروق الطفيفة في درجة الحرارة التي تشكل تكوين الهياكل

التغيرات الكونية في كون شبه متجانس

تُظهر الملاحظات أن كوننا متجانس للغاية على نطاقات كبيرة، لكنه ليس كذلك تمامًا. تُعد اللا تماثلات الصغيرة (الاختلافات الاتجاهية) وعدم التجانس (تغيرات الكثافة المكانية) في الكون المبكر بذورًا أساسية تنمو منها جميع الهياكل الكونية. بدونها، ستظل المادة موزعة بشكل متساوٍ، مما يمنع تكوين المجرات والتجمعات والشبكة الكونية. يمكن دراسة هذه التقلبات الصغيرة من خلال:

  1. تباينات الخلفية الكونية الميكروية (CMB): تباينات في درجة الحرارة والاستقطاب بمستوى جزء واحد في 10-5.
  2. البنية واسعة النطاق: توزيعات المجرات، الخيوط، والفراغات التي تعكس النمو الجاذبي من البذور الأولية.

من خلال تحليل هذه التغايرات—سواء عند إعادة التركيب (عبر CMB) أو في العصور اللاحقة (عبر تجمع المجرات)—يستخلص علماء الكونيات رؤى رئيسية حول المادة المظلمة، والطاقة المظلمة، والأصل التضخمي للتقلبات. أدناه، نغطي كيف تنشأ هذه التباينات، وكيف نقيسها، وكيف تدفع تكوين الهياكل.

2. الخلفية النظرية: من البذور الكمومية إلى الهياكل الكونية

2.1 الأصل التضخمي للتقلبات

تفسير أساسي لـ primordial inhomogeneities هو inflation، وهي حقبة مبكرة من التوسع الأسي. خلال التضخم، تمتد التقلبات الكمومية في الحقل القياسي (inflaton) والمقياس إلى مقاييس ماكروسكوبية، وتتجمد كتقلبات كثافة كلاسيكية. تظهر هذه التقلبات قرب التماثل المقياسي (مؤشر الطيف ns ≈ 1) وإحصائيات غاوسية، كما لوحظ في CMB. بمجرد انتهاء التضخم، يعاد تسخين الكون، وتظل هذه الاضطرابات مطبوعة على كل المادة (الباريونية + المظلمة) [1,2].

2.2 التطور عبر الزمن

مع توسع الكون، تنمو الاضطرابات في المادة المظلمة وسائل الباريون تحت تأثير الجاذبية إذا كانت أكبر من مقياس جينز (في عصر ما بعد إعادة التركيب). في الحقبة الساخنة قبل إعادة التركيب، تعيق الفوتونات المرتبطة بإحكام مع الباريونات النمو المبكر. بعد الانفصال، يمكن للمادة المظلمة—التي لا تصطدم—أن تتجمع أكثر. يؤدي النمو الخطي إلى طيف قدرة مميز لتقلبات الكثافة. في النهاية، في النطاق غير الخطي، تتشكل الهالات حول الكثافات الزائدة، مما يؤدي إلى تكوين المجرات والتجمعات، بينما تصبح المناطق منخفضة الكثافة فراغات كونية.

3. التباينات في الخلفية الكونية الميكروية

3.1 تقلبات درجة الحرارة

إن CMB عند z ∼ 1100 متجانس للغاية (ΔT/T ∼ 10-5)، لكن تظهر تباينات صغيرة كـ anisotropies. تعكس هذه التذبذبات الصوتية في سائل الفوتون-الباريون قبل إعادة التركيب، بالإضافة إلى آبار الجاذبية/الفائض الناتج عن التغايرات المادية المبكرة. اكتشفها COBE لأول مرة في التسعينيات؛ وقام WMAP وPlanck بتحسين قياسها، حيث قاسوا عدة acoustic peaks في طيف القدرة الزاوي [3]. تحدد مواقع وارتفاعات هذه القمم معلمات رئيسية (Ωb h²، Ωm h²، إلخ)، وتؤكد القرب من التماثل المقياسي للتقلبات الأولية.

