مشكلة الثابت الكوني

في علم الكونيات ، تُعرف مشكلة الثابت الكوني أو كارثة الفراغ بأنها التناقض الكبير بين القيم المرصودة لكثافة طاقة الفراغ (القيمة الصغيرة للثابت الكوني ) والقيمة النظرية الأكبر بكثير لطاقة النقطة الصفرية التي تقترحها نظرية المجال الكمي .

اعتمادًا على قيمة قطع طاقة بلانك وعوامل أخرى، يُحسب أن مساهمة طاقة الفراغ الكمومي في الثابت الكوني الفعال تتراوح بين 50 و122 رتبة مقدارية أكبر مما تم رصده فعليًا، ^{[ 1 ] [ 2 ]} وهو وضع وصفه الفيزيائيون بأنه "أكبر تباين بين النظرية والتجربة في جميع العلوم" ^{[ 1 ]} و"ربما أسوأ تنبؤ نظري في تاريخ الفيزياء". ^{[ 3 ]}

اقترح والتر نيرنست في عام 1916 فكرة أن الفضاء الفارغ قد يحتوي على طاقة إشعاعية عند الصفر المطلق. ^{[ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]} وتوقع أن تكون قيمة هذه الطاقة إما صفرًا أو ضئيلة جدًا. وفي عام 1926، خلص فيلهلم لينز إلى أنه "إذا سمحنا بمرور موجات بأقصر الأطوال الموجية المرصودة λ ≈ 2 × 10⁻¹¹ ^سم ، ... وإذا ساهم هذا الإشعاع، بعد تحويله إلى كثافة مادية ( u / c² ^≈ 10⁶ ⁾ ، في انحناء الكون المرئي، فسنحصل على كثافة طاقة فراغية بقيمة تجعل نصف قطر الكون المرئي لا يصل حتى إلى القمر." ^{[ 7 ] [ 6 ]} توصل فولفغانغ باولي إلى نفس النتيجة في عام 1933. ^{[ 8 ] [ 9 ]} اقترح جورج لومتر في عام 1934 فكرة أن طاقة الفراغ مرتبطة بتوسع الكون. ^{[ 8 ]}

بعد تطوير نظرية الحقل الكمومي في أربعينيات القرن العشرين ورصد تمدد الكون في خمسينياته، كان ياكوف زيلدوفيتش أول من تناول مساهمات التقلبات الكمومية في الثابت الكوني في ستينيات القرن العشرين. ^{[ 10 ] [ 11 ] [ 8 ]} في ميكانيكا الكم، يفترض أن الفراغ نفسه يخضع لتقلبات كمومية. وفي النسبية العامة، تُشكل هذه التقلبات الكمومية طاقة تُضاف إلى الثابت الكوني. مع ذلك، وجد زيلدوفيتش أن كثافة طاقة الفراغ أكبر بأربعين رتبة مقدارية من الثابت الكوني المرصود. ^{[ 8 ]}

في سبعينيات القرن العشرين، وبسبب اكتشاف التفاعل الكهروضعيف ، أُضيفت مساهمة أخرى إلى الثابت الكوني نتيجةً لكسر التناظر التلقائي ، مما زاد من التباين. ^{[ 8 ]} وقدّرت التقديرات اللاحقة لدرجة عدم التطابق ما بين 120 و122 رتبة مقدارية؛ ^{[ 12 ] [ 13 ]} وتشير الأبحاث الحديثة إلى أنه عند أخذ ثبات لورنتز في الاعتبار، فإن درجة عدم التطابق تقترب من 60 رتبة مقدارية. ^{[ 13 ] [ 14 ]}

مع تطور علم الكونيات التضخمي في ثمانينيات القرن العشرين، ازدادت أهمية هذه المشكلة: فبما أن التضخم الكوني مدفوع بطاقة الفراغ، فإن الاختلافات في نمذجة طاقة الفراغ تؤدي إلى اختلافات هائلة في النماذج الكونية الناتجة. فلو كانت طاقة الفراغ صفرًا تمامًا، كما كان يُعتقد سابقًا، لما تسارع تمدد الكون كما هو مُلاحظ، وفقًا لنموذج Λ-CDM القياسي . ^{[ 15 ]}

