لم يبدأ الكون مع الانفجار العظيم ، ولكن مع Big Thaw

الثابت الكوني وخلق الكون

فيما يتعلق بالكون ، هناك نوعان من الألغاز غير المؤلمة بشكل خاص ، أحدهما مرتبط بمصيره النهائي ، والثاني - مع البداية ، علماء الكون المثير للاهتمام لعقود. لطالما اعتقد المجتمع العلمي أن هاتين المهمتين مستقلتان عن بعضهما - ولكن ماذا لو لم يكن كذلك؟

ترتبط المهمة الأولى بوجود شيء يسمى "الطاقة المظلمة" ، والذي يسرع اليوم من توسع الكون ، ويحدد في النهاية مصيره النهائي. يقول المنظرون إن عمل الطاقة المظلمة يمكن تفسيره بإدخال مصطلح جديد في معادلات أينشتاين تسمى "الثابت الكوني". ولكن لكي يعمل هذا التفسير ، يجب أن يكون للثابت الكوني قيمة معينة وصغيرة جدًا. في الوحدات الطبيعية ، يتم تحديدها بوحدة مقسمة على رقم يتكون من 123 رقمًا! إن تفسير قيمة هذا الثابت هو أحد أصعب مشاكل الفيزياء النظرية.


تشير اختلافات CMB إلى تقلبات الكثافة في أوائل الكون

ترتبط المشكلة الثانية بعدد مهم آخر يحدد كوننا وتشكيل الهياكل مثل المجرات ومجموعات المجرات. نحن نعلم أن الكون المبكر ، على الرغم من أنه كان متجانسًا للغاية ، فقد احتوى على تقلبات صغيرة في الكثافة ، والتي أصبحت الأسباب الجذرية للبنى الكونية التي نراها اليوم. لتتوافق مع ملاحظاتنا ، كان يجب أن يكون لهذه التقلبات حجم وشكل معين. إن الكيفية التي ظهرت بها هذه التقلبات في الفترات الأولى من تطور الكون ، وشكلها وحجمها ، هي لغز مذهل بنفس القدر لعلم الكون.

بالنظر إلى النهج المقبول عمومًا لعلم الكونيات ، لا يعتبر هذان الرقمان - حجم الثابت الكوني وحجم الاضطرابات الأولية - مترابطين. بعد كل شيء ، يتعامل أحدهما مع المرحلة الأولى من الكون ، والثاني مع الأحدث ، ويفصل بينهما وقت كوني يبلغ 14 مليار سنة. علاوة على ذلك ، فإن علم الكونيات القياسي لا يفسر هذه القيم على أساس المبادئ الأساسية. لا تقول النماذج المقبولة عمومًا للكون شيئًا عن القيمة العددية للثابت الكوني ، أو تتنبأ بقيم مختلفة تمامًا. فيما يتعلق بحجم الاضطرابات الأولية ، فإن النهج الأكثر شيوعًا هو الحصول على هذه القيمة من فئة النماذج التي تصف التضخم - فترة من النمو السريع في المرحلة المبكرة من وجود الكون. مشكلة النماذج التضخمية هي أنه يمكن تعديلها لتحقيق أي نتيجة تقريبًا ، وهذا هو السبب في أنها تفتقر إلى القدرة التنبؤية.

في عملي الأخير ، الذي قمت به مع ابنتي همسة بادمانابان وتومالا فلو في المدرسة التقنية العليا السويسرية في زيورخ ، كلا هذين الرقمين مرتبطان بتكون الكون - إنشاء الكون - ويتم شرح معناه الدقيق. يُظهر عملنا ، المنشور مؤخرًا في Physics Letters B ، أن وجود ثابت كوني ، بالإضافة إلى قيمته الدقيقة ، يمكن تمثيله كنتيجة مباشرة لمحتوى المعلومات في الزمكان [Padmanabhan، T. & Padmanabhan، H. Cosmic information، the cosmological ثابت واتساع الاضطرابات البدائية. رسائل الفيزياء ب 773 ، 81-85 (2017)]. بالإضافة إلى ذلك ، يوفر التحليل القيمة الصحيحة لحجم وشكل التقلبات الصغيرة للكون المبكر.

