الثابت الكوني

جزء من سلسلة عن
علم الكونيات الفيزيائي
الانفجار الكبير  · الكون عمر الكون التسلسل الزمني للكون
الكون المبكر التضخم  · التخليق النووي الخلفيات الموجة الثقالية (GWB) الموجات الدقيقة (CMB)  · النيوترينو (CNB)
التوسع  · المستقبل قانون هابل  · الانزياح نحو الأحمر توسع الكون مقياس FLRW  · معادلات فريدمان Inhomogeneous cosmology Future of an expanding universe Ultimate fate of the universe
Components · Structure Components Lambda-CDM model Dark energy · Dark matter Structure Shape of the universe Galaxy filament · Galaxy formation Large quasar group Large-scale structure Reionization · Structure formation
Experiments Black Hole Initiative (BHI) BOOMERanG Cosmic Background Explorer (COBE) Dark Energy Survey Planck space observatory Sloan Digital Sky Survey (SDSS) 2dF Galaxy Redshift Survey ("2dF") Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)
Scientists Aaronson Alfvén Alpher Copernicus de Sitter Dicke Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hawking Hubble Huygens Kepler Lemaître Mather Newton Penrose Penzias Rubin Schmidt Smoot Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich List of cosmologists
Subject history Discovery of cosmic microwave background radiation History of the Big Bang theory Timeline of cosmological theories
Category Astronomy portal
v t e

في علم الكونيات ، الثابت الكوني (عادة ما يُشار إليه بالحرف اليوناني الكبير lambda : Λ )، ويُسمى أيضًا ثابت أينشتاين الكوني ، هو معامل أضافه ألبرت أينشتاين في البداية إلى معادلات مجال النسبية العامة . ثم أزاله لاحقًا؛ ومع ذلك، تم إحياؤه بعد ذلك بكثير للتعبير عن كثافة طاقة الفضاء، أو طاقة الفراغ ، التي تنشأ في ميكانيكا الكم . وهو مرتبط ارتباطًا وثيقًا بمفهوم الطاقة المظلمة . ^[1]

قدم أينشتاين الثابت في عام 1917 ^[2] لموازنة تأثير الجاذبية وتحقيق كون ثابت ، والذي تم افتراضه آنذاك. تم التخلي عن ثابت أينشتاين الكوني بعد أن أكد إدوين هابل أن الكون يتوسع. ^[3] من ثلاثينيات القرن العشرين حتى أواخر التسعينيات، وافق معظم علماء الفيزياء على اختيار أينشتاين لضبط الثابت الكوني على الصفر. ^[4] تغير ذلك مع اكتشاف عام 1998 أن توسع الكون يتسارع ، مما يعني أن الثابت الكوني قد يكون له قيمة موجبة. ^[5]

منذ تسعينيات القرن العشرين، أظهرت الدراسات أنه بافتراض المبدأ الكوني ، يمكن أن يُعزى حوالي 68% من كثافة كتلة-طاقة الكون إلى الطاقة المظلمة. ^{[6] [7] [8]} الثابت الكوني Λ هو أبسط تفسير ممكن للطاقة المظلمة، ويُستخدم في النموذج القياسي لعلم الكونيات المعروف باسم نموذج ΛCDM .

وفقًا لنظرية المجال الكمومي (QFT)، التي تشكل أساس فيزياء الجسيمات الحديثة ، فإن الفضاء الفارغ يُعرَّف بحالة الفراغ ، والتي تتكون من مجموعة من المجالات الكمومية . تُظهِر كل هذه المجالات الكمومية تقلبات في حالتها الأساسية (أدنى كثافة للطاقة) تنشأ عن طاقة النقطة الصفرية الموجودة في كل مكان في الفضاء. يجب أن تساهم هذه التقلبات في النقطة الصفرية في الثابت الكوني Λ ، لكن الحسابات الفعلية تؤدي إلى طاقة فراغ هائلة. ^[9] إن التناقض بين طاقة الفراغ النظرية من نظرية المجال الكمومي وطاقة الفراغ المرصودة من علم الكونيات هو مصدر خلاف كبير، حيث تتجاوز القيم المتوقعة الملاحظة بحوالي 120 مرتبة من حيث الحجم، وهو التناقض الذي أطلق عليه "أسوأ تنبؤ نظري في تاريخ الفيزياء!". ^[10] تسمى هذه القضية مشكلة الثابت الكوني وهي واحدة من أعظم الألغاز في العلوم حيث يعتقد العديد من علماء الفيزياء أن "الفراغ يحمل مفتاح الفهم الكامل للطبيعة". ^[11]

