توسع الكون

📅 آخر تحديث: ٢٧ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٧ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 36 صور
الموسوعة الحرة

تمثيل بياني لتوسع الكون منذ الانفجار العظيم وحتى يومنا هذا، حيث يُمثل حقبة التضخم بالتوسع الهائل الظاهر على اليسار. يُظهر هذا التمثيل جزءًا فقط من الكون؛ ولا ينبغي اعتبار المساحة الفارغة خارج الرسم البياني بمثابة فراغ خارج الكون (الذي قد لا يكون موجودًا بالضرورة).

يُعرَّف تمدد الكون بأنه ازدياد المسافة بين أجزاء الكون المرئي غير المرتبطة جاذبيًا مع مرور الوقت. [ 1 ] وهو تمدد جوهري ، لذا لا يعني أن الكون يتمدد إلى أي شيء آخر أو أن الفضاء موجود خارجه. بالنسبة لأي مراقب في الكون، يبدو أن جميع المجرات، باستثناء أقربها (المرتبطة ببعضها البعض بفعل الجاذبية)، تبتعد بسرعات تتناسب مع بعدها عن المراقب ، في المتوسط. مع أن الأجسام لا يمكنها التحرك بسرعة تفوق سرعة الضوء ، فإن هذا القيد ينطبق فقط على الأطر المرجعية المحلية ولا يحد من معدلات ابتعاد الأجسام الكونية البعيدة.

تم اكتشاف توسع الكون من خلال دراسات نظرية ورصدية منفصلة في عشرينيات القرن العشرين. ومنذ ذلك الحين، أصبح هذا التوسع جانبًا أساسيًا من مجال علم الكونيات الفيزيائي الفلكي . وقد سعت العديد من المشاريع العلمية الكبرى إلى تحديد خصائص هذا التوسع وفهم آثاره.

يُعدّ التوسع الكوني سمةً أساسيةً في علم الكونيات القائم على نظرية الانفجار العظيم . وفي إطار نظرية النسبية العامة ، يُنمذج هذا التوسع رياضيًا باستخدام مقياس فريدمان-لوميتر-روبرتسون-ووكر (FLRW) . ويفترض النموذج التوافقي أو "القياسي" لعلم الكونيات، وهو نموذج لامدا-سي دي إم ، معدلات توسع مختلفة عبر أزمنة مختلفة، اعتمادًا على الخصائص الفيزيائية لمحتويات الزمكان. وشهد التوسع المبكر جدًا، والذي يُسمى التضخم الكوني، توسعًا مفاجئًا للكون بمعامل لا يقل عن 10²⁶ في جميع الاتجاهات بعد حوالي 10⁻³² من الثانية من الانفجار العظيم. ثم تباطأ التوسع الكوني لاحقًا إلى معدلات أبطأ بكثير، حتى بدأ بالتوسع تدريجيًا بوتيرة أسرع  بعد حوالي 9.8 مليار سنة من الانفجار العظيم (قبل 4 مليارات سنة) ، ولا يزال مستمرًا في ذلك. افترض الفيزيائيون وجود الطاقة المظلمة ، التي تظهر كثابت كوني في أبسط نماذج الجاذبية، كوسيلة لتفسير هذا التسارع المتأخر الذي من المتوقع أن يكون مهيمناً في المستقبل. 

إن مفهوم توسع الكون يصعب شرحه، مما يؤدي إلى العديد من المفاهيم الخاطئة حول طبيعته وأصله وآثاره.

تاريخ المفهوم

في الفترة ما بين عامي 1912 و1914، اكتشف فيستو سليفر أن الضوء القادم من المجرات البعيدة ينزاح نحو الأحمر ، [ 2 ] [ 3 ] وهي ظاهرة فُسِّرت لاحقًا على أنها ابتعاد المجرات عن الأرض. وفي عام 1922، استخدم ألكسندر فريدمان معادلات أينشتاين للمجال لتقديم دليل نظري على أن الكون يتوسع. [ 4 ]

يُعرف الدليل الفلكي الرئيسي على تمدد الكون بقانون هابل ، أو أحيانًا بقانون هابل-لوميتر . [ 5 ] وقد دار جدل حول تسمية هذا القانون، وبالتالي حول مكانة هذا الاكتشاف. ففي عام 1924، وجد الفلكي السويدي كنوت لوند مارك أدلة رصدية على تمدد الكون. ورغم أن نتائجه كانت دقيقة إلى حد معقول حتى بمعايير اليوم، إلا أنها اعتمدت على قياسات قطر المجرات والمسافة إلى مجرة ​​أندروميدا، وهي قياسات لم تكن مثبتة في ذلك الوقت. [ 6 ] وفي عام 1927، استنتج جورج لومتر حلولًا لمعادلات أينشتاين في النسبية العامة، وطبقها على البيانات التي نشرها سليفر وهابل، ليقترح علاقة خطية بين المسافة إلى المجرات وسرعة ابتعادها . [ 7 ] [ 8 ] وقد رسّخ إدوين هابل هذه العلاقة الخطية في عام 1929 باستخدام طرق متعددة، وتحقق منها بتقنيات مثبتة. [ 6 ] [ 9 ]

لم يربط هابل نفسه العلاقة التي تُعرف الآن بقانون هابل بتوسع الكون، وكان تقديره لثابت التناسب أكبر من اللازم بسبعة أضعاف، لكن منشوراته أثارت الاهتمام بالأعمال النظرية السابقة، وحفزت جهودًا متزايدة التطور لقياس هذا الثابت. [ 10 ] أعاد الفلكي والتر باد حساب حجم الكون المعروف في أربعينيات القرن العشرين، فضاعف القيمة السابقة. [ 11 ] [ 12 ] [ 13 ] خلال معظم النصف الثاني من القرن العشرين، قُدِّرت قيمة ثابت هابل بين50 و 90  كم/ث −1 ⋅ ميجا فرسخ فلكي −1 .

