Quantum Fluctuations and Inflation

التقلبات الكمومية والتضخم

واحدة من أكثر الأفكار إثارة وقوة في علم الكون الحديث هي أن كوننا شهد توسعًا سريعًا جدًا لفترة وجيزة في تاريخه المبكر—وهي حدث يُعرف باسم التضخم. هذه الحقبة التضخمية، التي اقترحها في أواخر السبعينيات وأوائل الثمانينيات فيزيائيون مثل آلان جوث، أندري ليندي، وآخرون، تقدم حلولًا أنيقة لعدة ألغاز عميقة في علم الكون، بما في ذلك مشكلتي الأفق والانبساط. والأهم من ذلك، يقدم التضخم تفسيرًا لكيفية نشوء الهياكل واسعة النطاق في الكون (المجرات، عناقيد المجرات، والشبكة الكونية) من تقلبات كمومية دقيقة جدًا.

في هذا المقال، سنتعمق في مفهوم التقلبات الكمومية ونصف كيف يتم تمديدها وتضخيمها بواسطة التضخم الكوني السريع، مما يترك في النهاية بصمات على خلفية الموجات الدقيقة الكونية (CMB) ويؤسس لتكوين المجرات والهياكل الكونية الأخرى.

2. تمهيد المشهد: الكون المبكر والحاجة إلى التضخم

2.1 نموذج الانفجار العظيم القياسي

قبل إدخال التضخم، كان علماء الكون يفسرون تطور الكون باستخدام نموذج الانفجار العظيم القياسي. وفقًا لهذا الإطار:

  1. بدأ الكون من حالة أولية شديدة الكثافة والحرارة.
  2. مع تمدده، برد الكون، مما سمح للمادة والإشعاع بالتطور والتفاعل بطرق مختلفة (تخليق العناصر الخفيفة، انفصال الفوتونات، إلخ).
  3. مع مرور الوقت، أدى الجذب الثقالي إلى تكوين النجوم والمجرات والهياكل واسعة النطاق.

ومع ذلك، واجه نموذج الانفجار العظيم القياسي وحده صعوبة في تفسير:

  • مشكلة الأفق: لماذا يبدو خلفية الموجات الدقيقة الكونية (CMB) متشابهة تقريبًا (مع اختلافات طفيفة جدًا في درجة الحرارة) في مناطق من الفضاء التي يبدو أنها لم تتح لها الفرصة لتبادل المعلومات (إشارات ضوئية) منذ بداية الكون؟
  • مشكلة الانبساط: لماذا هندسة الكون قريبة جدًا من الانبساط المكاني، مما يتطلب ضبطًا دقيقًا للغاية لكثافة المادة والطاقة؟
  • مشكلة الأحادي القطب (وغيرها من البقايا): لماذا لا تُرصد بعض البقايا الغريبة المتوقعة (مثل الأحادي القطب المغناطيسي)، رغم توقعها في بعض نظريات التوحيد الكبرى؟

2.2 الحل التضخمي

يفترض التضخم أنه في وقت مبكر جدًا—حوالي 10−36 ثوانٍ بعد الانفجار العظيم، لبعض النماذج—حدث انتقال طور أدى إلى توسع أُسّي هائل للفضاء. خلال هذه الحقبة القصيرة (التي ربما استمرت حتى حوالي 10−32 ثوانٍ)، زاد حجم الكون بمقدار لا يقل عن 1026 (وغالبًا ما يُذكر أنها أكبر بكثير)، مما يحل بفعالية:

  • مشكلة الأفق: المناطق التي تبدو وكأنها لم تكن على اتصال سببي اليوم كانت في الواقع كذلك، قبل أن يفرقها التضخم.
  • مشكلة الاستواء: التوسع السريع "يكوي" أي انحناء أولي، مما يجعل الكون يبدو مسطحًا.
  • مشاكل البقايا: بعض البقايا غير المرغوب فيها تتخفف كثافتها إلى حد يكاد يكون منعدمًا.

بينما هذه القوة التفسيرية مثيرة للإعجاب، يوفر التضخم أيضًا رؤية أعمق: بذور البنية الكونية نفسها.

3. التقلبات الكمومية: بذور البنية

3.1 عدم اليقين الكمومي عند أصغر المقاييس

في الفيزياء الكمومية، يفرض مبدأ عدم اليقين لهايزنبرغ وجود تقلبات لا يمكن تقليلها في الحقول عند المقاييس الصغيرة جدًا (تحت الذرية). هذه التقلبات ذات صلة خاصة بأي حقل يخترق الكون—وخاصة حقل "الإنفلاتون" المفترض أنه يدفع التضخم أو حقول أخرى في بعض متغيرات نظرية التضخم.

