https://ninkilim.com/articles/cosmology_radiation_driven_inflation/ar.html
أقترح نموذجًا كونيًا يتم فيه دفع فترة التضخم بضغط الإشعاع بدلاً من حقل إنفلاتون سكالاري. بدءًا من التوسع الخطي في عصر بلانك، ينتقل الكون إلى تضخم أسي عند \(t \approx 10^{22} \, t_P\) مع تمدد الفضاء-الزمان خارج الأفق السببي، مما يعيد تعريف سرعة الضوء (\(c\)) كمعامل ثابت محليًا. يُفترض أن الطاقة المفقودة بسبب الانزياح الأحمر للفوتونات تُعاد توزيعها إلى ضغط الإشعاع، مما يغذي التضخم ويضمن حفظ الطاقة في كون متوسع. تحافظ الأجزاء المحلية من مينكوفسكي على ثبات \(c\)، مما يعالج مشكلتي الأفق والتسطح مع التوفيق بين النسبية الخاصة وانحسار الكون الفائق السرعة. يتم تحديد ثمانية اختبارات رصدية، مع توقعات بتوقيعات في الخلفية الكونية الميكروية، الأمواج الثقالية، والهيكلية واسعة النطاق. تتماشى البيانات الحالية مع \(\Lambda\)CDM لكنها لا تستبعد هذا النموذج، مما يترك مجالًا للتحقق منه بتجارب عالية الدقة في المستقبل.
تصف الكوسمولوجيا القياسية \(\Lambda\)CDM انفجارًا كبيرًا ساخنًا عند \(t = 0\)، يتبعه فترة تضخم قصيرة من \(t \approx 10^{-36} \, \text{ثانية}\) إلى \(10^{-34} \, \text{ثانية}\). يتم دفع هذه الفترة بحقل “إنفلاتون” سكالاري، ينتج عنه توسع أسي (\(a(t) \propto e^{Ht}\)) [1, 2]. يحل هذا مشكلتي الأفق والتسطح ويترك بصمات في الخلفية الكونية الميكروية (CMB). وعلى الرغم من نجاحها، تعتمد \(\Lambda\)CDM على مكونات تخمينية: جسيم إنفلاتون غير مكتشف، مناظر طبيعية للإمكانات مضبوطة بدقة، وتسامح مع عدم حفظ الطاقة الظاهري بسبب انزياح الفوتونات الأحمر.
أقدم بديلاً مدفوعًا بالإشعاع. يبدأ نموذجي بالتوسع الخطي، ينتقل بشكل طبيعي إلى التضخم الأسي بمجرد أن تهيمن الفوتونات وتنفصل الأفق، ويستمر في العصر المتسارع الحديث. تتميز هذه الإطار بثلاث مبادئ رئيسية:
في عصر بلانك (\(t = 1 \, t_P = 5.39 \times 10^{-44} \, \text{ثانية}\))، يتوسع الكون خطيًا مع معامل المقياس \(a(t) \propto t\). حجمه الفعلي هو \(R(t) = ct\)، وكثافة الطاقة هي بمقياس بلانك:
\[ \rho \approx 5 \times 10^{96} \, \text{كجم} \, \text{م}^{-3}. \]
تتحكم معادلة فريدمان في التوسع:
\[ H^2 = \left(\frac{\dot{a}}{a}\right)^2 = \frac{8\pi G \rho}{3} - \frac{k c^2}{a^2}, \]
مع \(H = 1/t\) وانحناء لا يكاد يُذكر. في هذه المرحلة، لا توجد فوتونات، لذا لا يسهم ضغط الإشعاع بعد.
بحلول \(t \sim 10^{20} \, t_P \, (\sim 10^{-36} \, \text{ثانية})\)، ينتج تكوين الجسيمات فوتونات في بلازما الكوارك-غلوون عند $T ^{28} , . يظهر ضغط الإشعاع:
\[ P = \frac{1}{3}\rho c^2, \qquad \rho = \frac{a T^4}{c^2}, \]
مع \(a = 7.566 \times 10^{-16} \, \text{جول} \, \text{م}^{-3} \, \text{ك}^{-4}\). ينتج عن هذا \(P \sim 10^{92} \, \text{باسكال}\). وعلى الرغم من ضخامته، لا تزال الجاذبية تهيمن، ويظل التوسع متباطئًا.
