التضخم الكوني

في علم الكونيات الفيزيائي ، يُعرف التضخم الكوني ، أو التضخم الكوني ، أو ببساطة التضخم ، بأنه نظرية التوسع الأسي للفضاء في بدايات الكون . وقد أدى هذا التوسع الهائل إلى تبريد الكون بشكل فائق، وانتهى عندما تكثفت الطاقة الكامنة في المجال المحرك للتضخم إلى جسيمات ساخنة وكثيفة، وهي عملية تُعرف بإعادة التسخين . بعد فترة التضخم، استمر الكون في التوسع، ولكن بوتيرة أبطأ.

طُوِّرت نظرية التضخم الكوني في أواخر سبعينيات وأوائل ثمانينيات القرن العشرين، بمساهمات بارزة من قِبَل عدد من علماء الفيزياء النظرية ، من بينهم أليكسي ستاروبينسكي في معهد لانداو للفيزياء النظرية ، وآلان غوث في جامعة كورنيل ، وأندريه ليندي في معهد ليبيديف للفيزياء . وقد فاز ستاروبينسكي وغوث وليندي بجائزة كافلي لعام ٢٠١٤ "لريادتهم في نظرية التضخم الكوني". ^{[ ١ ]} وجرى تطويرها لاحقًا في أوائل ثمانينيات القرن العشرين. وهي تُفسِّر أصل البنية واسعة النطاق للكون . إذ تُصبح التقلبات الكمومية في منطقة التضخم المجهرية، عند تضخيمها إلى الحجم الكوني، بمثابة بذور لنمو البنية في الكون (انظر تكوين المجرات وتطورها وتكوين البنية ). ^{[ 2 ]} يعتقد العديد من الفيزيائيين أيضًا أن التضخم يفسر سبب ظهور الكون متماثلًا في جميع الاتجاهات ( متساوي الخواص )، وسبب توزيع إشعاع الخلفية الكونية الميكروي بالتساوي، وسبب كون الكون مسطحًا ، وسبب عدم رصد أي أقطاب مغناطيسية أحادية .

لا تزال الآلية الفيزيائية الدقيقة المسؤولة عن التضخم الكوني غير معروفة. وقد تأكدت صحة عدد من تنبؤات نماذج التضخم من خلال الرصد؛ فعلى سبيل المثال، تُظهر تباينات درجة الحرارة التي رصدها القمر الصناعي COBE عام 1992 أطيافًا ثابتة المقياس تقريبًا كما تنبأت به نظرية التضخم، كما تُظهر نتائج WMAP أدلة قوية على التضخم. ^{[ 3 ]} ومع ذلك، يعارض بعض العلماء هذا الرأي. ^{[ 4 ]}^{[ 5 ]}^{[ 6 ]} ويُطلق على الحقل الافتراضي الذي يُعتقد أنه مسؤول عن التضخم اسم " الإنفلاتون" . ^{[ 7 ]}

في عام 2002، تم تكريم ثلاثة من واضعي النظرية الأصليين لإسهاماتهم البارزة؛ حيث تقاسم الفيزيائيون آلان غوث من معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا ، وأندريه ليندي من جامعة ستانفورد ، وبول شتاينهارت من جامعة برينستون، جائزة ديراك "لتطويرهم مفهوم التضخم في علم الكونيات". ^{[ 8 ]} وفي عام 2012، مُنح غوث وليندي جائزة الاختراق في الفيزياء الأساسية لاختراعهما وتطويرهما لعلم الكونيات التضخمي. ^{[ 9 ]}

مفهوم

التضخم الكوني هو فرضية مفادها أن الكون في مراحله المبكرة جدًا قد تمدد بسرعة هائلة. تضاعفت المسافات بين النقاط كل 10⁻³⁷ ^ثانية ؛ واستمر هذا التمدد لمدة 10⁻³⁵ ثانية على الأقل ^، ولكن مدته الكاملة غير مؤكدة. بدأت جميع طاقة الكتلة في جميع المجرات المرئية حاليًا في كرة نصف قطرها حوالي 4 × 10⁻²⁹ متر ^، ثم نمت لتصبح كرة نصف قطرها حوالي 0.9 متر بنهاية التضخم. ^{[ 10 ]}^{: 202} في نهاية التضخم، يتحول المجال المحرك إلى جسيمات، مما يؤدي إلى مرحلة حساء الكواركات في الكون، وهي مرحلة تحتفظ بتغيرات طفيفة في الكثافة نتيجة للتقلبات الكمومية في الرقعة الصغيرة الملساء الأصلية للكون. ^{[ 11 ]}