في 13 يناير 1994، أعلنت وكالة ناسا رسميًا عن إتمام أعمال الإصلاح المتعلقة بالمرآة الرئيسية لتلسكوب هابل الفضائي ، مما أتاح الحصول على صور أكثر وضوحًا، وبالتالي تحليلات أكثر دقة لرصداته. [ 14 ] بعد فترة وجيزة من إتمام الإصلاحات، قام مشروع ويندي فريدمان الرئيسي لعام 1994 بتحليل سرعة ابتعاد مجرة ​​M100 عن مركز عنقود العذراء ، مما وفر قياسًا لثابت هابل .80 ± 17  كم/ ث /ميجابارسيك/ ثانية . [ 15 ] وفي وقت لاحق من العام نفسه، استخدم آدم ريس وآخرون طريقة تجريبية لأشكال منحنى الضوء في النطاق المرئي لتقدير لمعان المستعرات العظمى من النوع Ia بدقة أكبر. وقد ساهم ذلك في تقليل أخطاء القياس المنهجية لثابت هابل إلى67 ± 7  كم/ ث / ميجابارسيك . تتوافق قياسات ريس لسرعة ابتعاد عنقود العذراء القريب بشكل أوثق مع التحليلات اللاحقة والمستقلة لمعايرة متغيرات سيفيد للمستعرات العظمى من النوع Ia، والتي تقدر ثابت هابل بـ73 ± 7  كم/ث −1 ⋅ميجابارسيك −1 . [ 16 ] في عام 2003، اتفق تحليل ديفيد سبيرجل لخلفية الموجات الميكروية الكونية خلال السنة الأولى من عمليات الرصد بواسطة قمر ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية (WMAP) مع معدلات التوسع المقدرة للمجرات المحلية،72 ± 5  كم/ث −1 ⋅ميجابارسيك −1 . [ 17 ]

بنية التوسع الكوني

تُلاحَظ المجرات البعيدة في جميع الاتجاهات وهي تبتعد عن الأرض، وتتناسب سرعتها طرديًا مع بُعدها عنها. هذه الملاحظة، المعروفة بقانون هابل ، بالإضافة إلى ملاحظة أن الكون على أوسع نطاق متجانس (متماثل في كل مكان) ومتناحٍ (متماثل في جميع الاتجاهات)، تعني أن الكون يتوسع بشكل منتظم في الوقت الحاضر. وهذا يعني أن المسافة بين أي مجرتين تزداد بمرور الوقت بنفس النسبة. ويُعادل التوسع المنتظم العلاقة الخطية الملحوظة بين سرعات ابتعاد المجرات.v→{\displaystyle {\vec {v}}}عن المجرة ومواقعهاx→{\displaystyle {\vec {x}}}:

v→=ح0x→،{\displaystyle {\vec {v}}=H_{0}{\vec {x}},}

حيث ثابت هابلح0{\displaystyle H_{0}}يحدد معدل التوسع اليوم. [ 18 ] : 52

على الرغم من أن التوسع في الفضاء منتظم، إلا أنه ليس منتظمًا عبر فترات زمنية طويلة: إذ يختلف معدل التوسع مع مرور الوقت، ويُعد هذا التباين موضوعًا رئيسيًا للدراسة في علم الكونيات. باستخدام الزمن الكوني معت0{\displaystyle t_{0}}يشير إلى الحاضر، ثابت هابل،ح0=ح(ت=ت0){\displaystyle H_{0}=H(t=t_{0})}، هي القيمة الحالية لمعامل هابل،ح(ت){\displaystyle H(t)}[ 19 ] : 504 ، واصفةً ديناميكيات التوسع.

ديناميكيات التوسع الكوني

يعتمد تاريخ التوسع على كثافة الكون. يُمثل Ω في هذا الرسم البياني نسبة كثافة المادة إلى الكثافة الحرجة ، وذلك في كون تهيمن عليه المادة. يُظهر منحنى "التسارع" مسار عامل المقياس لكون يحتوي على طاقة مظلمة.

يمكن فهم توسع الكون على أنه ناتج عن حالة أولية كانت فيها مكونات الكون تتباعد. يعمل التجاذب الجاذبي المتبادل بين المادة والإشعاع داخل الكون على إبطاء هذا التوسع تدريجيًا بمرور الوقت، لكن كثافتهما منخفضة جدًا بحيث لا تمنع استمرار التوسع. [ 20 ] بالإضافة إلى ذلك، تشير الأدلة الرصدية الحديثة إلى أن الطاقة المظلمة تُسرّع التوسع حاليًا . [ 21 ]

رياضياً، يتم تحديد تمدد الكون كمياً بواسطة عامل المقياس ،أ{\displaystyle a}وهو يتناسب مع متوسط ​​المسافة بين الأجسام، مثل المجرات. عامل المقياس هو دالة للزمن، ويُحدد عادةً على أنهأ=1{\displaystyle a=1}في الوقت الحاضر. لأن الكون يتوسع،أ{\displaystyle a}يكون أصغر في الماضي وأكبر في المستقبل. وبالاستناد إلى نماذج كونية معينة، نجد لحظة كان فيها عامل المقياس صفرًا؛ ويُحدد فهمنا الحالي لعلم الكونيات هذه اللحظة عند 13.787  ±  0.020 مليار سنة مضت . إذا استمر الكون في التوسع إلى الأبد، فسيقترب عامل المقياس من اللانهاية في المستقبل. ومن الممكن أيضًا، من حيث المبدأ، أن يتوقف الكون عن التوسع ويبدأ بالانكماش، وهو ما يتوافق مع انخفاض عامل المقياس بمرور الوقت.

عامل المقياسأ{\displaystyle a}هو أحد معلمات مقياس FLRW ، ويخضع تطوره الزمني لمعادلات فريدمان . معادلة فريدمان الثانية،

أ¨أ=-4πجي3(ρ+3صج2)+Λج23،{\displaystyle {\frac {\ddot {a}}{a}}=-{\frac {4\pi G}{3}}\left(\rho +{\frac {3p}{c^{2}}}\right)+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}},}

يوضح هذا كيف تؤثر محتويات الكون على معدل تمدده. هنا،جي{\displaystyle G}هو ثابت الجاذبية ،ρ{\displaystyle \rho }هي كثافة الطاقة داخل الكون،ص{\displaystyle p}هو الضغط ،ج{\displaystyle c}هي سرعة الضوء ، وΛ{\displaystyle \Lambda }هو الثابت الكوني. تؤدي كثافة الطاقة الموجبة إلى تباطؤ التوسع.أ¨<0{\displaystyle {\ddot {a}}<0}ويؤدي الضغط الموجب إلى إبطاء التمدد بشكل أكبر. من ناحية أخرى، يؤدي الضغط السلبي الكافي معص<-ρج2/3{\displaystyle p<-\rho c^{2}/3}يؤدي ذلك إلى تسارع التوسع، كما أن الثابت الكوني يُسرّع التوسع أيضًا. المادة غير النسبية عديمة الضغط أساسًا، مع|ص|≪ρج2{\displaystyle |p|\ll \rho c^{2}}بينما يكون لغاز الجسيمات فائقة النسبية (مثل غاز الفوتون ) ضغط موجبص=ρج2/3{\displaystyle p=\rho c^{2}/3}إن السوائل ذات الضغط السلبي، مثل الطاقة المظلمة، لم يتم تأكيدها تجريبياً، ولكن يتم استنتاج وجود الطاقة المظلمة من الملاحظات الفلكية.