الترابط الرائع بين هذه الثوابت الأساسية ضروري لفهمنا للكون. على وجه الخصوص ، يغير فهمنا للانفجار الكبير ويزيل الحاجة إلى فترة من التضخم في المراحل المبكرة من الكون.

ربما يكون الانفجار الكبير هو السمة الأكثر شهرة في علم الكونيات القياسي. ولكن ليس هناك حاجة لها أيضًا. النموذج الكلاسيكي للكون ، الذي وصفته معادلات آينشتاين ، يتوقف عن العمل في ظل ظروف الانفجار العظيم ، بكثافة ودرجة حرارة غير محدودة - هذا هو الوضع الذي يسميه الفيزيائيون التفرد.

ولكن ماذا لو لم يكن هناك تفرد؟ منذ الستينيات ، عمل الفيزيائيون على وصف الكون بدون الانفجار العظيم ، محاولين الجمع بين نظرية الجاذبية ونظرية الكم في شيء يسمى "الجاذبية الكمية". كان الفيزيائيان جون ويلر وبرايس ديويت أول من طبق هذه الأفكار على المرحلة العقائدية الافتراضية للكون ، حيث لم تظهر مفاهيم المكان والزمان بعد من بنية غير معروفة. أدى هذا إلى ظهور علم الكونيات الكمي ، حيث يحاول الفيزيائيون وصف ديناميات نماذج لعبة بسيطة للكون بلغة كمومية. وغني عن القول ، على مر العقود ، ظهرت فجأة عدة أفكار مختلفة ، وإن كانت ذات صلة ، لوصف المرحلة ما قبل الهندسية. ما يوحدهم هو أن الكون الكلاسيكي بدون أي تفرد يظهر من خلال سلسلة من التحولات من مرحلة ما قبل الهندسة إلى المرحلة التي وصفت فيها معادلات أينشتاين الزمكان. تتمثل الصعوبة الرئيسية في إنشاء مثل هذا الوصف في أنه ليس لدينا نظرية كاملة عن الجاذبية الكمية تسمح لنا بوضع نموذج لمرحلة ما قبل الهندسة بالتفصيل.


وصف أينشتاين إدمانه للثابت الكوني عدة مرات خطأ فادح في معادلاته. اليوم ، يعتقد الفيزيائيون أن لها معنى إيجابي.

العنصر الرئيسي الذي قدمناه للمساعدة في التحايل على هذا التعقيد التقني هو مفهوم المعلومات الفضائية. في الآونة الأخيرة ، اكتسبت فكرة أن تلعب المعلومات دورًا رئيسيًا في وصف الفيزياء المزيد والمزيد من الدعم. يظهر في العديد من الحالات عندما يحاول العلماء الجمع بين مبادئ نظرية الكم والجاذبية - على سبيل المثال ، في دراسة الثقوب السوداء الكمومية. أيضًا ، في بعض هذه النماذج ، هناك فكرة مثيرة للاهتمام عن الهولوغرافيا ، تنص على أن محتوى المعلومات في منطقة كبيرة يمكن أن يرتبط بمحتوى المعلومات في حدودها. ولكن ، لسوء الحظ ، فإن الوصف الرياضي للمعلومات في حالات مختلفة مختلف ، ولم يتم العثور على المبدأ الموحد ، الذي ينطبق في جميع الحالات ، حتى الآن. لذلك ، لتطبيق فكرة المعلومات على الكون بأكمله ، كنا بحاجة أولاً إلى التوصل إلى تعريف مناسب جسديًا لها.

يمكن وصف تعريف المعلومات الفضائية التي نستخدمها عن طريق القياس. عندما تذوب قطعة من الثلج وتتحول إلى ماء ، يكون هناك تحول طوري من صلب إلى سائل. يمكن أن تكون عمليات المرحلة الانتقالية الفعلية معقدة للغاية ، ولكن العدد الإجمالي لذرات الجليد سيكون هو نفسه عدد ذرات الماء. يحدد هذا الرقم عدد درجات حرية النظام التي لا تتغير أثناء المرحلة الانتقالية. وبالمثل ، يمكن وصف انتقال المرحلة الذي أدى إلى ظهور الكون من خلال عدد يربط عدد درجات الحرية في مرحلة ما قبل الهندسة بالكمية المتأصلة في الزمكان الكلاسيكي. باستخدام هذا الرقم ، الذي أطلقنا عليه اسم CosmIn ، يمكننا الجمع بين مرحلتي الكون ، وتجاوز تعقيدات النموذج الكامل للجاذبية الكمية.