الدوافع

يُعالج التضخم الكوني العديد من المشكلات التي ظهرت في نظرية الانفجار العظيم في سبعينيات القرن العشرين. ^{[ 12 ]} نجح نموذج الانفجار العظيم في تفسير إشعاع الخلفية الكونية الميكروي وتكوين العناصر البدائية. إلا أن هذه النجاحات اعتمدت على افتراض شروط أولية يصعب تبريرها. فعلى سبيل المثال، يفتقر النموذج إلى آلية لخلق تقلبات في الكثافة، والتي يمكن أن تفسر تكوين المجرات . [ ^{13 ] :}^{324 عندما} تناول علماء فيزياء الجسيمات مشكلة الكون المبكر جدًا، وجدوا على الفور مشكلات إضافية. ^{[ 14 ]} اقترح عالم فيزياء الجسيمات آلان غوث التضخم الكوني لأول مرة عام 1979 أثناء بحثه في سبب عدم رؤية الأقطاب المغناطيسية الأحادية اليوم؛ إذ وجد أن فراغًا زائفًا ذا طاقة موجبة ، وفقًا للنسبية العامة ، سيُولد تمددًا أُسّيًا للفضاء. كما يحل هذا التمدد مشكلات أخرى قائمة منذ زمن طويل، بما في ذلك مشكلة التسطح ومشكلة الأفق، كما سيتم توضيحه لاحقًا.

تكوين البنية

تفترض نظرية الانفجار العظيم وجود بلازما أولية شديدة الحرارة ومتجانسة تتمدد وفقًا لمعادلات النسبية العامة، لتُنتج في نهاية المطاف جميع النجوم والمجرات. ويفترض إنتاج النجوم أن الجاذبية تُسبب تكتل الكتلة، لكن هذا يتطلب تباينًا في الكثافة: فالكتلة المتجانسة تمامًا لا تملك قوةً تُحفز التكتل. قد تُوفر الاختلافات الإحصائية في الكثافة هذه القوة، لكن تمدد الكون يعمل بسرعة أكبر، فيُشتت الكتلة قبل أن تتجمع لتُشكل نجمًا. وبدون مصدر إضافي للتباين، لا يُمكن لنماذج الانفجار العظيم إنتاج النجوم. ^{[ 14 ]}^{: 207}

مشكلة القطب المغناطيسي الأحادي

تُشكّل الأقطاب المغناطيسية الأحادية المستقرة معضلةً لنظريات التوحيد الكبرى ، التي تفترض أنه عند درجات الحرارة العالية (كما في الكون المبكر)، لا تُعدّ القوة الكهرومغناطيسية والقوى النووية القوية والضعيفة قوىً أساسيةً في الواقع ، بل تنشأ نتيجةً لكسر التناظر التلقائي من نظرية قياس واحدة . تتنبأ هذه النظريات بوجود عدد من الجسيمات الثقيلة المستقرة التي لم تُرصد في الطبيعة. وأبرزها القطب المغناطيسي الأحادي، وهو نوع من "الشحنة" الثقيلة المستقرة للمجال المغناطيسي. ^[¹⁵^]^[¹⁶^]

تُشير التوقعات إلى أن الأقطاب المغناطيسية الأحادية تُنتَج بكميات وفيرة وفقًا لنظريات التوحيد الكبرى عند درجات حرارة عالية، ^{[ 17 ]}^{[ 18 ]} وكان من المفترض أن تستمر حتى يومنا هذا، لدرجة أنها كانت ستُصبح المكون الأساسي للكون. ^{[ 19 ]}^{[ 20 ]} ليس هذا فحسب، بل إن جميع عمليات البحث عنها قد باءت بالفشل، مما يفرض قيودًا صارمة على كثافة الأقطاب المغناطيسية الأحادية المتبقية في الكون. ^{[ 21 ]}