عند \(t \approx 10^{22} \, t_P \, (\sim 10^{-34} \, \text{ثانية})\)، يتجاوز نصف قطر الكون أفقه الشبيه بشوارزشيلد:
\[ r_s = \frac{2GM}{c^2}, \quad M = \rho \cdot \frac{4}{3} \pi R^3, \quad R = ct. \]
عندما يتجاوز أفق الجسيمات \(d_p \approx ct\) نصف القطر \(r_s\)، تنفصل المناطق سببيًا.
داخل كل رقعة أفق، يقيس المراقبون \(c = 3 \times 10^8 \, \text{م/ث}\)، بما يتماشى مع تجارب أينشتاين الفكرية للقطار والصاروخ. على المستوى العالمي، تتجاوز سرعات الانحسار \(c\)، كما في الكوسمولوجيا القياسية. أعبر عن هذا بمعامل:
\[ c_{\text{eff}} = c_0 \left(\frac{a_0}{a}\right)^\beta, \qquad \beta > 0, \]
لا يعني ذلك تغيرًا حرفيًا في \(c\)، بل يشفر محليته. وبالتالي، يظل \(c\) ثابتًا لأي مراقب ضمن أفقه السببي، بينما يعكس التوسع الفائق السرعة عالميًا الانفصال، وليس انتهاكًا للنسبية.
في \(\Lambda\)CDM، تتناقص طاقة الفوتونات مع تمدد الأطوال الموجية:
\[ E = \frac{hc}{\lambda}, \quad \lambda \propto a, \quad E \propto a^{-1}. \]
يُعزى فقدان الطاقة الظاهري إلى التوسع، دون قانون حفظ عام.
يحل نموذجي هذا التناقض: تُمتص الطاقة المفقودة من الانزياح الأحمر عند الأفق السببي وتُعاد توزيعها إلى ضغط الإشعاع، مما يؤدي فعليًا إلى عمل على المتري:
\[ \Delta E_{\text{redshift}} \;\rightarrow\; \Delta P_{\text{radiation}} \cdot V. \]
يحدد مبدأ التكافؤ لأينشتاين الجاذبية مع التسارع. يوفر هذا طريقة ملموسة لرؤية الانزياح الأحمر ليس كتدمير للطاقة، بل كتحويلها إلى عمل حركي.
تجربة فكرية: تخيل ليزر أزرق يُطلق للأعلى من سطح كوكب. تتسلق الفوتونات خارج إمكانية الجاذبية وتصل إلى مراقب بعيد بانزياح أحمر. بالنسبة للمراقب، يبدو أن كل فوتون يحمل طاقة أقل. ومع ذلك، عند المصدر، اختبر الليزر كامل طاقة الكتلة للفوتونات المُنبعثة: نقل زخمًا يتماشى مع طاقتها وضغط الإشعاع غير المنزاح.
أين ذهبت الطاقة “المفقودة”؟ لقد استُثمرت في الحقل الثقالي، لأداء العمل اللازم لرفع الفوتونات من البئر الإمكاني.
بالمثل، في الكوسمولوجيا، تفقد الفوتونات المُنبعثة في الأوقات المبكرة طاقتها من خلال الانزياح الأحمر الكوني. محليًا، تعاني المنطقة المُنبعثة من كامل ضغط الإشعاع. لكن عالميًا، لا يُفقد العجز الظاهري؛ بل يتحول إلى عمل على المتري - تحديدًا، إلى توسع متسارع.
\[ \Delta E_{\text{photon}} \;=\; W_{\text{expansion}} . \]
بناءً على هذا التشبيه، أقترح أن تعمل الأفق السببية كوسيط لطاقة الانزياح الأحمر:
\[ P = \frac{1}{3}\rho c_{\text{eff}}^2 + \Delta P_{\text{redshift}}, \]
تعديل معادلة التسارع:
\[ \frac{\ddot{a}}{a} = -\frac{4\pi G}{3}\left(\rho + \frac{3P}{c^2}\right). \]
مع \(\Delta P_{\text{redshift}} > 0\)، يتسارع التوسع دون استدعاء إنفلاتون.