  • تقلبات الفراغ: حتى في حالة الفراغ، تظهر الحقول الكمومية طاقة النقطة الصفرية وتقلبات تسبب انحرافها الطفيف في الطاقة أو السعة مع مرور الوقت.

3.2 من التموجات المجهرية إلى الاضطرابات الماكروسكوبية

أثناء التضخم، يتمدد الفضاء بشكل أُسّي (أو على الأقل بسرعة كبيرة جدًا). يمكن لاضطراب صغير كان محصورًا أصلاً في منطقة أصغر بكثير من البروتون أن يتمدد إلى مقاييس فلكية. على وجه التحديد:

  1. التقلبات الكمومية الأولية: عند المقاييس تحت بلانك أو القريبة من بلانك، تكون التقلبات الكمومية في الحقول تغييرات عشوائية صغيرة في السعة.
  2. التمدد بفعل التضخم: نظرًا لأن الكون يتضخم بشكل أُسّي، فإن هذه التقلبات "تتجمد" عند عبورها أفق التضخم (مماثل لكيفية عدم قدرة الضوء على العودة بمجرد عبوره أفق منطقة متوسعة). بمجرد أن يصبح مقياس الاضطراب أكبر من نصف قطر هابل أثناء التضخم، يتوقف عن التذبذب كموجة كمومية نموذجية ويصبح فعليًا اضطرابًا كلاسيكيًا في كثافة الحقل.
  3. اضطرابات الكثافة: بعد انتهاء التضخم، تتحول طاقة الحقل إلى المادة العادية والإشعاع. المناطق التي كان لديها اختلافات طفيفة في سعة الحقل (بسبب التقلبات الكمومية) تتحول إلى كثافات مختلفة قليلاً من المادة والإشعاع. تصبح هذه المناطق ذات الكثافة الزائدة أو الناقصة بذورًا للجذب الجاذبي وتشكيل البنية اللاحق.

تشرح هذه العملية كيف تولد التقلبات العشوائية المجهرية التباينات الكثافية واسعة النطاق التي نراها في الكون اليوم.

4. الآلية بالتفصيل

4.1 حقل التضخم والإمكانات

تتضمن معظم نماذج التضخم حقلًا قياسيًا افتراضيًا يسمى الحقل المتضخم. لهذا الحقل طاقة إمكانات V(φ). أثناء التضخم، تهيمن الإمكانات على كثافة طاقة الكون، مما يسبب توسعًا شبه أسي.

  1. شرط التدحرج البطيء: لكي يستمر التضخم لفترة كافية، يجب أن يتدحرج الحقل φ ببطء نزولًا في إمكاناته، بحيث تظل طاقة الإمكانات شبه ثابتة لفترة زمنية كبيرة.
  2. التقلبات الكمومية في الحقل المتضخم: يتقلب حقل التضخم، مثل جميع الحقول الكمومية، حول قيمته المتوقعة في الفراغ. تنتج هذه التقلبات الكمومية اختلافات طفيفة في كثافة الطاقة من منطقة إلى أخرى.

4.2 عبور الأفق وتجميد التقلبات

فكرة رئيسية هي مفهوم أفق هابل (أو نصف قطر هابل) أثناء التضخم، RH ~ 1/H، حيث H هو معامل هابل.

  1. مرحلة تحت الأفق: عندما تكون التقلبات أصغر من نصف قطر هابل، تتصرف كموجات كمومية نموذجية، متذبذبة بسرعة.
  2. عبور الأفق: يسبب التوسع الأسي نمو الطول الموجي الفيزيائي لهذه التقلبات بسرعة. في النهاية، يصبح الطول الموجي أكبر من نصف قطر هابل — وهي عملية تعرف بعبور الأفق.
  3. مرحلة ما فوق الأفق: بمجرد تجاوز الأفق، تتجمد التذبذبات فعليًا، تاركة سعة شبه ثابتة. في هذه المرحلة، تأخذ التقلبات الكمومية طابعًا كلاسيكيًا، مكونة "مخططًا" للتغيرات الكثافية لاحقًا.

4.3 إعادة الدخول إلى الأفق بعد التضخم

عندما ينتهي التضخم (حوالي 10−32 بعد عدة ثوانٍ أو نحو ذلك في العديد من النماذج)، يحدث إعادة التسخين، حيث تتحول طاقة الحقل المتضخم إلى بلازما ساخنة من الجسيمات القياسية. ثم ينتقل الكون إلى مرحلة تطور الانفجار العظيم التقليدية، التي تهيمن عليها أولاً الإشعاع ثم المادة. مع نمو نصف قطر هابل بشكل أبطأ مما كان عليه أثناء التضخم، تصبح هذه التقلبات التي كانت فوق الأفق في السابق تحت الأفق مرة أخرى وتبدأ في التأثير على ديناميكيات المادة، وتنمو عبر عدم الاستقرار الجاذبي.