المسافات في الكون المتوسع

إحداثيات متحركة

في كونٍ متوسع، من المفيد غالبًا دراسة تطور البنية مع استبعاد تأثير توسع الكون. وهذا ما يحفز استخدام الإحداثيات المتحركة ، التي تُعرَّف بأنها تنمو تناسبًا طرديًا مع عامل المقياس. إذا كان جسم ما يتحرك فقط مع تدفق هابل للكون المتوسع، دون أي حركة أخرى، فإنه يبقى ثابتًا في الإحداثيات المتحركة. الإحداثيات المتحركة هي الإحداثيات المكانية في مقياس FLRW .

شكل الكون

الكون عبارة عن نسيج مكاني رباعي الأبعاد، ولكن ضمن كون يخضع للمبدأ الكوني، يوجد اختيار طبيعي لسطح مكاني ثلاثي الأبعاد. هذه هي الأسطح التي يتفق عليها المراقبون الثابتون في إحداثيات متحركة على عمر الكون . في كون تحكمه النسبية الخاصة ، ستكون هذه الأسطح قطعًا زائدية ، لأن تمدد الزمن النسبي يعني أن ساعات المراقبين البعيدين المبتعدين بسرعة تتباطأ، مما يجعل الأسطح المكانية تنحني "نحو المستقبل" على مسافات طويلة. [ 22 ] مع ذلك، ضمن النسبية العامة ، يتأثر شكل هذه الأسطح المكانية المتزامنة المتحركة بالجاذبية. تتوافق الملاحظات الحالية مع كون هذه الأسطح المكانية مسطحة هندسيًا (بحيث يكون مجموع زوايا المثلث، على سبيل المثال، 180 درجة).

الآفاق الكونية

عادةً ما يكون للكون المتوسع عمر محدود. فالضوء، والجسيمات الأخرى، لا يمكنها الانتشار إلا لمسافة محدودة. تُعرف المسافة المتحركة التي يمكن أن تقطعها هذه الجسيمات على مدار عمر الكون باسم أفق الجسيمات ، وتُعرف المنطقة من الكون التي تقع ضمن أفق الجسيمات لدينا باسم الكون المرئي .

إذا كانت الطاقة المظلمة، التي يُفترض أنها تُهيمن على الكون اليوم، ثابتةً كونية، فإن أفق الجسيمات يتقارب إلى قيمة محددة في المستقبل البعيد. وهذا يعني أن كمية الكون التي سنتمكن من رصدها محدودة. توجد أنظمة عديدة لا يصل ضوؤها إلينا أبدًا، لوجود أفق حدث كوني ناتج عن جاذبية الطاقة المظلمة التنافرية.

في سياق دراسة تطور البنية داخل الكون، يبرز مقياس طبيعي يُعرف باسم أفق هابل . الاضطرابات الكونية الأكبر بكثير من أفق هابل ليست ديناميكية، لأن التأثيرات الجاذبية لا تملك الوقت الكافي للانتشار عبرها، بينما الاضطرابات الأصغر بكثير من أفق هابل تخضع بشكل مباشر لديناميكيات الجاذبية النيوتونية .

عواقب التوسع الكوني

الانزياحات الحمراء

بالنسبة للفوتونات، يؤدي التمدد إلى الانزياح الأحمر الكوني . وبينما يُفسَّر الانزياح الأحمر الكوني غالبًا على أنه تمدد في أطوال موجات الفوتونات نتيجة "تمدد الفضاء"، فإنه يُنظر إليه بشكل طبيعي أكثر على أنه نتيجة لتأثير دوبلر . [ 23 ]

السرعات الخاصة

السرعة الخاصة لجسم ما هي سرعته بالنسبة لشبكة الإحداثيات المتحركة معه، أي بالنسبة لمتوسط ​​الحركة المرتبطة بتمدد المادة المحيطة به. وهي مقياس لمدى انحراف حركة الجسيم عن تدفق هابل للكون المتمدد. تتناقص السرعات الخاصة للجسيمات غير النسبية مع تمدد الكون، بنسبة عكسية مع عامل المقياس الكوني . ويمكن فهم ذلك على أنه تأثير فرز ذاتي. فالجسيم الذي يتحرك في اتجاه معين يتجاوز تدريجيًا تدفق هابل للتمدد الكوني في ذلك الاتجاه، مقتربًا بشكل مقارب من المادة التي لها نفس سرعته. وبشكل أعم، تتناقص الزخمات الخاصة لكل من الجسيمات النسبية وغير النسبية بنسبة عكسية مع عامل المقياس.

درجة حرارة

يبرد الكون مع تمدده. وينتج هذا عن اضمحلال الزخم الخاص للجسيمات، كما ذُكر سابقًا. ويمكن فهم ذلك أيضًا على أنه تبريد أديباتي . تتناسب درجة حرارة الموائع فائقة النسبية ، والتي تُسمى غالبًا "الإشعاع" وتشمل إشعاع الخلفية الكونية الميكروي ، عكسيًا مع عامل المقياس (أيتي∝أ-1{\displaystyle T\propto a^{-1}}تنخفض درجة حرارة المادة غير النسبية بشكل حاد، وتتناسب عكسيًا مع مربع عامل المقياس (أيتي∝أ-2{\displaystyle T\propto a^{-2}}).

كثافة

تتخفف محتويات الكون مع تمدده. ويبقى عدد الجسيمات داخل حجم متحرك ثابتًا (في المتوسط)، بينما يتمدد هذا الحجم. بالنسبة للمادة غير النسبية، يعني هذا أن كثافة الطاقة تنخفض مع تمددها.ρ∝أ-3{\displaystyle \rho \propto a^{-3}}، أينأ{\displaystyle a}هو عامل المقياس .

بالنسبة للجسيمات فائقة النسبية ("الإشعاع")، تنخفض كثافة الطاقة بشكل أكثر حدة، حيثρ∝أ-4{\displaystyle \rho \propto a^{-4}}وذلك لأن طاقة الجسيم فائق النسبية يهيمن عليها زخمه، وليس طاقة كتلته السكونية (انظر علاقة الطاقة بالزخم ). ونتيجة لذلك، بالإضافة إلى تأثير حجم الجسيمات على عددها، تنخفض طاقة كل جسيم أيضًا بما يتناسب معأ-1{\displaystyle a^{-1}}مع انحلال زخمها الخاص.

بشكل عام، يمكننا اعتبار سائلًا مثاليًا مع ضغطص=wρ{\displaystyle p=w\rho }، أينρ{\displaystyle \rho }هي كثافة الطاقة. المعاملw{\displaystyle w}يمثل معامل معادلة الحالة . تنخفض كثافة الطاقة لمثل هذا المائع مع انخفاض كثافة الطاقة.