كوزمين ، كعدد يمكن ملاحظته ماديًا ، يجب أن يكون محدودًا. في غياب التفردات ، نعتقد أن جميع الكميات المادية يجب أن تكون محدودة. بالإضافة إلى ذلك ، تمكنا من إظهار أن الكون سيكون محدودًا فقط إذا كان الكون يمر بمرحلة تسارع من التوسع في أواخر فترة الوجود - مثلما نلاحظ اليوم. لا يشير هذا الارتباط فقط إلى وجود سبب أساسي لوجود ثابت كوني ، ولكن أيضًا حول طرق حساب قيمته العددية - إذا عرفنا قيمة الكوسمين.

يمكن تحديد قيمة الكوزمين في مرحلة ما قبل الهندسة أو الجاذبية الكمية باستخدام النتائج التي تظهر بشكل دوري في نماذج مختلفة من الجاذبية الكمية. اتضح أن إجمالي كمية المعلومات المنقولة من مرحلة الجاذبية الكمومية إلى المرحلة الكلاسيكية يجب أن تكون مساوية لرقم بسيط: 4π ، مساحة مجال نصف قطر الوحدة. باستخدام هذه الحقيقة ، يمكننا ربط القيمة العددية للثابت الكوني بمقياس الطاقة ، الذي مر به الكون من مرحلة الجاذبية الكمومية إلى المرحلة الكلاسيكية.

يمكن أن يرتبط مقياس الطاقة هذا بالخاصية الغامضة الثانية لكوننا: حجم التقلبات الكمية الدقيقة في الكون المبكر الذي نما وشكل المجرات والعناقيد المجرية التي نراها اليوم. يستخدم نظام شائع لحساب حجم هذه التقلبات نماذج تضخمية للكون تصف الكون يمر عبر توسع كبير وسريع لا يصدق في الحجم. ولكن هناك الكثير من النماذج التضخمية وهي مختلفة تمامًا ، ويمكنها إعطاء أي قيمة مرغوبة. من الجدير بالذكر أيضًا أن شكل التقلبات الأولية تم الحصول عليه من قبل إدوارد روبرت هاريسون في عام 1970 (وبشكل مستقل من قبل يعقوب زيلدوفيتش) ، ويسمى طيف هاريسون-زيلدوفيتش. لكن الناس ينسون الإشارة إلى أن هاريسون حصل على نتائجه قبل أكثر من عشر سنوات قبل اختراع النماذج التضخمية!

يسمح لنا نموذجنا بربط الكميتين - قيمة الثابت الكوني وحجم التقلبات الأولية - مع مقياس الطاقة الذي شهد فيه الكون ما قبل الهندسي مرحلة تحول وأصبح الكون الكلاسيكي الذي نعيش فيه. والانتباه ، عندما نختار مقياس الطاقة الصحيح ، نحصل على القيمة الصحيحة الملحوظة لكل من هذه القيم. وهذا يقودنا إلى علاقة جبرية بين الثابت الكوني ، وحجم التقلبات الأولية ، والكونية. يمكننا عكس هذه العلاقة باستخدام المعلمات الكونية المرصودة والتحقق مما إذا كانت قيمة الكوزمين هي 4π حقًا. تجتاز النظرية الاختبار بشكل مثالي. نجد أن الكوزمين الذي تم تحديده من الملاحظات هو 4π بدقة 1/1000.

والمثير للدهشة أن مجموعة معقدة من المعلمات الكونية ، التي تعتبر غير مرتبطة ببعضها البعض ، لها معنى بسيط. قد يكون النهج المشترك هو النظر في علاقة مثل الصدفة العشوائية. نعتقد أنها تخبرنا شيئًا عميقًا وجميلًا عن كوننا.