3.2 طيف الطاقة الزاوي والقمم الصوتية

رسم طيف الطاقة Cℓ مقابل متعدد الأقطاب ℓ يكشف عن "قمم". القمة الأولى تنشأ من الوضع الأساسي لسائل الفوتون-باريون عند إعادة التركيب، والقمم التالية تعكس التوافقيات الأعلى. هذا النمط يدعم بقوة شروط التضخم الأولية والهندسة شبه المسطحة. التباينات الطفيفة في درجة الحرارة بالإضافة إلى تقطب نمط E تشكل الأساس الرئيسي للملاحظات لتقدير معلمات الكون الحديثة.

3.3 التقطب وأنماط B

تقطب CMB يوضح بشكل أدق معرفة التباينات. الاضطرابات القياسية (الكثافة) تنتج أنماط E، بينما الاضطرابات الموترية (موجات الجاذبية) يمكن أن تنتج أنماط B. اكتشاف أنماط B الأولية على المقاييس الكبيرة سيؤكد موجات الجاذبية التضخمية. حتى الآن، القيود صارمة، لكن لا يوجد اكتشاف مؤكد لأنماط B من التضخم. على أي حال، تؤكد بيانات درجة الحرارة وأنماط E الحالية الطبيعة الثابتة المقياس والآدياباتية للتباينات المبكرة.

4. البنية واسعة النطاق: توزيع المجرات يعكس البذور المبكرة

4.1 الشبكة الكونية وطيف الطاقة

تظهر الشبكة الكونية من الخيوط، والتجمعات، والفراغات من النمو الجاذبي لهذه التباينات الأولية. تقيس مسوحات الانزياح الأحمر (مثل SDSS، 2dF، DESI) مواقع ملايين المجرات، كاشفة عن هياكل ثلاثية الأبعاد على مقاييس تتراوح من عشرات إلى مئات الميجا فرسخ. إحصائيًا، طيف طاقة المجرات P(k) على المقاييس الكبيرة يتطابق مع الشكل المتوقع من نظرية الاضطرابات الخطية مع شروط أولية تضخمية، مع تعديل بتذبذبات الصوت الباريونية (BAOs) على مقياس ~100–150 ميجا فرسخ.

4.2 النمو الهرمي

مع انهيار التباينات، تتشكل الهالات الأصغر أولاً، ثم تندمج لتكوين هالات أكبر، مما يبني المجرات والمجموعات والتجمعات. هذا التكوين الهرمي يتوافق جيدًا مع محاكيات ΛCDM التي تبدأ من تقلبات غاوسية عشوائية بقوة شبه ثابتة المقياس. التوزيعات المرصودة لأوزان التجمعات، وأحجام الفراغات، وترابطات المجرات تؤكد جميعها كونًا بدأ بتباينات كثافة صغيرة اتسعت مع مرور الزمن الكوني.

5. دور المادة المظلمة والطاقة المظلمة

5.1 سيطرة المادة المظلمة في تكوين البنية

لأن المادة المظلمة لا تصطدم ولا تتفاعل مع الفوتونات، يمكنها أن تبدأ الانهيار الجاذبي في وقت أبكر. هذا يساعد في إنتاج آبار جاذبية تسقط فيها الباريونات لاحقًا بعد إعادة التركيب. النسبة القريبة من 5:1 بين المادة المظلمة والباريونات تضمن أن المادة المظلمة تشكل الشبكة الكونية. التباينات المرصودة على مقياس CMB بالإضافة إلى قيود البنية واسعة النطاق تحدد كثافة المادة المظلمة بحوالي 26% من إجمالي كثافة الطاقة.

5.2 تأثير الطاقة المظلمة في الزمن المتأخر

بينما تشكل التغايرات المبكرة ونمو البنية بشكل أساسي بواسطة المادة، في المليارات القليلة الأخيرة من السنين، تبدأ الطاقة المظلمة (~70% من الكون) في السيطرة على التوسع، مما يبطئ نمو البنية. يمكن لملاحظات مثل وفرة العناقيد مقابل الانزياح الأحمر أو معدل نمو القص الكوني تأكيد أو تحدي ΛCDM القياسي. حتى الآن، تبقى البيانات متوافقة مع طاقة مظلمة شبه ثابتة لكن القياسات المستقبلية قد تكشف انحرافات دقيقة إذا تطورت الطاقة المظلمة.