ρ∝أ-3(1+w).{\displaystyle \rho \propto a^{-3(1+w)}.}

المادة غير النسبيةw=0{\displaystyle w=0}بينما الإشعاعw=1/3{\displaystyle w=1/3}بالنسبة لسائل غريب ذي ضغط سلبي، مثل الطاقة المظلمة، تنخفض كثافة الطاقة ببطء أكبر؛ إذاw=-1{\displaystyle w=-1}يبقى ثابتًا بمرور الوقت. إذاw<-1{\displaystyle w<-1}، بما يتوافق مع طاقة الأشباح ، تنمو كثافة الطاقة مع توسع الكون.

تاريخ التوسع

التضخم الكوني

التضخم الكوني هو فترة من التوسع المتسارع يُفترض أنها حدثت في زمن يقارب 10⁻³² ثانية . وكان يُعتقد أنه مدفوعٌ بالإنفلاتون ، وهو مجال ذو حالة فراغ زائف موجبة الطاقة . طُرح التضخم في الأصل لتفسير غياب البقايا الغريبة التي تنبأت بها نظريات التوحيد الكبرى ، مثل الأقطاب المغناطيسية الأحادية ، لأن التوسع السريع كان سيؤدي إلى تخفيف هذه البقايا. لاحقًا، أُدرك أن التوسع المتسارع سيحل أيضًا مشكلة الأفق ومشكلة التسطح . بالإضافة إلى ذلك، فإن التقلبات الكمومية أثناء التضخم كانت ستُحدث اختلافات أولية في كثافة الكون، والتي ضخمتها الجاذبية لاحقًا لتُنتج الطيف المرصود لتغيرات كثافة المادة . [ 24 ] : 157

خلال فترة التضخم الكوني، نما عامل المقياس الكوني نموًا أُسّيًا مع مرور الوقت. ولحلّ مشكلتي الأفق والتسطّح، كان لا بدّ أن يستمر التضخم لفترة كافية بحيث ينمو عامل المقياس بمقدار لا يقل عن 60 ضعفًا (حوالي 10^ 26 ). [ 24 ] : 162

حقبة الإشعاع

لا يزال تاريخ الكون بعد التضخم وقبل مرور ثانية واحدة تقريبًا مجهولًا إلى حد كبير. [ 25 ] ومع ذلك، من المعروف أن الكون كان يهيمن عليه جسيمات النموذج القياسي فائقة النسبية ، والتي تُسمى اصطلاحًا بالإشعاع ، بحلول وقت انفصال النيوترينو عند حوالي  ثانية واحدة. [ 26 ] خلال فترة هيمنة الإشعاع، تباطأ التوسع الكوني، مع ازدياد عامل المقياس بما يتناسب مع الجذر التربيعي للزمن. [ 27 ] : 81

حقبة المادة

بما أن الإشعاع ينزاح نحو الأحمر مع توسع الكون، فقد هيمنت المادة غير النسبية في نهاية المطاف على كثافة طاقة الكون. في النموذج القياسي، حدث هذا الانتقال بعد حوالي 50,000 عام من الانفجار العظيم. [ 28 ] : 96 خلال حقبة هيمنة المادة، تباطأ التوسع الكوني أيضًا، حيث نما عامل المقياس كقوة 2/3  للزمن (أ∝ت2/3{\displaystyle a\propto t^{2/3}}). [ 28 ] : 80 كذلك، يكون تكوين البنية الجاذبية أكثر كفاءة عندما تهيمن المادة غير النسبية، وهذه الحقبة مسؤولة عن تكوين المجرات والبنية واسعة النطاق للكون .

الطاقة المظلمة

قبل حوالي ثلاثة  مليارات سنة، أي في فترة زمنية تقارب أحد عشر  مليار سنة، يُعتقد أن الطاقة المظلمة بدأت تهيمن على كثافة طاقة الكون. [ 28 ] : 96 حدث هذا التحول لأن الطاقة المظلمة لا تتلاشى مع تمدد الكون، بل تحافظ على كثافة طاقة ثابتة. وعلى غرار التضخم الكوني، تدفع الطاقة المظلمة إلى تسارع التمدد، بحيث ينمو عامل المقياس بشكل أُسّي مع مرور الوقت.

قياس معدل التمدد

عندما يبتعد الجسم، يتمدد ضوؤه (ينزاح نحو الأحمر). وعندما يقترب الجسم، ينضغط ضوؤه ( ينزاح نحو الأزرق ).

إنّ الطريقة الأكثر مباشرة لقياس معدل التوسع هي قياس سرعات التراجع ومسافات الأجسام البعيدة، مثل المجرات، بشكل مستقل. وتعطي النسبة بين هاتين الكميتين معدل هابل، وفقًا لقانون هابل. عادةً، تُقاس المسافة باستخدام شمعة معيارية ، وهي جسم أو حدث معروف سطوعه الذاتي . ويمكن استنتاج مسافة الجسم من سطوعه الظاهري المرصود . في الوقت نفسه، تُقاس سرعة التراجع من خلال الانزياح الأحمر. استخدم هابل هذا النهج لقياسه الأصلي لمعدل التوسع، من خلال قياس سطوع النجوم المتغيرة من نوع سيفيد والانزياحات الحمراء لمجراتها المضيفة. وفي الآونة الأخيرة، باستخدام المستعرات العظمى من النوع Ia ، تم قياس معدل التوسع ليكون H₀ =  73.24 ± 1.74  (كم/ث)/ميجابارسيك . [ 29 ] وهذا يعني أنه لكل مليون فرسخ فلكي من المسافة من الراصد، تزداد سرعة ابتعاد الأجسام عند تلك المسافة بحوالي 73 كيلومترًا في الثانية (160,000 ميل في الساعة) . 

يمكن رصد المستعرات العظمى من مسافات شاسعة لدرجة أن زمن انتقال الضوء منها قد يقارب عمر الكون. ونتيجة لذلك، يمكن استخدامها لقياس ليس فقط معدل التوسع الحالي، بل أيضًا تاريخ هذا التوسع. في عملٍ حاز على جائزة نوبل في الفيزياء عام 2011 ، استُخدمت رصدات المستعرات العظمى لتحديد أن التوسع الكوني يتسارع في العصر الحالي. [ 30 ]

بافتراض نموذج كوني، مثل نموذج لامدا-سي دي إم ، يُمكن استنتاج معدل التوسع الحالي من أحجام أكبر التقلبات المرصودة في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي . يشير معدل التوسع الأعلى إلى حجم مميز أصغر لتقلبات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، والعكس صحيح. وقد قاس فريق بلانك معدل التوسع بهذه الطريقة وحدد قيمة ثابت بلانك H₀ =67.4 ± 0.5  (كم/ث)/ميجابارسيك . [ 31 ] هناك اختلاف بين هذا القياس والقياسات القائمة على المستعرات العظمى، والمعروفة باسم توتر هابل .