لتأصيل هذه الآلية يتطلب:
عند \(t \approx 2.6 \times 10^{71} \, t_P\) (13.8 مليار سنة)، تكون درجة حرارة الخلفية الكونية الميكروية \(T = 2.7 \, \text{ك}\)، وقد تناقص ضغط الإشعاع إلى \(P \sim 10^{-31} \, \text{باسكال}\). ومع ذلك، تستمر نفس الآلية المتوسطة بالأفق: تستمر طاقة الانزياح الأحمر في تغذية التسارع الكوني، مساهمة في ديناميكيات الوقت المتأخر التي تُعزى عادةً إلى الطاقة المظلمة (\(\Omega_\Lambda \approx 0.7\)).
أقترح ثمانية اختبارات رصدية، كل منها بتوقيعات مميزة يمكن أن تميز هذا النموذج عن \(\Lambda\)CDM.
| الميزة | \(\Lambda\)CDM | النموذج المدفوع بالإشعاع |
|---|---|---|
| محرك التضخم | حقل إنفلاتون سكالاري | ضغط الإشعاع + طاقة الانزياح الأحمر |
| حفظ الطاقة | غير محدد عالميًا | يتم فرضه حراريًا ديناميكيًا عبر الأفق |
| سرعة الضوء | ثابت عالميًا | ثابت محليًا ضمن الأفق |
| مشكلتا الأفق/التسطح | يحلهما الإنفلاتون | يحلهما الإشعاع + الأفق |
| الطاقة المظلمة | ثابت كوني (\(\Lambda\)) | استمرار آلية الإشعاع-الانزياح الأحمر |
| تنبؤات الخلفية الكونية | طيف قياسي | تعزيزات صغيرة النطاق، اختلافات محتملة في النمط B |
| توتر هابل | غير محلول | \(H_0\) متوسط طبيعي |
| الحالة الرصدية | مدعوم لكنه غير مكتمل | متسق مع البيانات، لم يُفنَد بعد |
يعيد هذا الإطار صياغة التضخم كعملية حرارية ديناميكية متأصلة في الإشعاع، دون الحاجة إلى إنفلاتون تخميني. يوفر آلية لحفظ الطاقة في الفضاء-الزمان المتوسع ويوفق بين افتراضات النسبية المحلية وأفق الكون.
تظل التحديات قائمة. تتطلب ديناميكيات إعادة توزيع طاقة الانزياح الأحمر تطويرًا رياضيًا إضافيًا، وتعد المحاكاة العددية لمعادلات فريدمان المعدلة ضرورية. سيعتمد التمييز الرصدي على المهام المستقبلية (CMB-S4، Euclid، LISA، SKA).
أقدم كوسمولوجيا يدفع فيها ضغط الإشعاع، المنظم بالأفق السببية وطاقة الانزياح الأحمر، كلاً من التضخم والتوسع الحالي. يلغي هذا النموذج الحاجة إلى إنفلاتون افتراضي، ويعيد الاتساق الحراري الديناميكي، ويوفق بين ثبات أينشتاين المحلي لـ \(c\) والتوسع الفائق السرعة الكوني. تتوافق البيانات الحالية مع \(\Lambda\)CDM، لكن الاختبارات الرصدية المقترحة توفر مسارًا للتحقق أو التفنيد.
[1] تعاون بلانك، نتائج بلانك 2018. VI. المعلمات الكونية، Astron. Astrophys. 641, A6 (2020). [2] جوث، أ. هـ.، الكون التضخمي، Phys. Rev. D 23, 347 (1981). [3] بادمانابهان، ت.، الجوانب الحرارية الديناميكية للجاذبية: رؤى جديدة، Rep. Prog. Phys. 73, 046901 (2010). [4] تعاون BICEP2/Keck، تحسين القيود على الأمواج الثقالية البدائية، Phys. Rev. Lett. 121, 221301 (2018).