تم تقديم الثابت الكوني في الأصل في ورقة أينشتاين عام 1917 بعنوان " الاعتبارات الكونية في النظرية العامة للواقع ". ^[2] أدرج أينشتاين الثابت الكوني كمصطلح في معادلات المجال الخاصة به للنسبية العامة لأنه كان غير راضٍ عن عدم السماح لمعادلاته بخلاف ذلك بوجود كون ثابت : ستتسبب الجاذبية في انكماش الكون الذي كان في البداية غير متوسع. لمواجهة هذا الاحتمال، أضاف أينشتاين الثابت الكوني. ^[3] ومع ذلك، لم يكن أينشتاين سعيدًا بإضافة هذا المصطلح الكوني. صرح لاحقًا أنه "منذ أن قدمت هذا المصطلح، كان لدي دائمًا ضمير سيئ. ... أنا غير قادر على تصديق أن مثل هذا الشيء القبيح يتحقق بالفعل في الطبيعة". ^[12] كون أينشتاين الثابت غير مستقر ضد اضطرابات كثافة المادة. ^[13] علاوة على ذلك، بدون الثابت الكوني، كان بإمكان أينشتاين اكتشاف توسع الكون قبل ملاحظات هابل. ^[14]

في عام 1929، بعد فترة وجيزة من تطوير أينشتاين لنظريته الثابتة، أشارت ملاحظات إدوين هابل ^[14] إلى أن الكون يبدو وكأنه يتوسع؛ وكان هذا متسقًا مع الحل الكوني لمعادلات النسبية العامة الأصلية التي وجدها عالم الرياضيات ألكسندر فريدمان ، الذي كان يعمل على معادلات أينشتاين للنسبية العامة. يُقال إن أينشتاين أشار إلى فشله في قبول صحة معادلاته - عندما تنبأت بتوسع الكون نظريًا، قبل إثبات ذلك في ملاحظة الانزياح الأحمر الكوني - باعتباره "أكبر خطأ" (وفقًا لجورج جامو ). ^[15]

اتضح أن إضافة الثابت الكوني إلى معادلات أينشتاين لا يؤدي إلى كون ثابت في حالة توازن لأن التوازن غير مستقر: إذا تمدد الكون قليلاً، فإن التمدد يطلق طاقة الفراغ ، مما يتسبب في المزيد من التوسع. وبالمثل، فإن الكون الذي ينكمش قليلاً سيستمر في الانكماش. ^[16]

ومع ذلك، ظل الثابت الكوني موضوعًا ذا أهمية نظرية وتجريبية. من الناحية التجريبية، تشير البيانات الكونية في العقود الأخيرة بقوة إلى أن كوننا له ثابت كوني موجب. ^[5] إن تفسير هذه القيمة الصغيرة ولكن الإيجابية هو التحدي النظري المتبقي، وهو ما يسمى مشكلة الثابت الكوني .

بعض التعميمات المبكرة لنظرية الجاذبية لأينشتاين، والمعروفة باسم نظريات المجال الموحد الكلاسيكية ، إما قدمت ثابتًا كونيًا على أسس نظرية أو وجدت أنه نشأ بشكل طبيعي من الرياضيات. على سبيل المثال، ادعى آرثر إدينجتون أن نسخة الثابت الكوني لمعادلة مجال الفراغ تعبر عن الخاصية " المعرفية " المتمثلة في أن الكون " يقيس نفسه "، وأنتجت نظرية إرفين شرودنجر الخالصة باستخدام مبدأ التباين البسيط معادلة المجال بمصطلح كوني.

