التضخم الكوني: النظرية والأدلة

Linas Juozenas

يشرح مشكلتي الأفق والمسطفية، ويترك بصمات في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي

ألغاز الكون المبكر

في نموذج الانفجار العظيم القياسي قبل اقتراح التضخم، توسع الكون من حالة شديدة السخونة والكثافة. ومع ذلك، لاحظ علماء الكونيات لغزين بارزين:

مشكلة الأفق: تبدو مناطق إشعاع الخلفية الكونية الميكروي في اتجاهين متقابلين من السماء متطابقة تقريبًا في درجة الحرارة، على الرغم من عدم وجود اتصال سببي بينها (لا وقت لإشارات لتقطعها بسرعة الضوء). لماذا الكون متجانس جدًا على مقاييس لم تتواصل ظاهريًا؟
مشكلة المسطحية: تشير الملاحظات إلى أن الكون قريب جدًا من الهندسة "المسطحة" (كثافة الطاقة الكلية قريبة من القيمة الحرجة)، لكن أي انحراف طفيف عن المسطحية كان سينمو بسرعة مع مرور الوقت في توسع الانفجار العظيم العادي. لذا، من الغريب أن يظل الكون متوازنًا بهذا الشكل.

بحلول أواخر السبعينيات، صاغ آلان جوث وآخرون نظرية التضخم—حقبة من التوسع المتسارع في الكون المبكر—التي تعالج هذه المشاكل بشكل أنيق. تفترض النظرية أنه لفترة وجيزة، نما عامل المقياس a(t) بشكل أُسّي (أو قريب منه)، مما أدى إلى تمدد أي منطقة أولية إلى مقاييس كونية، مما جعل الكون المرصود متجانسًا للغاية وفعليًا مسطحًا في انحنائه. على مدى العقود التالية، أدت التطورات الإضافية (مثل التضخم البطيء، التضخم الفوضوي، التضخم الأبدي) إلى تحسين المفهوم، مما توج بتنبؤات تم التحقق منها بواسطة تفاوتات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي.

2. جوهر التضخم

2.1 التوسع الأُسي

عادةً ما ينطوي التضخم الكوني على حقل عددي (غالبًا ما يُسمى الإنفلاتون) يتدحرج ببطء على جهد شبه مستوٍ V(φ). خلال هذه المرحلة، تهيمن طاقة الفراغ للحقل على ميزانية طاقة الكون، وتعمل بشكل فعال كـ ثابت كوني كبير. تعطي معادلة فريدمان:

(ä / a) ≈ (8πG / 3) ρ_φ - (4πG / 3) (ρ + 3p),

لكن مع ρ_φ + 3p_φ ≈ ρ_φ(1+3w) مما يعطي معادلة حالة w ≈ -1. ومن ثم يخضع عامل المقياس a(t) لنمو شبه أُسي:

a(t) ∝ e^(Ht),   H = (ثابت تقريبا).

2.2 حل مشكلتي الأفق والاستواء

مشكلة الأفق: التوسع الأُسي "ينفخ" بقعة صغيرة متصلة سببيًا إلى مقاييس تتجاوز أفقنا المرصود اليوم بكثير. ونتيجة لذلك، فإن مناطق CMB التي تبدو غير متصلة في الواقع نشأت من نفس المنطقة قبل التضخم—مما يفسر درجة الحرارة شبه الموحدة.
مشكلة الاستواء: أي انحناء أولي أو فرق (Ω - 1) عن الواحد يتم تخميده أُسياً. إذا كان (Ω - 1) ∝ 1/a² في الانفجار العظيم القياسي، فإن التضخم يدفع a(t) إلى الأعلى بعوامل لا تقل عن e⁶⁰ (لحوالي 60 دورة أُسية)، مما يجبر Ω على الاقتراب الشديد من 1—ومن ثم الهندسة شبه المسطحة التي نراها.

علاوة على ذلك، يمكن للتضخم أن يخفف من بقايا غير مرغوب فيها (أحاديات القطب المغناطيسية، العيوب الطوبولوجية) إذا تشكلت قبل أو في وقت مبكر من التضخم، مما يجعلها مهملة.