تعتمد تقنية قياس مستقلة أخرى على علم الكونيات ذي التأخير الزمني عبر العدسات الجاذبية القوية . فعندما يقع جسم أمامي ضخم، مثل مجرة، مباشرة بين الراصد ومصدر ضوء بعيد ومتغير (مثل الكوازار ) أو ظاهرة عابرة (مثل المستعر الأعظم)، فإن جاذبيته تحرف الضوء الوارد لتكوين صور متعددة للجسم الخلفي. ولأن الضوء الذي يشكل كل صورة يسير على مسارات بأطوال مختلفة وعبر جهود جاذبية مختلفة، فإن تقلبات سطوع الكوازار تصل إلى الأرض في أوقات مختلفة قليلاً. وتتناسب هذه التأخيرات الزمنية عكسيًا مع ثابت هابل. [ 32 ] وقد حسبت القياسات الأولية التي أجراها فريق H0LiCOW باستخدام الكوازارات المُعدسة معدل تمدد قدره H₀ =73.3 +1.7 −1.8  (كم/ث)/ميجابارسيك . [ 33 ] وقد تم توسيع هذا العمل بواسطة تعاون TDCOSMO، مما أسفر عن قياس H₀ = 1 في عام 2025.71.6 +3.9 −3.3  (كم/ث)/ميجابارسيك . [ 34 ] كما توسعت قياسات تأخير الزمن لتشمل المستعرات العظمى ذات العدسات القوية؛ وقد أسفرت عمليات رصد المستعر الأعظم ريفسدال عن قيمة H₀ =64.8 +4.4 −4.3  (كم/ث)/ميجابارسيك [ 35 ] بينما وصلت قياسات SN H0pe إلى H 0 =75.7 +8.1 −5.5  (كم/ث)/ميجابارسيك [ 36 ] علاوة على ذلك، فإن النمذجة الحديثة لعنقود MACS J0138-2155، الفريد من نوعه لتأثيره القوي على كل من المستعر الأعظم Encore والمستعر الأعظم Requiem، تُعطي قياسًا أوليًا لـ H 0 =66.9 +11.2 −8.1  (كم/ث)/ميجابارسيك ، مع توقع أن يؤدي الظهور المرتقب للمستعر الأعظم ريكويم إلى تقليل هذا الغموض إلى 2-3%، حيث يعتمد تاريخ وصوله الدقيق بشكل كبير على قيمة ثابت هابل الحقيقية ( التي تتراوح تقريبًا من أبريل إلى ديسمبر 2026 إذا كانت قيمة ثابت هابل =73  (كم/ث)/ميجابارسيك ، حتى مارس - نوفمبر 2027 إذا كانت H 0 =67  (كم/ث)/ميجابارسيك ). [ 37 ]

ثمة خيار رابع مقترح مؤخراً يتمثل في استخدام معلومات من أحداث موجات الجاذبية (وخاصة تلك التي تنطوي على اندماج النجوم النيوترونية ، مثل GW170817 )، لقياس معدل التمدد. [ 38 ] [ 39 ] ولا تزال هذه القياسات تفتقر إلى الدقة الكافية لحل مشكلة توتر هابل.

من حيث المبدأ، يمكن قياس تاريخ التوسع الكوني بدراسة انزياح الانزياح الأحمر: كيف تتغير الانزياحات الحمراء والمسافات والتدفقات والمواقع الزاوية والأحجام الزاوية للأجرام الفلكية خلال فترة رصدها. هذه التأثيرات ضئيلة للغاية بحيث لا يمكن رصدها بالأجهزة الحالية. مع ذلك، يُمكن رصد التغيرات في الانزياح الأحمر أو التدفق بواسطة مصفوفة الكيلومتر المربع أو التلسكوب العملاق للغاية في منتصف ثلاثينيات القرن الحالي. [ 40 ] : 155

الالتباسات حول التوسع الكوني

نظراً لطبيعة الموضوع غير البديهية، وما وصفه البعض بـ"اختيارات صياغة غير دقيقة"، فإن بعض أوصاف توسع الكون والمفاهيم الخاطئة التي قد تؤدي إليها هذه الأوصاف تُعدّ موضوع نقاش مستمر في مجالي التعليم ونشر المفاهيم العلمية. [ 41 ] [ 42 ] [ 43 ] وسيتم تفصيل بعض هذه المفاهيم الخاطئة في الأقسام التالية.

توسيع المساحة

كثيراً ما يُزعم خطأً أن التوسع الكوني يجب تفسيره على أنه توسع الفضاء نفسه، بحيث تكون المجرات ثابتة بينما يتمدد الفضاء بينها. يوحي هذا الوصف بوجود إطار مرجعي مفضل ، وهو ما يخالف مبدأ النسبية . على العكس من ذلك، يُفسَّر توسع الكون بشكل طبيعي على أنه تباعد المجرات. [ 43 ] [ 23 ]

تمدد فائق السرعة

يتنبأ قانون هابل بأن الأجسام الأبعد من أفق هابل تبتعد بسرعة تفوق سرعة الضوء . ولا تتعارض هذه النتيجة مع النسبية الخاصة . ولأن النسبية الخاصة تفترض أن الزمكان مسطح، فإنها لا تصح إلا على مسافات قصيرة ضمن سياق الزمكان المنحني للكون. ويتوافق التوسع الكوني مع النسبية الخاصة، حيث أن الأجسام القريبة لها سرعات نسبية أقل بكثير من سرعة الضوء. وتتطلب التحليلات على المقاييس الكونية الجمع أو التكامل على مسافات قصيرة متتالية. [ 44 ]

إن السرعات النسبية للأجسام البعيدة كونياً غير محددة بدقة. [ 23 ] تتوافق السرعة النسبية بين جسمين مع الزاوية في الزمكان بين خطوطهما العالمية ، ولا توجد زاوية محددة بدقة بين خطين عند نقطتين مختلفتين على سطح منحني. [ 45 ]

تأثيرات التوسع على نطاقات صغيرة

يُوصَف التوسع الكوني أحيانًا، خطأً، بأنه قوة تدفع الأجسام بعيدًا عن بعضها. على العكس من ذلك، لا يُولّد التوسع الكوني أي ميل للأجسام للانفصال. بل هو مجرد وصف لكيفية انفصال الأجسام في الكون بالفعل بسبب حركتها الذاتية. [ 46 ]

من ناحية أخرى، يُولّد الثابت الكوني قوةً تدفع الأجسام بعيدًا عن بعضها. تُسرّع هذه القوة التوسع الكوني، لكن التوسع يمكن أن يحدث أيضًا بدونها، لذا لا ينبغي الخلط بين الظاهرتين. [ 46 ]