في عام ١٩٨٩، أثبت ستيفن واينبرغ أن المساهمات المختلفة في الثابت الكوني لا يمكن، في ظل ظروف عامة، أن تلغي بعضها بعضًا دون ضبط دقيق لقيمها، وقد عُرفت هذه النتيجة باسم نظرية واينبرغ "الاستحالة" . ^{[ ٨ ] [ ١٢ ]} وفي العقد الأول من الألفية الثانية، اقترح واينبرغ أيضًا ما يُسمى أحيانًا بالمشكلة الكونية الجديدة ، والتي تتمثل في إيجاد نظرية تُطابق قيمته غير الصفرية. غالبًا ما تُساوى المشكلة الكونية الجديدة بمشكلة التزامن الكوني (حقيقة أن كثافة الطاقة من المادة المظلمة والطاقة المظلمة من نفس رتبة المقدار اليوم). ^{[ ٨ ] [ ١٦ ] [ ١٧ ]}

كثافة طاقة الفراغ في الكون، بناءً على قياسات عام 2015 التي أجراها فريق بلانك، هي ρ _vac =5.96 × 10 ⁻²⁷  كجم/م ³ ≘5.3566 × 10 ⁻¹⁰  جول/م ³ =3.35  جيجا إلكترون فولت/م³ ^{[ 18 ] [ ملاحظة 1 ]} أو حوالي2.5 × 10 ⁻⁴⁷  GeV ⁴ بالوحدات الهندسية .

أحد التقييمات، الذي أجراه جيروم مارتن من معهد الفيزياء الفلكية في باريس عام 2012، وضع مقياس طاقة الفراغ النظري المتوقع عند حوالي 10⁸ ^جيجا إلكترون ^فولت⁴ ، بفارق يبلغ حوالي 55 رتبة مقدارية. ^{[ 13 ]}

تتضمن بعض المقترحات تعديل الجاذبية لتختلف عن النسبية العامة. وتواجه هذه المقترحات عقبة تتمثل في أن نتائج الملاحظات والتجارب حتى الآن تميل إلى أن تكون متسقة للغاية مع النسبية العامة ونموذج ΛCDM، وغير متسقة مع التعديلات المقترحة حتى الآن. إضافةً إلى ذلك، يمكن القول إن بعض المقترحات غير مكتملة، لأنها تحل مشكلة الثابت الكوني "الجديد" بافتراض أن الثابت الكوني الفعلي هو صفر تمامًا وليس رقمًا ضئيلاً، لكنها تفشل في حل مشكلة الثابت الكوني "القديمة" المتمثلة في سبب عدم قدرة التقلبات الكمومية على إنتاج طاقة فراغية كبيرة في المقام الأول. ومع ذلك، يجادل العديد من الفيزيائيين بأنه، نظرًا جزئيًا لعدم وجود بدائل أفضل، ينبغي اعتبار مقترحات تعديل الجاذبية "أحد أكثر الطرق الواعدة لمعالجة" مشكلة الثابت الكوني. ^{[ 21 ]}

جادل بيل أونرو وزملاؤه بأنه عند نمذجة كثافة طاقة الفراغ الكمومي بدقة أكبر كحقل كمومي متذبذب، فإن مشكلة الثابت الكوني لا تظهر. ^{[ 22 ]} وفي اتجاه مختلف، اقترح جورج إف آر إليس وآخرون أنه في الجاذبية أحادية المعامل ، لا تخضع المساهمات الإشكالية للجاذبية. ^{[ 23 ] [ 24 ]} ومؤخرًا، تم اقتراح مبدأ فعل ثابت تمامًا تحت التحويلات التفاضلية، والذي يُعطي معادلات الحركة لجاذبية أينشتاين الخالية من الأثر، حيث يظهر الثابت الكوني كثابت تكامل. ^{[ 25 ]}

ثمة حجة أخرى، منسوبة إلى ستانلي برودسكي وروبرت شروك، مفادها أنه في تكميم جبهة الضوء ، يصبح فراغ نظرية الحقل الكمومي تافهاً في جوهره. ففي غياب قيم توقع الفراغ، لا يوجد أي إسهام من الديناميكا الكهربائية الكمومية ، أو التفاعلات الضعيفة ، أو الديناميكا اللونية الكمومية في الثابت الكوني. وبالتالي، يُتوقع أن يكون مساوياً للصفر في الزمكان المسطح . ^{[ 26 ] [ 27 ]} ومن منظور تكميم جبهة الضوء ، يُعزى أصل مشكلة الثابت الكوني إلى حدود غير فيزيائية وغير سببية في الحساب القياسي، مما يؤدي إلى قيمة كبيرة خاطئة للثابت الكوني. ^{[ 28 ]}