3. التنبؤات: تقلبات الكثافة وبصمات CMB

3.1 التقلبات الكمومية

بينما يهيمن حقل الإنفلاتون على طاقة الكون، تبقى التقلبات الكمومية في الحقل والمقياس. هذه التقلبات، التي كانت في الأصل مجهرية، تتمدد إلى مقاييس ماكروسكوبية بفعل التضخم. عندما ينتهي التضخم، تزرع هذه الاضطرابات تباينات كثافة صغيرة في المادة العادية والمادة المظلمة، والتي تنمو في النهاية إلى مجرات وبنية واسعة النطاق. تحدد سعة هذه التقلبات منحدر وارتفاع جهد التضخم (معاملات البطيء الدوران).

3.2 طيف غاوسي شبه ثابت المقياس

تتنبأ سيناريو التضخم البطيء النموذجي بطيف طاقة شبه ثابت المقياس للتقلبات الأولية (حيث يتغير السعة بشكل طفيف فقط مع رقم الموجة k). يؤدي هذا إلى مؤشر طيفي n_s قريب من 1، بالإضافة إلى انحرافات صغيرة. تظهر التباينات المرصودة في CMB بالفعل n_s ≈ 0.965 ± 0.004 (نتائج بلانك)، متوافقة مع شبه ثبات المقياس في التضخم. كما أن التقلبات في الغالب غاوسية، مما يتطابق مع التقلبات الكمومية العشوائية في التضخم.

3.3 الأنماط الموترية: موجات الجاذبية

ينتج التضخم أيضًا بشكل عام تقلبات موترية (موجات جاذبية) في الأوقات المبكرة. يتم تمثيل قوة هذه الأنماط الموترية بنسبة الموجات إلى الموجات الكهرومغناطيسية r. سيكون اكتشاف استقطاب B-mode البدائي في CMB دليلاً قاطعًا على التضخم، مرتبطًا بمقياس طاقة الإنفلاتون. حتى الآن، لم يحدث اكتشاف حاسم لأنماط B-mode البدائية، مما يضع حدودًا عليا على r وبالتالي على مقياس طاقة التضخم (≲2 × 10¹⁶ GeV).

4. الأدلة الرصدية: إشعاع الخلفية الميكروويفية الكونية وما بعدها

4.1 تباينات درجة الحرارة

الهيكل التفصيلي لـ تباينات CMB (القمم الصوتية في طيف القدرة) يتوافق جيدًا مع الشروط الأولية الناتجة عن التضخم: تقلبات شبه غاوسية، أدياباتية، وشبه متساوية المقياس. تؤكد تجارب Planck، WMAP، وغيرها هذه الخصائص بدقة عالية. هيكل القمم الصوتية يتوافق مع كون شبه مسطح (Ω_tot ≈ 1)، كما يتنبأ التضخم بقوة.

4.2 أنماط الاستقطاب

استقطاب إشعاع الخلفية الميكروويفية الكونية يشمل أنماط E-mode من الاضطرابات المقياسية وأنماط B-mode المحتملة من الاضطرابات الموترية. رصد أنماط B-mode البدائية على مقاييس زاوية كبيرة سيكون دليلاً مباشراً على خلفية موجات الجاذبية الناتجة عن التضخم. بينما قامت تجارب مثل BICEP2، POLARBEAR، SPT، وPlanck بقياس استقطاب E-mode وفرضت قيودًا على سعة B-mode، لم يتم بعد الكشف الحاسم عن أنماط B-mode البدائية.

4.3 البنية واسعة النطاق

تتوافق توقعات التضخم لبذور البنية مع بيانات تجمع المجرات. الشروط الأولية من التضخم مع الفيزياء المعروفة للمادة المظلمة، الباريونات، والإشعاع تنتج شبكة كونية متسقة مع توزيعات المجرات المرصودة، بالتناغم مع ΛCDM. لا توجد نظرية قبل التضخم أخرى تعيد إنتاج هذه الملاحظات للبنية واسعة النطاق وطيف القدرة شبه المتساوي المقياس بهذه الأناقة.

5. أنواع نماذج التضخم

5.1 التضخم البطيء الدوران

في التضخم البطيء الدوران، يتدحرج حقل الإنفلاتون φ ببطء على طول جهد مستوٍ V(φ). تقيس معلمات الدوران البطيء ε، η ≪ 1 مدى استواء الجهد، مما يتحكم في مؤشر الطيف n_s ونسبة الموجات إلى الموجات الكهرومغناطيسية r. تشمل هذه الفئة جهودًا كثيرة الحدود بسيطة (φ² أو φ⁴) وأخرى أكثر دقة (تضخم ستاروبينسكي R+R²، جهود شبيهة بالهضبة).