6. قياس التغايرات: الطرق والملاحظات

6.1 تجارب CMB

من COBE (التسعينيات) إلى WMAP (الألفينات) إلى Planck (العقد 2010)، تحسنت قياسات تباينات الحرارة والاستقطاب بشكل كبير في الدقة (دقائق قوسية) والحساسية (بضع ميكرو كلفن). هذا حدد سعة طيف القدرة البدائي (~10-5) وانحدار الطيف ns ≈ 0.965. تدرس تلسكوبات أرضية إضافية مثل ACT، SPT التباينات صغيرة النطاق، العدسة، والتأثيرات الثانوية، مما يحسن طيف القدرة للمادة.

6.2 مسوحات الانزياح الأحمر

مسوحات المجرات الكبيرة (SDSS، DESI، eBOSS، Euclid) تقيس التوزيع الثلاثي الأبعاد للمجرات، ملتقطة الهيكل الحالي. بمقارنته بالتنبؤات الخطية من شروط CMB الأولية، يؤكد علماء الكونيات ΛCDM أو يبحثون عن انحرافات. تظهر تذبذبات الصوت الباريونية أيضًا كنتوء دقيق في دالة الارتباط أو تموجات في طيف القدرة، موصلة هذه التغايرات بمقياس الصوت المنقوش عند إعادة التركيب.

6.3 العدسة الضعيفة

العدسة الجاذبية الضعيفة للمجرات البعيدة بواسطة المادة واسعة النطاق تقدم قياسًا مباشرًا آخر لسعة التغايرات (σ8) ونموها مع الزمن. مسوحات مثل DES، KiDS، HSC، والبعثات المستقبلية (Euclid، Roman) تقيس القص الكوني، مما يمكن من إعادة بناء توزيع المادة. توفر هذه القيود مكملة لمسوح الانزياح الأحمر وCMB.

7. أسئلة مفتوحة وتوترات

7.1 توتر هابل

الاستدلالات المستندة إلى CMB مع ΛCDM تعطي H0 ≈ 67–68 كم/ث/ميجا فرسخ، بينما طرق السلم المسافي المحلية (التي تشمل معايرات السوبرنوفا) تجد ~73–74. تعتمد هذه القياسات على سعة التغايرات وتاريخ التوسع. إذا انحرفت التغايرات أو الشروط الأولية عن الافتراضات القياسية، فقد يغير ذلك المعلمات المستخلصة. الجهود الجارية تحقق فيما إذا كانت فيزياء جديدة (طاقة مظلمة مبكرة، نيوترينوات إضافية) أو أنظمة منهجية قد تحل التوتر.

7.2 شذوذات ℓ المنخفضة، المحاذاة واسعة النطاق

بعض الشذوذات واسعة النطاق في تباينات CMB (البقعة الباردة، محاذاة الرباعية) قد تكون مصادفات إحصائية أو تلميحات لطوبولوجيا كونية. لم تؤكد الملاحظات أي شيء يتجاوز بذور التضخم القياسية، لكن البحث المستمر عن عدم الغاوسية، والميزات الطوبولوجية، أو الشذوذات لا يزال مستمراً.

7.3 كتلة النيوترينو وما بعدها

تُثبط كتل النيوترينو الصغيرة (~0.06–0.2 eV) نمو البنية على مقاييس أقل من 100 Mpc، تاركة بصمات في توزيع المادة. يمكن أن يكشف الجمع بين لا تماثلات CMB وقياسات البنية واسعة النطاق (مثل BAO، العدسات) عن مجموع كتل النيوترينو أو يقيّده. بالإضافة إلى ذلك، قد تظهر عدم التجانسات علامات صغيرة للمادة المظلمة الدافئة أو المادة المظلمة ذات التفاعلات الذاتية. حتى الآن، لا تزال المادة المظلمة الباردة مع كتلة نيوترينو دنيا متسقة.