في عام ٢٠١٨، اقتُرحت آلية لإلغاء تأثير Λ باستخدام جهد كسر التناظر في صيغة لاغرانجية تُظهر فيها المادة ضغطًا غير معدوم. يفترض النموذج أن المادة القياسية تُوفر ضغطًا يُوازن التأثير الناتج عن الثابت الكوني. وقد بيّن لونغو وموتشينو أن هذه الآلية تسمح بأخذ طاقة الفراغ كما تتنبأ به نظرية الحقل الكمومي ، ولكن بإزالة المقدار الهائل من خلال حد مُوازن ناتج عن الباريونات والمادة المظلمة الباردة فقط. ^{[ ٢٩ ]}

في عام ١٩٩٩، اقترح أندرو كوهين ، وديفيد بي. كابلان ، وآن نيلسون أن الارتباطات بين حدود الأشعة فوق البنفسجية والأشعة تحت الحمراء في نظرية المجال الكمومي الفعالة كافية لخفض الثابت الكوني النظري إلى الثابت الكوني المقاس بفضل حد كوهين-كابلان-نيلسون (CKN). ^{[ ٣٠ ]} وفي عام ٢٠٢١، أكد نيكيتا بلينوف وباتريك دريبر، من خلال مبدأ الهولوغرام ، أن حد CKN يتنبأ بالثابت الكوني المقاس، مع الحفاظ على تنبؤات نظرية المجال الفعالة في ظروف أقل تطرفًا. ^{[ ٣١ ]}

يقترح البعض حلاً أنثروبياً ^{[ 32 ]} ، ويجادلون بأننا نعيش في منطقة واحدة من كون متعدد شاسع ، يضم مناطق مختلفة ذات طاقات فراغية متباينة. تفترض هذه الحجج الأنثروبية أن المناطق ذات الطاقة الفراغية المنخفضة، كالمنطقة التي نعيش فيها، هي وحدها القادرة على دعم حياة ذكية. وقد وُجدت هذه الحجج بشكل أو بآخر منذ عام 1981 على الأقل. في عام 1987 تقريباً، قدّر ستيفن واينبرغ أن الحد الأقصى المسموح به من الطاقة الفراغية لتكوّن هياكل مرتبطة جاذبياً كبيرٌ بشكلٍ إشكالي، حتى مع الأخذ في الاعتبار البيانات الرصدية المتاحة في ذلك العام، وخلص إلى أن التفسير الأنثروبي يبدو غير منطقي. مع ذلك، تشير تقديرات أحدث لواينبرغ وآخرين، استناداً إلى اعتبارات أخرى، إلى أن هذا الحد أقرب إلى المستوى الفعلي المرصود للطاقة المظلمة. ^{[ 33 ] [ 34 ]} اكتسبت الحجج الأنثروبية مصداقية تدريجية بين العديد من الفيزيائيين بعد اكتشاف الطاقة المظلمة وتطور نظرية الأوتار ، لكنها لا تزال موضع سخرية من قبل شريحة كبيرة من المجتمع العلمي المتشكك لصعوبة التحقق منها. وينقسم مؤيدو الحلول الأنثروبية أنفسهم حول العديد من المسائل التقنية المتعلقة بكيفية حساب نسبة مناطق الكون ذات ثوابت الطاقة المظلمة المختلفة. ^{[ 33 ] [ 21 ]}

• قائمة بالمسائل غير المحلولة في الفيزياء
• كارثة الأشعة فوق البنفسجية – تنبؤ الفيزياء الكلاسيكية بأن إشعاع الجسم الأسود ينمو بلا حدود مع التردد 
• مشكلة التزامن الكوني – الملاحظة العددية في علم الكونيات 

• O'Dowd, Matt (January 24, 2019). "The Crisis in Cosmology". PBS Spacetime. Archived from the original on 2021-12-20 – via YouTube.
• "The worst prediction in physics". YouTube. Fermilab. March 14, 2024. (video by Fermilab's Don "Dr. Don" Lincoln)