في تسعينيات القرن العشرين، كان سول بيرلموتر في مختبر لورانس بيركلي الوطني، وبريان شميت من الجامعة الوطنية الأسترالية، وآدم ريس من معهد علوم تلسكوب الفضاء يبحثون عن مستعرات أعظم من النوع Ia. وبحلول ذلك الوقت، توقعوا ملاحظة تباطؤ المستعرات الأعظمية الناجم عن جاذبية الكتلة وفقًا لنظرية أينشتاين للجاذبية. استخدمت التقارير الأولى المنشورة في يوليو 1997 من مشروع علم الكونيات للمستعرات الأعظمية ملاحظة المستعرات الأعظمية لدعم فرضية التباطؤ هذه. ولكن سرعان ما وجدوا أن المستعرات الأعظمية كانت تطير بعيدًا بطريقة متسارعة. في عام 1998، أعلن كلا الفريقين عن هذه النتيجة المدهشة. وقد ضمنت أن الكون يخضع لتوسع متسارع. هناك حاجة إلى الثابت الكوني لتفسير هذا التسارع. ^[17] بعد هذا الاكتشاف، أعيد الثابت الكوني إلى معادلة النسبية العامة.

• في عام 1915، نشر أينشتاين معادلاته النسبية العامة، دون الثابت الكوني Λ .
• في عام 1917، أضاف أينشتاين المعامل Λ إلى معادلاته عندما أدرك أن نظريته تنطوي على كون ديناميكي حيث يكون الفضاء دالة للزمن. ثم أعطى هذا الثابت قيمة تجعل نموذج الكون الخاص به ثابتًا وأبديًا (كون أينشتاين الساكن).
• في عام 1922، أظهر الفيزيائي الروسي ألكسندر فريدمان رياضيا أن معادلات أينشتاين (مهما كانت Λ ) تظل صالحة في الكون الديناميكي.
• في عام 1927، أظهر عالم الفيزياء الفلكية البلجيكي جورج لوميتر أن الكون يتوسع من خلال الجمع بين النسبية العامة والملاحظات الفلكية، وخاصة ملاحظات هابل.
• في عام 1931، قبل أينشتاين نظرية الكون المتوسع واقترح في عام 1932 مع الفيزيائي والفلكي الهولندي ويليم دي سيتر ، نموذجًا لكون متوسع باستمرار بثابت كوني يساوي صفرًا (زمكان أينشتاين-دي سيتر).
• في عام 1998، أجرى فريقان من علماء الفيزياء الفلكية، مشروع علم الكونيات المستعر الأعظم وفريق البحث عن المستعر الأعظم ذي المستوى العالي ، قياسات على المستعرات الأعظمية البعيدة والتي أظهرت أن سرعة تراجع المجرات بالنسبة لمجرة درب التبانة تزداد بمرور الوقت. الكون في حالة توسع متسارع، وهو ما يتطلب وجود Λ موجبة تمامًا . من المحتمل أن يحتوي الكون على طاقة مظلمة غامضة تنتج قوة طاردة تعادل الكبح الجاذبي الناتج عن المادة الموجودة في الكون (انظر النموذج الكوني القياسي ).
  وبفضل هذا العمل، حصل بيرلموتر وشميدت وريس على جائزة نوبل في الفيزياء في عام 2011.

يظهر الثابت الكوني Λ في معادلات مجال أينشتاين في الشكل حيث يصف موتر ريتشي R _μν ومقياس ريتشي R والموتر المتري g _μν بنية الزمكان ، ويصف موتر الإجهاد والطاقة T _μν كثافة الطاقة وكثافة الزخم والإجهاد عند تلك النقطة في الزمكان، و κ = 8 πG / c ^4. ثابت الجاذبية G وسرعة الضوء c ثابتان عالميان. عندما يكون Λ صفرًا، فإن هذا يُختزل إلى معادلة المجال للنسبية العامة المستخدمة عادةً في القرن العشرين. عندما يكون T _μν صفرًا، تصف معادلة المجال الفضاء الفارغ ( الفراغ ). $${\displaystyle R_{\mu \nu }-{\tfrac {1}{2}}R\,g_{\mu \nu }+\Lambda g_{\mu \nu }=\kappa T_{\mu \nu },}$$

الثابت الكوني له نفس تأثير كثافة الطاقة الجوهرية للفراغ، ρ _vac (والضغط المرتبط به ) . في هذا السياق، يتم نقله عادةً إلى الجانب الأيمن من المعادلة باستخدام Λ = κρ _vac . من الشائع اقتباس قيم كثافة الطاقة مباشرةً، مع الاستمرار في استخدام اسم "الثابت الكوني". يُفهم بُعد Λ عمومًا على أنه الطول ⁻² .