الجاذبية النيوتونية

على الرغم من أن التوسع الكوني يُصاغ غالبًا كنتيجة للنسبية العامة ، إلا أن الجاذبية النيوتونية، المُصاغة بلغة كارتان الهندسية ، تتنبأ بهذا التوسع أيضًا . وهذا يتجنب المشكلات الأساسية للجاذبية النيوتونية في كون إقليدي لانهائي. [ 47 ] وهناك نهج آخر يعتمد على عدد محدود من الجسيمات بدلًا من سائل متصل لانهائي. [ 48 ] [ 49 ] : 181101–1

مراجع

  1. ↑ أوفرباي، دينيس (20 فبراير 2017). "جدل الكون: الكون يتوسع، ولكن ما مدى سرعة ذلك؟" . صحيفة نيويورك تايمز . تم الاطلاع عليه بتاريخ 21 فبراير 2017 .
  2. ↑ سليفر، ف.م. (1913). "السرعة الشعاعية لسديم أندروميدا". نشرة مرصد لويل . 1 (8): 56-57 . رمز المرجع : 1913LowOB...2...56S .
  3. ↑ "فيستو سليفر - عالم فلك أمريكي" .
  4. ^ فريدمان أ. (1922). "Über die Krümmung des Raumes". Zeitschrift für Physik . 10 (1): 377–386 . بيب كود : 1922ZPhy...10..377F . دوى : 10.1007/BF01332580 . S2CID 125190902 . تُرجم في: فريدمان، أ. (1999). "حول انحناء الفضاء". النسبية العامة والجاذبية . 31 (12): 1991-2000 . رمز Bibcode : 1999GReGr..31.1991F . doi : 10.1023/A:1026751225741 . S2CID 122950995 . 
  5. ↑ «أعضاء الاتحاد الفلكي الدولي يصوتون على التوصية بتغيير اسم قانون هابل إلى قانون هابل-لوميتر» (بيان صحفي). الاتحاد الفلكي الدولي . 29 أكتوبر 2018. تاريخ الاطلاع: 29 أكتوبر 2018 .
  6. ستير ، إيان (أكتوبر 2012). "من اكتشف توسع الكون؟" . مجلة نيتشر . 490 (7419): 176. arXiv : 1212.1359 . doi : 10.1038/490176c . ISSN 1476-4687 . PMID 23060180. S2CID 47038783 .   
  7. ↑ ليفيو، ماريو (10 نوفمبر 2011). "حل لغز النص المفقود" . مجلة نيتشر . 479 (7372): 171-173 . doi : 10.1038/479171a . ISSN 0028-0836 . PMID 22071745 .  
  8. ^ لوميتر، جورج (1927). "Univershogène de Masse Constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nebuleuses extra-galactiques " [ كون متجانس ذو كتلة ثابتة ونصف قطر متزايد يمثل السرعة الشعاعية للسدم خارج المجرة ] . حوليات الجمعية العلمية في بروكسل . A47 : 49– 59. بيب كود : 1927ASSB...47...49L .
  9. ↑ "عالم فلك محقق يحل لغز اكتشاف الكون الكبير" . Space.com . 14 نوفمبر 2011.
  10. ↑ باهكال، نيتا أ. (17 مارس 2015). "قانون هابل والكون المتوسع" . وقائع الأكاديمية الوطنية للعلوم . 112 (11): 3173-3175 . Bibcode : 2015PNAS..112.3173B . doi : 10.1073 / pnas.1424299112 . PMC 4371983. PMID 25784761 .  
  11. ↑ بادي، و. (1944) "تحليل مسييه 32 ، إن جي سي 205 ، والمنطقة المركزية لسديم أندروميدا". مجلة الفيزياء الفلكية 100 ، ص 137-146
  12. ^ Baade، W. (1956) “العلاقة بين الفترة واللمعان للقيفاويات”. باسب 68 . ص 5-16
  13. ↑ ألين، نيك. "القسم 2: الجدل الكبير والخطأ الفادح: شابلي، هابل، بادي" . مقياس مسافة القيفاويات: تاريخ . مؤرشف من الأصل في 10 ديسمبر 2007. تم الاطلاع عليه في 19 نوفمبر 2011 .
  14. ↑ تراوجر، جيه تي (1994). ""أداء WFPC2 في المدار"" . Astrophysical Journal Letters . 435 : L3. Bibcode : 1994ApJ...435L...3T . doi : 10.1086/187580 .
  15. ↑ فريدمان، دبليو إل (1996). "مشروع هابل الرئيسي لقياس ثابت هابل" . في: ب. بينفينوتي؛ إف دي ماتشيتو؛ إي جيه شراير (محررون). العلم باستخدام تلسكوب هابل الفضائي - الجزء الثاني . بالتيمور: معهد علوم تلسكوب الفضاء. رمز Bibcode : 1996swhs.conf.....B . تاريخ الاسترجاع: 17 يونيو 2023 .
  16. ↑ ريس، آدم ج. (يناير 1995). ""استخدام أشكال منحنى الضوء للمستعر الأعظم من النوع IA لقياس ثابت هابل"". مجلة الفيزياء الفلكية . 438 : L17. arXiv : astro-ph/9410054 . Bibcode : 1995ApJ...438L..17R . doi : 10.1086/187704 . S2CID 118938423. " 
  17. ↑ سبيرجل، د.ن. (سبتمبر 2003). "ملاحظات السنة الأولى لمسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية (WMAP)1: تحديد المعلمات الكونية" . سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 148 (1): 175-194 . arXiv : astro-ph/0302209 . Bibcode : 2003ApJS..148..175S . doi : 10.1086/377226 . S2CID 10794058 . 
  18. ↑ لونغ إير، مالكولم س. (2023). تكوين المجرات . مكتبة علم الفلك والفيزياء الفلكية. رمز Bibcode : 2023gafo.book.....L . doi : 10.1007/978-3-662-65891-8 . ISBN 978-3-662-65890-1ISSN 0941-7834​​ 
  19. ↑ زي، أ. (2013). جاذبية أينشتاين باختصار . برينستون: مطبعة جامعة برينستون. ISBN 978-0-691-14558-7.
  20. ↑ تشاون، ماركوس (17 أبريل 1993). "كل ما تود معرفته عن الانفجار العظيم...: كل أسبوع، تتدفق أسئلة حول الانفجار العظيم إلى مكتب مجلة نيو ساينتست. لذلك رأينا أنه قد حان الوقت لإتاحة الفرصة لبعض الخبراء للحديث عن هذا الموضوع" . نيو ساينتست . تاريخ الاطلاع: 21 فبراير 2025 .
  21. ↑ "ما هي الطاقة المظلمة؟ داخل كوننا المتسارع والمتوسع - علوم ناسا" . 7 مارس 2025. تم الاطلاع عليه في 20 يناير 2026 .