5. الصلة بالملاحظات

5.1 تباينات الخلفية الكونية الميكروية (CMB)

واحدة من أبرز نجاحات التضخم هي توقعه بأن تقلبات الكثافة في الكون المبكر ستترك بصمات مميزة من تقلبات درجة الحرارة في الخلفية الكونية الميكروية.

  • طيف ثابت المقياس: يتنبأ التضخم بشكل طبيعي بطيف تقريبي ثابت المقياس من الاضطرابات. هذا يعني أن التقلبات لها تقريبًا نفس السعة على جميع مقاييس الطول، مع ميل طفيف يمكن للقياسات الحالية اكتشافه.
  • القمم الصوتية: بعد التضخم، تنتج الأمواج الصوتية في سائل الفوتون-باريون قممًا مميزة في طيف قدرة CMB. تظهر الملاحظات من مهام مثل COBE، WMAP، وPlanck هذه القمم بدقة فائقة، مؤكدة العديد من جوانب نظرية اضطرابات التضخم.

5.2 البنية واسعة النطاق

تتطور نفس التقلبات البدائية المقاسة في CMB على مدى مليارات السنين إلى الشبكة الكونية من المجرات والتجمعات التي تُرى في المسوحات واسعة النطاق (مثل مسح سلون السمائي). تضخم الجاذبية يعزز المناطق ذات الكثافة الزائدة، التي تنهار إلى خيوط، وهالات، وتجمعات، بينما تتوسع المناطق ذات الكثافة المنخفضة إلى فراغات. تتوافق الخصائص الإحصائية لهذه البنية واسعة النطاق (مثل طيف القدرة لتوزيعات المجرات) بشكل ملحوظ مع توقعات التضخم.

6. من النظرية إلى الكون المتعدد؟

6.1 التضخم الأبدي

تقترح بعض النماذج أن التضخم قد لا ينتهي في كل مكان في نفس الوقت. بدلاً من ذلك، يمكن للتقلبات الكمومية في حقل الإنفلاتون أن تدفع أحيانًا مناطق من الفضاء إلى الأعلى في الجهد، مما يجعلها تستمر في التضخم. يؤدي هذا إلى رقعة من الفقاعات المتضخمة، كل منها بظروف محلية خاصة—وهو سيناريو يُسمى أحيانًا التضخم الأبدي أو فرضية "الكون المتعدد".

6.2 نماذج وبدائل أخرى

بينما يُعتبر التضخم التفسير الرائد، تحاول عدة نماذج بديلة معالجة نفس الألغاز الكونية. تتراوح هذه من نماذج الإكبيروتيك/الدورية (المبنية على تصادم الأغشية في نظرية الأوتار) إلى تعديلات في الجاذبية نفسها. ومع ذلك، لم يضاهِ أي منافس بساطة التضخم واتساع اتفاقه التفصيلي مع البيانات. يظل تضخيم التقلبات الكمومية حجر الزاوية في معظم الحسابات النظرية لتشكيل البنية.

7. الأهمية والاتجاهات المستقبلية

7.1 قوة التضخم

لا يوضح التضخم فقط الألغاز الكونية الكبرى بل يوفر أيضًا آلية متماسكة لتقلبات البذور. حقيقة أن هذه الأحداث الكمومية الصغيرة يمكن أن تترك أثرًا هائلًا تؤكد التفاعل بين الفيزياء الكمومية وعلم الكونيات.

7.2 التحديات والأسئلة المفتوحة

  • طبيعة الإنفلاتون: ما هو الجسيم أو الحقل الذي دفع التضخم بالضبط؟ هل هو مرتبط بنظرية التوحيد الكبرى، أو التناظر الفائق، أو مفهوم نظري الأوتار؟
  • مقياس طاقة التضخم: يمكن للقيود الرصدية، بما في ذلك قياسات موجات الجاذبية، أن تستكشف مقياس الطاقة الذي حدث عنده التضخم.
  • اختبار موجات الجاذبية: أحد التنبؤات الرئيسية للعديد من نماذج التضخم هو وجود خلفية من موجات الجاذبية البدائية. تسعى جهود مثل BICEP/Keck، مرصد سيمونز، وتجارب استقطاب CMB المستقبلية إلى اكتشاف أو تقييد "نسبة الموتر إلى السكالار" r، مما يوفر اختبارًا مباشرًا لمقياس طاقة التضخم.