5.2 التضخم الهجين أو متعدد الحقول

التضخم الهجين يفترض وجود حقلين متفاعلين، حيث ينتهي التضخم عبر عدم استقرار "الشلال". سيناريوهات تعدد الحقول (أو N-التضخم) تنتج اضطرابات مترابطة أو غير مترابطة، مولدة أوضاع إيزوكوريان مثيرة للاهتمام أو لاأشكال محلية غير غاوسية. تقيّد الملاحظات اللاأشكال الكبيرة غير الغاوسية لتكون صغيرة، مما يحد من بعض إعدادات تعدد الحقول.

5.3 التضخم الأبدي وتعدد الأكوان

تُظهر بعض النماذج أن الإينفلاتون قد يتقلب كموميًا في مناطق معينة، مما يطيل التوسع إلى ما لا نهاية—التضخم الأبدي. تنتهي التضخم في مناطق مختلفة (فقاعات) في أوقات مختلفة، مما قد يؤدي إلى "فراغات" أو ثوابت فيزيائية مختلفة. هذا السيناريو يولد منظور تعدد الأكوان، الذي يستدعيه البعض لشرح الصدف الأنثروبولوجية (مثل الثابت الكوني الصغير). بينما هو مثير فلسفيًا، تبقى الاختبارات الرصدية المباشرة بعيدة المنال.

6. التوترات الحالية والآراء البديلة

6.1 هل يمكننا تجنب التضخم؟

على الرغم من أن التضخم يحل مشاكل الأفق والاستواء بأناقة، يشكك البعض فيما إذا كانت السيناريوهات البديلة (مثل الكون المرتد، الكون الإكبيروتي) قد تكرر هذه الإنجازات. عادةً ما تكافح هذه المحاولات لمضاهاة النجاح القوي للتضخم في شرح الشكل الدقيق للطيف الطاقي الأولي والتقلبات القريبة من الغاوسية. كما يشير بعض النقاد إلى أن "الشروط الأولية" للتضخم قد تحتاج هي نفسها إلى تفسير.

6.2 البحث المستمر عن أوضاع B

بينما تدعم بيانات بلانك بقوة تنبؤات التضخم حول السكالار، فإن غياب اكتشاف أوضاع التنسور حتى الآن يفرض حدودًا عليا على مقياس الطاقة. بعض نماذج التضخم التي تتنبأ بـ r كبير غير مفضلة. إذا لم تجد التجارب المستقبلية (مثل LiteBIRD، CMB-S4) أوضاع B عند عتبات منخفضة للغاية، فقد تدفع نظريات التضخم نحو حلول طاقة أقل أو توسعات بديلة. بدلاً من ذلك، فإن اكتشاف مؤكد لأوضاع B مع سعة معينة سيكون انتصارًا كبيرًا للتضخم، محددًا مقياس الفيزياء الجديدة بالقرب من 10¹⁶ جيجا إلكترون فولت.

6.3 الضبط الدقيق وإعادة التسخين

تواجه بعض الإمكانات التضخمية ضبطًا دقيقًا أو تتطلب إعدادات معقدة لـ الخروج الرشيق من التضخم وإعادة التسخين—العصر الذي تتحلل فيه طاقة الإينفلاتون إلى جسيمات قياسية. مراقبة أو تقييد هذه التفاصيل أمر صعب. بالرغم من هذه التعقيدات، يبقى النجاح الواسع لتنبؤات التضخم الرئيسية في صلب علم الكون القياسي.

7. الاتجاهات المستقبلية الرصدية والنظرية

7.1 مهام CMB للجيل القادم

جهود مثل CMB-S4، LiteBIRD، Simons Observatory، أو PICO تهدف إلى قياس الاستقطاب بحساسيات غير مسبوقة، بحثًا عن إشارة B-mode الأولية الخافتة حتى r ≈ 10^-3 أو أقل. مثل هذه البيانات ستؤكد إما موجات الجاذبية التضخمية أو تدفع النماذج إلى مقاييس طاقة دون بلانك، مما يصقل مشهد التضخم.