  22. ↑ رايت، إدوارد ل. "درس في علم الكونيات - الجزء الثاني" . دروس نيد رايت في علم الكونيات . تم الاطلاع عليه بتاريخ 23 يونيو 2025 .
  23. 1 2 3 بان، إي إف؛ هوغ، دي دبليو (2009). "الأصل الحركي للانزياح الأحمر الكوني". المجلة الأمريكية للفيزياء . 77 (8): 688-694 . arXiv : 0808.1081 . Bibcode : 2009AmJPh..77..688B . doi : 10.1119/1.3129103 . S2CID 1365918 . 
  24. 1 2 دودلسون، سكوت؛ شميدت، فابيان (2021). علم الكونيات الحديث (الطبعة الثانية ). لندن: أكاديميك برس. ISBN  978-0-12-815948-4. OCLC 1180066787 . 
  25. ↑ الله وردي، روزبه؛ أمين، مصطفى أ.؛ برلين، آشر؛ برنال، نيكولاس؛ بيرنز، كريستيان ت.؛ ديلوس، م. ستين؛ إريكتشيك، أدريان ل.؛ إسكوديرو، ميغيل؛ فيغيروا، دانيال ج.؛ فريز، كاثرين؛ هارادا، توموهيرو؛ هوبر، دان؛ كايزر، ديفيد إ.؛ كاروال، تانفي؛ كوهري، كازونوري (29 يناير 2021). "الثواني الثلاث الأولى: مراجعة لتاريخ التوسع المحتمل للكون المبكر" . المجلة المفتوحة للفيزياء الفلكية . 4 (1): 1. arXiv : 2006.16182 . Bibcode : 2021OJAp....4E...1A . doi : 10.21105/astro.2006.16182 .
  26. ↑ دي سالاس، بي إف؛ لاتانزي، إم؛ مانغانو، جي؛ ميلي، جي؛ باستور، إس؛ بيسانتي، أو. (23 ديسمبر 2015). "حدود سيناريوهات إعادة التسخين المنخفضة جدًا بعد بلانك" . مجلة Physical Review D. 92 ( 12) 123534. arXiv : 1511.00672 . Bibcode : 2015PhRvD..92l3534D . doi : 10.1103/PhysRevD.92.123534 . ISSN 1550-7998 . 
  27. ↑ رايدن، باربرا (17 نوفمبر 2016). مقدمة في علم الكونيات ( الطبعة الثانية). مطبعة جامعة كامبريدج. doi : 10.1017/9781316651087 . ISBN  978-1-107-15483-4.
  28. 1 2 3 رايدن، باربرا (2017). مقدمة في علم الكونيات ( الطبعة الثانية). نيويورك، نيويورك: مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN  978-1-107-15483-4.
  29. ↑ ريس، آدم ج.؛ ماكري، لوكاس م.؛ هوفمان، سامانثا ل.؛ سكولنيك، دان ؛ كاسيرتانو، ستيفانو؛ فيليبينكو، أليكسي ف.؛ تاكر، براد إي.؛ ريد، مارك ج.؛ جونز، ديفيد أو.؛ ​​سيلفرمان، جيفري م.؛ تشورنوك، رايان؛ تشاليس، بيتر؛ يوان، وينلونغ؛ براون، بيتر ج.؛ فولي، رايان ج. (2016). "تحديد القيمة المحلية لثابت هابل بدقة 2.4%" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 826 (1): 56. arXiv : 1604.01424 . Bibcode : 2016ApJ...826...56R . doi : 10.3847/0004-637X/826/1/56 . S2CID 118630031 . 
  30. ↑ "جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2011" . NobelPrize.org . تم الاطلاع عليه بتاريخ 17 يونيو 2023 .
  31. ↑ تعاون بلانك (2020). "نتائج بلانك 2018. السادس. المعلمات الكونية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 641 : A6. arXiv : 1807.06209 . Bibcode : 2020A & A...641A...6P . doi : 10.1051/0004-6361/201833910 . S2CID 119335614 . 
  32. ↑ ريفسدال، س. (1 سبتمبر 1964). "حول إمكانية تحديد معامل هابل وكتل المجرات من تأثير عدسة الجاذبية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 128 (4): 307-310 . doi : 10.1093/mnras/128.4.307 . ISSN 0035-8711 . 
  33. ↑ وونغ، كينيث سي؛ سويو، شيري إتش؛ تشين، جيف سي إف؛ روسو، كريستيان إي؛ ميلون، مارتن؛ سلوس، دومينيك؛ بونفين، فيفيان؛ فاسناخت، كريستوفر دي؛ تاوبنبرغر، ستيفان؛ أوجيه، ماثيو دبليو؛ بيرر، سيمون؛ تشان، جيمس إتش إتش؛ كوربين، فريدريك؛ هيلبرت، ستيفان؛ تيهونوفا، أولغا (11 أكتوبر 2020). "H0LiCOW – XIII. قياس H0 بنسبة 2.4% من الكوازارات المُعدسة: توتر 5.3σ بين مجسات الكون المبكر والمتأخر" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 498 (1): 1420-1439 . arXiv : 1907.04869 . doi : 10.1093/mnras/stz3094 . ISSN 0035-8711 . 
  34. ^ بيرير، سيمون. باكلي جير، إليزابيث J .؛ كابيلاري، ميشيل؛ كوربين، فريديريك؛ دوكس، فريدريك. فاسناشت، كريستوفر د.؛ فريمان، جوشوا أ؛ جالان، أيميريك. جيلمان، دانيال. هوانغ، شيانغ يو؛ كنابل ، شون. لانجيرودي، دانيال؛ لين، هوان؛ ميلون، مارتن؛ موريشيتا ، تاكاهيرو (1 ديسمبر 2025). "TDCOSMO 2025: القيود الكونية الناتجة عن التأخير الزمني القوي للعدسة" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 704 : ج63. أرخايف : 2506.03023 . دوى : 10.1051/0004-6361/202555801 . ISSN 0004-6361 . 
  35. ↑ كيلي، باتريك ل.؛ رودني، ستيفن؛ ترو، توماسو؛ أوغوري، ماساموني؛ تشين، وينلي؛ زيترين، آدي؛ بيرر، سيمون؛ بونفين، فيفيان؛ ديسارت، لوك؛ دييغو، خوسيه م.؛ فيليبينكو، أليكسي ف.؛ فولي، رايان ج.؛ غيلمان، دانيال؛ هيورث، ينس؛ جوزاك، ماتيلد (11 مايو 2023). "قيود على ثابت هابل من إعادة ظهور المستعر الأعظم ريفسدال" . مجلة ساينس . 380 (6649) eabh1322. arXiv : 2305.06367 . doi : 10.1126/science.abh1322 ..