7.3 نوافذ رصدية جديدة

  • علم الكون 21 سم: رصد خط 21 سم من الهيدروجين المحايد عند انزياحات حمراء عالية قد يوفر طريقة جديدة لاستكشاف تكوين البنية الكونية واضطرابات التضخم.
  • المسوحات الجيل القادم: مشاريع مثل مرصد فيرا سي. روبن (LSST)، يوكليد، وغيرها سترسم توزيع المجرات والمادة المظلمة، مما يشدد القيود على معلمات التضخم.

8. الخاتمة

تشرح نظرية التضخم ببراعة كيف يمكن للكون أن يتمدد بسرعة أسية في أجزاءه الأولى من الثانية، مما يحل قضايا رئيسية في سيناريو الانفجار العظيم الكلاسيكي. في الوقت نفسه، تتنبأ التضخم بشكل حاسم بأن التقلبات الكمومية، التي عادة ما تقتصر على العالم دون الذري، تم تضخيمها إلى مقاييس كونية. هذه التقلبات مهدت الطريق لتفاوتات الكثافة التي ولدت في النهاية الهياكل الكونية التي نراها اليوم—المجرات، العناقيد، والشبكة الكونية الشاسعة.

من خلال ملاحظات دقيقة متزايدة لخلفية الميكروويف الكونية والبنية واسعة النطاق، جمعنا أدلة واسعة تدعم هذه الصورة التضخمية. ومع ذلك، لا تزال هناك ألغاز كبيرة حول الطبيعة الدقيقة للإنفلاتون، والشكل الحقيقي لإمكانات التضخم، وما إذا كان كوننا المرصود هو مجرد منطقة واحدة في تعدد أكوان أوسع بكثير. مع وصول بيانات جديدة، سيتعمق فهمنا لكيفية تحول أصغر الاضطرابات الكمومية إلى نسيج النجوم والمجرات، مما يضيء أكثر الصلة العميقة بين الفيزياء الكمومية والكون الكبير على أوسع المقاييس الممكنة.

المصادر:

هوكينغ، س. و.، وإيليس، ج. ف. ر. (1973). الهيكل واسع النطاق للزمكان. مطبعة جامعة كامبريدج.
– عمل كلاسيكي يفحص انحناء الزمكان ومفهوم التفردات في سياق النسبية العامة.

بنروز، ر. (1965). "الانهيار الجاذبي وتفردات الزمكان." رسائل المراجعة الفيزيائية، 14(3)، 57–59.
– مقال يناقش الشروط التي تؤدي إلى تكوين التفردات أثناء الانهيار الجاذبي.

غوث، أ. هـ. (1981). "الكون التضخمي: حل محتمل لمشاكل الأفق والتسطيح." المراجعة الفيزيائية D، 23(2)، 347–356.
– عمل رائد يُقدّم مفهوم التضخم الكوني، الذي يساعد في حل مشكلتي الأفق والتسطيح.

ليندي، أ. (1983). "التضخم الفوضوي." رسائل الفيزياء ب، 129(3–4)، 177–181.
– نموذج تضخم بديل يستكشف سيناريوهات تضخمية محتملة وأسئلة حول الشروط الأولية للكون.

بينيت، س. ل.، وآخرون. (2003). "ملاحظات مسبار ويلكنسون لعدم تجانس الميكروويف للسنة الأولى: خرائط أولية ونتائج أساسية." سلسلة ملحقات مجلة الفيزياء الفلكية، 148(1)، 1.
– يعرض نتائج ملاحظات إشعاع الخلفية الكونية التي تؤكد تنبؤات التضخم.

تعاون بلانك. (2018). "نتائج بلانك 2018. السادس. المعلمات الكونية." علم الفلك والفيزياء الفلكية.
– أحدث البيانات الكونية التي تمكّن من تعريف دقيق لهندسة الكون وتطوره.

روفيللي، س. (2004). الجاذبية الكمومية. مطبعة جامعة كامبريدج.
– عمل شامل عن الجاذبية الكمومية، يناقش البدائل للرؤية التقليدية للتفردات.

أشتكار، أ.، باولوسكي، ت.، و سينغ، ب. (2006). "الطبيعة الكمومية للانفجار العظيم: ديناميكيات محسنة." المراجعة الفيزيائية D، 74(8)، 084003.
– ورقة تبحث في كيفية تعديل نظريات الجاذبية الكمومية للرؤية الكلاسيكية لتفرد الانفجار العظيم، مقترحة "ارتداد" كمومي كبديل.

 

← المقال السابق                    المقال التالي →

 

 

العودة إلى الأعلى

العودة إلى المدونة