نعتقد أننا قمنا بالمحاولة الأولى لربط القيمة العددية للثابت الكوني بحجم التقلبات في الكون المبكر ، والحصول على كل من هذه القيم من نموذج لا يحتوي على معلمات قابلة للتعديل وربطها بمقياس الطاقة الذي بدأ الكون في الوجود عليه.

كل هذه الأفكار موجودة على منصة أكثر عمومية من الجاذبية الكمومية ، وهي نظرية لا يزال الفيزيائيون ، على الرغم من ما يقرب من خمسة عقود من التطور ، لا تزال غير موجودة. من مزايا نموذجنا أنه لا يتطلب تفاصيل الجاذبية الكمية. لكنها تصنع دليلين مهمين حول طبيعة الجاذبية الكمية وهيكل الزمكان. أولاً ، تقول أنه يجب تمثيل الزمكان على أنه يتكون من درجات مجهرية للحرية ، وكذلك مادة تتكون من ذرات. ثانيًا ، تجادل في أن النظرية الصحيحة لأصل الكون يجب أن تتضمن انتقالًا طوريًا من مرحلة ما قبل الهندسة إلى المرحلة الكلاسيكية.

يمكن أن تجيب هذه النصائح على سؤال رئيسي: لماذا ، بعد عدة عقود من العمل ، لم يجمع المنظرون بين الجاذبية ونظرية الكم؟ نعتقد أن أفضل تفسير لهذا هو تشبيه آخر. نحن نعلم أن ديناميكا الموائع هي نظرية فيزيائية متسقة يتم التعبير عنها من خلال مجموعة من المعادلات. إذا أخذناها كأساس وقمنا بتطبيق مبادئ نظرية الكم عليهم ، يمكننا اكتشاف ظاهرة جديدة مثيرة للاهتمام - على سبيل المثال ، الفونونات (كمية الاهتزاز) وتفاعلاتها. ومع ذلك ، باستخدام هذا النهج ، لن نتمكن من الوصول إلى البنية الكمية للمادة.

هناك دليل على أن المعادلات التي تصف الجاذبية بهذا المعنى تشبه ديناميكا الموائع. بعبارة أخرى ، إعادة صياغة المعادلات التي تصف الجاذبية باستخدام مبادئ نظرية الكم مماثلة لتطبيق المبادئ الكمية على معادلات ديناميكا الموائع. لن نكتشف التركيب الكمي للزمكان بهذه الطريقة - ونعتقد أنه بسبب هذا العقد ، انتهت محاولات تحديد نظرية آينشتاين في فشل صاخب.

بدلاً من ذلك ، نحتاج إلى إعادة التفكير في طبيعة الجاذبية وفهم ما تخبرنا به عن البنية المجهرية للزمكان. استخدم الفيزيائي لودفيج بولتزمان هذا النهج لفهم أن ظواهر درجة الحرارة تتطلب مفهوم المادة على أنها تتكون من درجات منفصلة من الحرية (بمعنى آخر ، الذرات). في الواقع ، قال بولتزمان أنه إذا كان هناك شيء يمكن أن يكون ساخنًا ، فيجب أن يحتوي على درجات مجهرية من الحرية.

يمكن أن يكون لدرجة حرارة الزمكان درجة حرارة وتبدو ساخنة لبعض المراقبين. جاءت هذه الفكرة بفضل عمل جاكوب بيكنشتاين وستيفن هوكينج في سياق الثقوب السوداء. بعد ذلك بوقت قصير ، في منتصف السبعينيات ، أظهر عمل بيل أونريتش وبول ديفيس أن هذه هي الخاصية الرئيسية للزمكان. من خلال الجمع بين نموذج بولتزمان وحقيقة أن الزمكان - مثل المادة العادية - يمكن أن يكون ساخنًا ، تصل إلى استنتاج مفاده أن الزمكان يجب أن يتمتع بدرجات حرية داخلية ، مثل الذرات في المادة. بدأت الأدلة النظرية الداعمة لهذا الاستنتاج في الظهور في السنوات الأخيرة [Padmanabhan، T. ذرات الزمكان والثابت الكوني. مجلة الفيزياء: سلسلة المؤتمرات 880 ، 012008 (2017)]. تحتوي هذه الملاحظة على مفتاح فهم البنية المجهرية للزمكان ، مما يؤدي بسرعة إلى نتائج ملحوظة.