8. الآفاق المستقبلية والمهام

8.1 الجيل القادم من CMB

CMB-S4 هو مصفوفة مخطط لها من التلسكوبات الأرضية التي ستقيس لا تماثلات درجة الحرارة/الاستقطاب بدقة متناهية، بما في ذلك إشارات العدسات الصغيرة. قد يكشف هذا عن ميزات دقيقة جدًا لبذور التضخم أو كتلة النيوترينو. تهدف LiteBIRD (JAXA) إلى البحث عن أنماط B واسعة النطاق، مع إمكانية اكتشاف موجات الجاذبية الأولية من التضخم. إذا نجحت، فإنها تؤكد الأصل الكمومي للا تماثلات.

8.2 رسم خرائط ثلاثية الأبعاد للبنية واسعة النطاق

ستغطي مسوحات مثل DESI، Euclid، وتلسكوب Roman عشرات الملايين من الانزياحات الحمراء، ملتقطة توزيعات المادة حتى z ∼ 2–3. ستُحسّن σ8، Ωm، وتقيس الشبكة الكونية بالتفصيل، جاعلةً الصلة بين عدم التجانس في الكون المبكر والبنية الحالية. قد تتتبع خرائط شدة 21 سم من مصفوفات مثل SKA عدم التجانس عند انزياحات حمراء أعلى، في عصور ما قبل وما بعد إعادة التأين، مقدمة قصة مستمرة لتكوين البنية.

8.3 البحث عن عدم الغاوسيّات

عادةً ما يتنبأ التضخم بتقلبات أولية شبه غاوسية. لكن التضخم متعدد الحقول أو غير الأدنى قد ينتج عدم غاوسيّات محلية أو متساوية الأضلاع صغيرة. تدفع بيانات CMB والبنية واسعة النطاق هذه القيود لتصبح أكثر صرامة (fNL ~ قليل). إن اكتشاف عدم غاوسيّة كبيرة سيعيد تشكيل تصورنا لطبيعة التضخم. حتى الآن، لم تظهر أدلة قوية.

9. الخاتمة

تُعد اللاتماثلات وعدم التجانس في الكون — من التغيرات الدقيقة ΔT/T في CMB إلى توزيع المجرات على نطاق واسع — البذور الحاسمة وتجليات تكوين البنية. نشأت هذه الاضطرابات ذات السعة الصغيرة (على الأرجح) من تقلبات كمومية خلال التضخم، ونمت تحت تأثير الجاذبية على مدى مليارات السنين، مشكّلة الشبكة الكونية من العناقيد والخيوط والفراغات التي نراها اليوم. توفر القياسات الدقيقة لهذه الاضطرابات — لا تماثلات CMB، مسوحات الانزياح الأحمر للمجرات، العدسات الضعيفة للقص الكوني — رؤى عميقة في تركيب الكون (Ωm، ΩΛ)، وظروف التضخم، ودور الطاقة المظلمة في التسارع في الزمن المتأخر.

على الرغم من النجاح القوي لنموذج ΛCDM في تفسير أنماط عدم التجانس، تبقى ألغاز مفتوحة: توتر هابل، فروقات طفيفة في نمو البنية، أو إشارات محتملة لكتلة النيوترينو. مع تقدم المسوحات الجديدة في حدود المراقبة، قد نؤكد نموذج التضخم القياسي بالإضافة إلى ΛCDM بشكل أكثر صلابة، أو نكتشف شذوذات دقيقة تشير إلى فيزياء جديدة في التضخم، الطاقة المظلمة، أو التفاعلات في القطاع المظلم. في كلتا الحالتين، يظل دراسة اللاتماثلات وعدم التجانس قوة دافعة في علم الفلك، تربط التقلبات الكمومية المبكرة بالهيكل الكوني العظيم الذي يمتد لمليارات السنين الضوئية.

المراجع والقراءة الإضافية

  1. Mukhanov, V. (2005). Physical Foundations of Cosmology. Cambridge University Press.
  2. Baumann, D. (2009). “TASI Lectures on Inflation.” arXiv:0907.5424.
  3. Smoot, G. F., et al. (1992). “Structure in the COBE differential microwave radiometer first-year maps.” The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5.
  4. Eisenstein, D. J., et al. (2005). “Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large-Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies.” The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
  5. Planck Collaboration (2018). “Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6.

 

← المقال السابق                    المقال التالي →

 

 

العودة إلى الأعلى

العودة إلى المدونة