باستخدام القيم المعروفة في عام 2018 ووحدات بلانك لـ Ω _Λ =0.6889 ± 0.0056 وثابت هابل H ₀ =67.66 ± 0.42 (كم/ثانية)/ميجا بارسيك =(2.192 7664 ± 0.0136) × 10 ⁻¹⁸  s ⁻¹ ، Λ لها قيمة حيث هو طول بلانك . كثافة طاقة الفراغ الموجبة الناتجة عن ثابت كوني تعني ضغطًا سلبيًا، والعكس صحيح. إذا كانت كثافة الطاقة موجبة، فإن الضغط السلبي المرتبط بها سيدفع إلى توسع متسارع للكون، كما هو ملاحظ. (انظر الطاقة المظلمة والتضخم الكوني للحصول على التفاصيل.) $${\displaystyle {\begin{aligned}\Lambda =3\,\left({\frac {\,H_{0}\,}{c}}\right)^{2}\Omega _{\Lambda }&=1.1056\times 10^{-52}\ {\text{m}}^{-2}\\&=2.888\times 10^{-122}\,l_{\text{P}}^{-2}\end{aligned}}}$$${\textstyle l_{\text{P}}}$

بدلاً من الثابت الكوني نفسه، يشير علماء الكونيات غالبًا إلى النسبة بين كثافة الطاقة الناتجة عن الثابت الكوني والكثافة الحرجة للكون، وهي نقطة التحول لكثافة كافية لمنع الكون من التوسع إلى الأبد. وعادةً ما يشار إلى هذه النسبة بـ Ω _Λ ويُقدر أنها0.6889 ± 0.0056 ، وفقًا للنتائج التي نشرتها مؤسسة بلانك للتعاون في عام 2018. ^[18]

في الكون المسطح، Ω _Λ هو جزء من طاقة الكون بسبب الثابت الكوني، أي ما نسميه بديهيًا جزء الكون المكون من الطاقة المظلمة. لاحظ أن هذه القيمة تتغير بمرور الوقت: تتغير الكثافة الحرجة مع الوقت الكوني ولكن كثافة الطاقة بسبب الثابت الكوني تظل دون تغيير طوال تاريخ الكون، لأن كمية الطاقة المظلمة تزداد مع نمو الكون ولكن كمية المادة لا تزداد. ^{[19] [20] [21]}

نسبة أخرى يستخدمها العلماء هي معادلة الحالة ، والتي يشار إليها عادةً بـ w ، وهي نسبة الضغط الذي تفرضه الطاقة المظلمة على الكون إلى الطاقة لكل وحدة حجم. ^[22] هذه النسبة هي w = −1 للثابت الكوني المستخدم في معادلات أينشتاين؛ تستخدم الأشكال البديلة المتغيرة بمرور الوقت لطاقة الفراغ مثل الجوهر قيمة مختلفة عمومًا. القيمة w =−1.028 ± 0.032 ، تم قياسه بواسطة تعاون بلانك (2018) ^[18] وهو متوافق مع−1 ، على افتراض أن w لا تتغير عبر الزمن الكوني.