أولاً ، يمكن وصف تطور موقع الزمكان من حيث درجات الحرية (أو ، بالمثل ، محتوى المعلومات) الموجودة داخل حدود هذا الموقع. ثانيًا ، تصبح الجاذبية غير حساسة للتغيرات عند مستوى طاقة صفري. في نظرية أينشتاين ، الجاذبية مسؤولة عن الكمية المطلقة من الطاقة ، ولهذا السبب يكاد يكون من المستحيل حساب الثابت الكوني. ولكن بالنسبة للنموذج القائم على محتوى المعلومات ، فإن الأمر ليس كذلك. ثالثًا ، يشير النهج الإعلامي إلى أنه لا ينبغي لنا أن نتخيل التطور الكوني وفقًا لحل معين لمعادلات آينشتاين. تنشأ هذه المعادلات من مجموعة أكثر دقة من المعادلات التي تصف الدرجات الكمومية لحرية الزمكان [Padmanabhan، T. هل نفهم حقًا الكون؟ Comptes Rendus Physique 18 ، 275-291 (2017)].

يمنحنا نهج المعلومات ، الذي أكده نموذج الكون الخاص بنا ، صورة جديدة وحيوية للكون ، تشبه قطعة كبيرة من الجليد تحتوي على مصدر حرارة. يذوب مصدر الحرارة الجليد حوله ، مما يخلق قسمًا من الماء يتوسع ، ليصل إلى التوازن الحراري الديناميكي المحلي. على نطاق واسع ، أقرب إلى حدود الطور ، لم تصل الجزيئات بعد إلى التوازن ، حيث يتم تسخين قطعة من الجليد من الداخل. ومن المثير للاهتمام أن هذا يشبه إلى حد كبير سلوك كوننا. قطعة الماء مشابهة للكون المرئي (تم وصفه بواسطة نظرية آينشتاين). وهي محاطة بمرحلة ما قبل هندسية (مشابهة للجليد) ، موصوفة حتى الآن بقوانين الجاذبية الكمية غير المعروفة. تختفي فكرة الانفجار الكبير ، وبدلاً من ذلك يظهر انتقال من مرحلة إلى أخرى على طول حدودهم. كما تختفي الحاجة إلى فترة تضخم.

المنصة بأكملها بسيطة وأنيقة ، حيث يتم وصفها بمعلمة واحدة: مقياس الطاقة لانتقال الطور للكون المبكر من الهندسة السابقة إلى هندسة أينشتاين. هذا يختلف عن النماذج التضخمية التقليدية التي تحتوي على العديد من المعلمات وليس لديها قدرات تنبؤية. نموذجنا لا يستخدم فيزياء لم يتم التحقق منها. الفرضية الوحيدة التي صنعناها هي أن محتوى الكون يجب أن يساوي 4π ، وهي مساحة سطح كرة مفردة.

يفتح العمل ثلاثة مجالات بحثية جديدة. أولاً ، تدعونا إلى دراسة فيزياء المرحلة ما قبل الهندسية في نماذج مختلفة من الجاذبية الكمية. ثانيًا ، يوفر فرصة لدراسة فكرة معلومات الفضاء المستخدمة في هذا العمل ومحاولة ربطها بأفكار أخرى مماثلة مستخدمة في سياقات أخرى. ثالثًا ، يعزز فكرة أن الزمكان يتكون من درجات أولية أكثر للحرية - تمامًا كما تتكون المادة من الذرات - ويشجعنا على دراسة المراحل المختلفة للزمكان بنفس الطريقة التي ندرس بها المراحل المختلفة للمادة في فيزياء المادة المكثفة .

تانو بادمانابهان أستاذ في المركز المشترك بين الجامعات لعلم الفلك والفيزياء الفلكية في الهند.