  36. ^ باسكال، ماسيمو. فراي، بريندا L.؛ بيريل ، جوستين د. تشن، وينلي. كيلي، باتريك L.؛ كوهين، سيث ه.؛ ويندهورست، روجير A.؛ ريس، آدم G.؛ كامينيسكي، باتريك س. دييغو، خوسيه م. مينا، اشيش ك.؛ تشا، سانججون؛ أوجوري، ماساموني؛ زيترين، عدي؛ جي ، م. جيمس (20 يناير 2025). "SN H0pe: أول قياس لـ H 0 من مستعر أعظم مصور من النوع Ia، تم اكتشافه بواسطة JWST" . مجلة الفيزياء الفلكية . 979 (1): 13. دوى : 10.3847/1538-4357/ad9928 . اتش دي ال : 10261/392082 . ISSN 0004-637X . 
  37. ↑ سويو، إس إتش؛ أسيبرون، أ.؛ غريلو، سي.؛ بيرغاميني، ب.؛ كامينها، جي بي؛ تشا، إس.؛ دييغو، جي إم؛ إرتل، إس.؛ فو، إن.؛ فراي، بي إل؛ فوداموتو، واي.؛ غراناتا، جي.؛ هالكولا، أ.؛ جي، إم جيه؛ كامينسكي، بي إس (1 أبريل 2026). "علم الكونيات مع المستعر الأعظم إنكور في عنقود العدسات القوية MACS J0138–2155 - مقارنة نموذج العدسة وقياس H0" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 708 : A291. arXiv : 2509.12319 . doi : 10.1051/0004-6361/202557235 . ISSN 0004-6361 . 
  38. ↑ ليرنر، لويز (22 أكتوبر 2018). "قد توفر الموجات الثقالية قريبًا مقياسًا لتوسع الكون" . Phys.org . تم الاطلاع عليه بتاريخ 22 أكتوبر 2018 .
  39. ↑ تشين، هسين-يو؛ فيشباخ، مايا؛ هولز، دانيال إي. (17 أكتوبر 2018). "قياس ثابت هابل بنسبة 2% باستخدام صفارات الإنذار القياسية خلال خمس سنوات". مجلة نيتشر . 562 (7728): 545-547 . arXiv : 1712.06531 . Bibcode : 2018Natur.562..545C . doi : 10.1038/s41586-018-0606-0 . PMID: 30333628. S2CID : 52987203 .  
  40. ↑ عبد الله، إلسيو؛ أبيلان، غييرمو فرانكو؛ أبو إبراهيم، أمين؛ أنيلو، أدريانو؛ أكارسو، أوزغور؛ أكرمي، يشار؛ أليستاس، جورج؛ ألوني، دانيال؛ أميندولا، لوكا؛ أنشوردوكي، لويس أ.؛ أندرسون، ريتشارد آي.؛ أريندس، نيكي؛ أسغاري، ماريكا؛ بالارديني، ماريو؛ بارغر، فيرنون (1 يونيو 2022). "علم الكونيات المتشابك: مراجعة لفيزياء الجسيمات، والفيزياء الفلكية، وعلم الكونيات المرتبط بالتوترات والشذوذات الكونية" . مجلة الفيزياء الفلكية عالية الطاقة . 34 : 49-211 . arXiv : 2203.06142 . Bibcode : 2022JHEAp..34...49A . doi : 10.1016/j.jheap.2022.04.002 . ISSN 2214-4048 . 
  41. ↑ وايتينغ، آلان ب. (2004). "توسع الفضاء: حركة الجسيمات الحرة والانزياح الأحمر الكوني". المرصد . 124 : 174. arXiv : astro-ph/0404095 . Bibcode : 2004Obs...124..174W .
  42. ↑ باريشيف، يو. ف. (2008). "الفضاء المتوسع: أصل المشكلات المفاهيمية في الفيزياء الكونية". علم الكونيات العملي . 2 : 20-30 . arXiv : 0810.0153 . Bibcode : 2008pc2..conf...20B .
  43. 1 2 بيكوك، جيه إيه (2008). "خطاب لاذع حول توسع الفضاء". arXiv : 0809.4573 [ astro-ph ].
  44. ↑ ديفيس، تمارا م.؛ لينويفر، تشارلز هـ. (2004). "توسيع نطاق الارتباك: مفاهيم خاطئة شائعة حول الآفاق الكونية والتوسع الأسرع من الضوء للكون". منشورات الجمعية الفلكية الأسترالية . 21 (1): 97-109 . arXiv : astro-ph/0310808 . Bibcode : 2004PASA...21...97D . doi : 10.1071/AS03040 . ISSN 1323-3580 . S2CID 13068122 .  
  45. ↑ كايا، علي (1 نوفمبر 2011). "قانون هابل وسرعات التمدد الأسرع من الضوء". المجلة الأمريكية للفيزياء . 79 (11): 1151-1154 . arXiv : 1107.5168 . Bibcode : 2011AmJPh..79.1151K . doi : 10.1119/1.3625871 .
  46. 1 2 بونس، جيه إم؛ تالافيرا، بي. (2021). "حول التوسع الكوني والفيزياء المحلية". النسبية العامة والجاذبية . 53 (11): 105. arXiv : 2011.01216 . Bibcode : 2021GReGr..53..105P . doi : 10.1007/s10714-021-02874-4 . S2CID 226236696 . 
  47. ↑ تيبلر (1996). "إعادة النظر في علم الكونيات النيوتوني". الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . المجلد 282، العدد 1. الصفحات 206-210 . doi : 10.1093/mnras/282.1.206 .   
  48. ↑ إليس، جورج ف. ر.؛ جيبونز، غاري و. (21 يناير 2014). "علم الكونيات النيوتوني المنفصل" . الجاذبية الكلاسيكية والكمية . 31 (2) 025003. arXiv : 1308.1852 . Bibcode : 2014CQGra..31b5003E . doi : 10.1088/0264-9381/31/2/025003 . ISSN 0264-9381 . 
  49. ↑ باربور، جوليان؛ كوسلوفسكي، تيم؛ ميركاتي، فلافيو (29 أكتوبر 2014). "تحديد سهم الجاذبية للزمن" . رسائل المراجعة الفيزيائية . 113 (18) 181101. arXiv : 1409.0917 . Bibcode : 2014PhRvL.113r1101B . doi : 10.1103/PhysRevLett.113.181101 . ISSN 0031-9007 . PMID 25396357 .  

المراجع المطبوعة

  • إدينغتون، آرثر. الكون المتوسع: "النقاش الكبير" في علم الفلك، 1900-1931 . مطبعة جامعة كامبريدج، 1933.
  • ليدل، أندرو ر. وليث، ديفيد هـ. التضخم الكوني والبنية واسعة النطاق . مطبعة جامعة كامبريدج، 2000.
  • Lineweaver, Charles H. and Davis, Tamara M. “ Misconceptions about the Big Bang “, Scientific American , March 2005 (محتوى غير مجاني).
  • موك، ديلو إي. وتوماس فارغيش . داخل النسبية . مطبعة جامعة برينستون، 1991.