أشارت الملاحظات التي أُعلن عنها في عام 1998 حول علاقة المسافة بالانزياح الأحمر للمستعرات العظمى من النوع Ia ^[5] إلى أن توسع الكون يتسارع، إذا افترضنا المبدأ الكوني . ^{[6] [7]} وعند دمجها مع قياسات إشعاع الخلفية الكونية الميكرويفية، فإن هذا يعني قيمة Ω _Λ ≈ 0.7، ^[23] وهي النتيجة التي تم دعمها وتحسينها من خلال القياسات الأحدث ^[24] (وكذلك الأعمال السابقة ^{[25] [26]} ). إذا افترضنا المبدأ الكوني، كما هو الحال بالنسبة لجميع النماذج التي تستخدم مقياس فريدمان-ليميتر-روبرتسون-ووكر ، في حين أن هناك أسبابًا أخرى محتملة لتسارع الكون ، مثل الجوهر ، فإن الثابت الكوني هو في معظم النواحي أبسط حل . وبالتالي، فإن نموذج لامدا-سي دي إم، وهو النموذج القياسي الحالي لعلم الكونيات والذي يستخدم مقياس FLRW، يتضمن الثابت الكوني، والذي يتم قياسه ليكون في حدود10 ⁻⁵²  م ⁻² . ويمكن التعبير عنها على النحو التالي10 ⁻³⁵  ثانية ⁻² (الضرب في c ² ≈10 ¹⁷  م ² ⋅ ثانية ⁻² ) أو 10 ⁻¹²²  ℓ _P ^{−2 [27]} (حيث ℓ _P هو طول بلانك). تعتمد القيمة على القياسات الحديثة لكثافة طاقة الفراغ، ρ _vac =5.96 × 10 ⁻²⁷  كجم/م ³ ≘5.3566 × 10 ⁻¹⁰  جول/م ³ =3.35 جيجا إلكترون فولت/م ³ . ^[28] ومع ذلك، نظرًا لتوتر هابل وثنائي القطب في الخلفية الكونية الميكروية ، فقد تم اقتراح مؤخرًا أن المبدأ الكوني لم يعد صحيحًا في الكون المتأخر وأن مقياس FLRW ينهار، ^{[29] [30] [31]} لذلك من الممكن أن تكون الملاحظات المنسوبة عادةً إلى كون متسارع ببساطة نتيجة لعدم تطبيق المبدأ الكوني في الكون المتأخر. ^{[6] [7]}

كما لوحظ مؤخرًا في أعمال تي هوفت وسوسكيند وآخرين ، فإن الثابت الكوني الإيجابي له عواقب مفاجئة، مثل الحد الأقصى المحدود للإنتروبيا للكون المرئي (انظر مبدأ الهولوغرافيا ). ^[32]

تتمثل إحدى المشكلات البارزة الرئيسية في أن معظم نظريات المجال الكمومي تتنبأ بقيمة ضخمة للفراغ الكمومي . والافتراض الشائع هو أن الفراغ الكمومي يعادل الثابت الكوني. وعلى الرغم من عدم وجود نظرية تدعم هذا الافتراض، إلا أنه يمكن تقديم حجج لصالحه. ^[33]

تستند مثل هذه الحجج عادةً إلى التحليل البعدي ونظرية المجال الفعال . إذا تم وصف الكون بنظرية المجال الكمي المحلي الفعال حتى مقياس بلانك ، فإننا نتوقع ثابتًا كونيًا من رتبة ( بوحدات بلانك المخفضة). وكما ذكر أعلاه، فإن الثابت الكوني المقاس أصغر من هذا بعامل ~10 ^120. وقد أطلق على هذا التناقض "أسوأ تنبؤ نظري في تاريخ الفيزياء". ^[10]${\textstyle M_{\rm {pl}}^{2}}$${\textstyle 1}$

تتطلب بعض النظريات الفائقة التناظر ثابتًا كونيًا يساوي الصفر تمامًا، مما يزيد الأمور تعقيدًا. هذه هي مشكلة الثابت الكوني، أسوأ مشكلة ضبط دقيق في الفيزياء : لا توجد طريقة طبيعية معروفة لاستنتاج الثابت الكوني الصغير المستخدم في علم الكون من فيزياء الجسيمات .

لا يوجد فراغ في مشهد نظرية الأوتار معروف يدعم ثابتًا كونيًا إيجابيًا غير مستقر، وفي عام 2018 تقدمت مجموعة من أربعة علماء فيزياء بتخمين مثير للجدل من شأنه أن يعني عدم وجود مثل هذا الكون . ^[34]