7.2 اللاتوزيعات الغاوسية الأولية

عادةً ما يتنبأ التضخم بتقلبات أولية قريبة من التوزيع الغاوسي. بعض النماذج متعددة الحقول أو غير الحد الأدنى تنتج إشارات غير غاوسية صغيرة (مُعلمة بواسطة f_NL). تأمل المسوحات واسعة النطاق القادمة—تثني عدسة CMB، ومسوح المجرات—في قياس f_NL عند مستويات أقل من الوحدة، مميزة بين سيناريوهات التضخم.

7.3 الروابط بين فيزياء الجسيمات عالية الطاقة

غالبًا ما يحدث التضخم بالقرب من مقاييس التوحيد الكبرى. قد يكون المُضخم مرتبطًا بحقل هيغز في نموذج التوحيد الكبير أو حقول أساسية أخرى تتنبأ بها نظرية الأوتار، التناظر الفائق، إلخ. الكشف المختبري عن فيزياء جديدة (مثل الشركاء التناظريين في المصادمات) أو فهم أفضل للجاذبية الكمومية قد يوحد التضخم مع أطر أكبر. قد يوضح هذا التآزر كيف تحدد الشروط الأولية للتضخم أو كيف تنشأ احتمالية المُضخم من نظريات كاملة فوق بنفسجية.

8. الخاتمة

التضخم الكوني يظل ركيزة مركزية في علم الكونيات الحديث— يحل مشكلتي الأفق والاستواء من خلال افتراض حقبة قصيرة من التوسع المتسارع. هذا السيناريو لا يعالج التناقضات القديمة فحسب، بل يتنبأ بتقلبات قريبة من التماثل المقياسي، الأديباتي، والغوسي في الكون المبكر، متطابقًا بدقة مع ملاحظات تفاوتات إشعاع الخلفية الكونية والبنية واسعة النطاق. نهاية التضخم تزرع شروط الانفجار العظيم الحار، ممهدة الطريق للتطور الكوني القياسي.

على الرغم من نجاحه، لا تخلو نظرية التضخم من تساؤلات: الحقل المُضخم الدقيق، طبيعة الاحتمالية، كيف بدأ التضخم، والانتقالات المحتملة (التضخم الأبدي، الأكوان المتعددة) تظل مشكلات مفتوحة تُدرس بعمق. تهدف التجارب التي تبحث عن استقطاب الوضع-B البدائي في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي إلى قياس (أو تحديد حد) توقيعات موجات الجاذبية للتضخم، مما قد يحدد مقياس طاقة التضخم.

لذا، يُعتبر التضخم الكوني واحدًا من أرقى القفزات المفاهيمية في علم الكونيات، حيث يجسر بين الحقول الشبيهة بالكم والهندسة الكونية الماكروسكوبية—مضيئًا كيف ازدهر الكون الوليد إلى البنية الشاسعة التي نراها. سواء أظهرت البيانات المستقبلية "دليلًا قاطعًا" مباشرًا على التضخم أو أجبرت على مراجعات، يظل التضخم نجمًا مرشدًا في السعي لفهم اللحظات الأولى للكون، مقدمًا لمحة عن الفيزياء عند مقاييس طاقة تتجاوز التجارب الأرضية بكثير.

المراجع والقراءة الإضافية

Guth, A. H. (1981). "Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems." Physical Review D، 23، 347–356.
ليندي، أ. (1982). "سيناريو كون تضخمي جديد: حل محتمل لمشاكل الأفق، الاستواء، التجانس، التماثل، والوحيدات البدائية." رسائل الفيزياء ب، 108، 389–393.
تعاون بلانك (2018). "نتائج بلانك 2018. السادس. المعلمات الكونية." الفلك والفيزياء الفلكية، 641، A6.
باومان، د. (2009). "محاضرات TASI عن التضخم." arXiv:0907.5424.
أدي، ب. أ. ر.، وآخرون. (تعاون BICEP2) (2014). "كشف استقطاب الوضع-B على مقاييس زاوية الدرجة بواسطة BICEP2." رسائل المراجعة الفيزيائية، 112، 241101. (على الرغم من مراجعته لاحقًا بعد إعادة تحليل الخلفية الغبارية، إلا أنه يبرز الاهتمام الشديد بالكشف عن الوضع-B.)

← المقال السابق المقال التالي →

العودة إلى الأعلى

العودة إلى المدونة

البلد/المنطقة

لغة