لاحظ ستيفن وينبرج في عام 1987 تفسيرًا محتملًا للقيمة الصغيرة ولكن غير الصفرية متبعًا مبدأ الإنسان . ^[35] يشرح وينبرج أنه إذا اتخذت طاقة الفراغ قيمًا مختلفة في مجالات مختلفة من الكون، فإن المراقبين سيقيسون بالضرورة قيمًا مماثلة لتلك التي تمت ملاحظتها: سيتم قمع تكوين الهياكل الداعمة للحياة في المجالات التي تكون فيها طاقة الفراغ أكبر بكثير. على وجه التحديد، إذا كانت طاقة الفراغ سالبة وقيمتها المطلقة أكبر بكثير مما تبدو عليه في الكون المرصود (على سبيل المثال، عامل أكبر بمقدار 10)، مع إبقاء جميع المتغيرات الأخرى (مثل كثافة المادة) ثابتة، فهذا يعني أن الكون مغلق؛ علاوة على ذلك، سيكون عمره أقصر من عمر كوننا، وربما يكون قصيرًا جدًا بحيث لا يمكن تكوين حياة ذكية. من ناحية أخرى، فإن الكون ذو الثابت الكوني الموجب الكبير سيتوسع بسرعة كبيرة، مما يمنع تكوين المجرات. وفقًا لواينبرج، فإن المجالات التي تكون فيها طاقة الفراغ متوافقة مع الحياة ستكون نادرة نسبيًا. وباستخدام هذه الحجة، تنبأ وينبرج بأن قيمة الثابت الكوني ستكون أقل من مائة مرة من القيمة المقبولة حاليًا. ^[36] وفي عام 1992، صقل وينبرج هذا التوقع للثابت الكوني إلى 5 إلى 10 أضعاف كثافة المادة. ^[37]

تعتمد هذه الحجة على أن كثافة طاقة الفراغ ثابتة في جميع أنحاء الزمكان، كما هو متوقع إذا كانت الطاقة المظلمة هي الثابت الكوني. لا يوجد دليل على أن طاقة الفراغ تتغير، ولكن قد تكون هذه هي الحال إذا كانت طاقة الفراغ، على سبيل المثال، (حتى جزئيًا) إمكانية مجال قياسي مثل التضخم المتبقي (انظر أيضًا Quintessence ). هناك نهج نظري آخر يتعامل مع هذه القضية وهو نظريات الأكوان المتعددة ، والتي تتنبأ بعدد كبير من الأكوان "المتوازية" بقوانين فيزيائية مختلفة و/أو قيم ثوابت أساسية. مرة أخرى، ينص مبدأ الأنثروبولوجيا على أنه لا يمكننا العيش إلا في أحد الأكوان المتوافقة مع شكل ما من أشكال الحياة الذكية. يزعم المنتقدون أن هذه النظريات، عندما تستخدم كتفسير للضبط الدقيق، ترتكب مغالطة المقامر العكسي .

في عام 1995، قام ألكسندر فيلينكين بتحسين حجة وينبيرج للتنبؤ بقيمة الثابت الكوني التي كانت عشرة أضعاف كثافة المادة فقط، ^[38] أي حوالي ثلاثة أضعاف القيمة الحالية التي تم تحديدها منذ ذلك الحين.

فشلت محاولة الملاحظة المباشرة وربط الكميات أو الحقول مثل جسيم الحرباء أو نظرية التماثل بالطاقة المظلمة، في بيئة معملية، في اكتشاف قوة جديدة. ^[39] كما أدى استنتاج وجود الطاقة المظلمة من خلال تفاعلها مع الباريونات في الخلفية الكونية للميكروويف إلى نتيجة سلبية، ^[40] على الرغم من أن التحليلات الحالية تم استخلاصها فقط عند نظام الاضطراب الخطي. من الممكن أيضًا أن تكون الصعوبة في اكتشاف الطاقة المظلمة ناتجة عن حقيقة أن الثابت الكوني يصف تفاعلًا موجودًا ومعروفًا (على سبيل المثال المجال الكهرومغناطيسي). ^[41]

• مايكل، إي، جامعة كولورادو، قسم العلوم الفلكية والكوكبية، "الثابت الكوني"
• كارول، شون م. ، "الثابت الكوني" (قصير)، "الثابت الكوني" (ممتد).
• خبر إخباري: مزيد من الأدلة على أن الطاقة المظلمة هي الثابت الكوني
• مقالة عن الثابت الكوني من سكولاربيديا
• كوبلاند، إد؛ ميريفيلد، مايك. "Λ – الثابت الكوني". ستون رمزًا . برادي هاران لجامعة نوتنغهام .