قد تُقدّم فترة تضخم تحدث عند درجة حرارة أقل من درجة الحرارة التي يُمكن عندها إنتاج الأقطاب المغناطيسية الأحادية حلاً محتملاً لهذه المشكلة: إذ ستنفصل الأقطاب المغناطيسية الأحادية عن بعضها البعض مع تمدد الكون المحيط بها، مما يُقلل كثافتها المرصودة بمقدار عدة مراتب. ^{[ 22 ]}^{: 202}

رغم أن حل مشكلة القطب الأحادي كان الدافع وراء الفرضية الأصلية، إلا أن ذلك لم يُثر إعجاب جميع علماء الكونيات. وقد كتب مارتن ريس :

قد لا ينبهر المتشككون في الفيزياء الغريبة بحجة نظرية لتفسير غياب الجسيمات التي هي نفسها مجرد افتراضات. قد يبدو الطب الوقائي فعالاً بنسبة 100% ضد مرض غير موجود! ^{[ 23 ]}

ومع ذلك، فإن مشكلة التسطيح، وخاصة مشكلة الأفق، تُحل أيضًا بواسطة نظرية التضخم. ^{[ 22 ]}^{: 202}

مشكلة التسطيح

مشكلة التسطح ( المعروفة أيضًا بمشكلة القدم ) هي مشكلة ضبط دقيق في علم الكونيات ضمن نموذج الانفجار العظيم للكون. وقد أظهرت رصدات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي أن الكون مسطح بنسبة خطأ لا تتجاوز بضعة بالمئة. ^[²⁴^] ويؤدي تمدد الكون إلى زيادة التسطح. وبالتالي، لا بد أن الكون المبكر كان قريبًا جدًا من التسطح. في علم الكونيات القياسي القائم على معادلات فريدمان، تؤثر كثافة المادة والطاقة في الكون على انحناء الزمكان، مع وجود قيمة حرجة محددة جدًا مطلوبة لكون مسطح. ^[²⁵^]^:⁶¹ وقد لوحظ أن الكثافة الحالية للكون قريبة جدًا من هذه القيمة الحرجة. وبما أن أي انحراف للكثافة الكلية عن القيمة الحرجة سيزداد بسرعة مع مرور الزمن الكوني ، ^[¹³^] فلا بد أن الكون المبكر كان يتمتع بكثافة أقرب إلى الكثافة الحرجة، حيث انحرف عنها بمقدار جزء واحد من ^10⁶² أو أقل. يدفع هذا علماء الكونيات إلى التساؤل عن كيفية ضبط الكثافة الأولية بدقة متناهية على هذه القيمة "الخاصة". ^[²⁶^]^:¹⁹⁶

مشكلة الأفق

مشكلة الأفق هي مشكلة تحديد سبب ظهور الكون متجانسًا ومتساوي الخواص إحصائيًا وفقًا للمبدأ الكوني . ^{[ 27 ]}^{[ 28 ]}^{[ 29 ]} على سبيل المثال، تتوزع جزيئات الغاز في وعاء بشكل متجانس ومتساوي الخواص لأنها في حالة توازن حراري: فقد أتيحت للغاز في جميع أنحاء الوعاء فرصة كافية للتفاعل وتبديد عدم التجانس والتباين. في نموذج الانفجار العظيم بدون تضخم، يفصل التوسع الجذبي المناطق بسرعة كبيرة جدًا: لم يكن لدى الكون المبكر وقت كافٍ للوصول إلى حالة التوازن. في انفجار عظيم يحتوي فقط على المادة والإشعاع المعروفين في النموذج القياسي، لا يمكن لمنطقتين متباعدتين على نطاق واسع من الكون المرئي أن تكونا قد وصلتا إلى حالة التوازن لأنهما تتحركان بعيدًا عن بعضهما البعض بسرعة تفوق سرعة الضوء ، وبالتالي لم تتلامسا أبدًا .

نظرية

كل دوافع التضخم الكوني تتعلق بالشروط الأولية لتوسع الكون. يبدأ حل التضخم بكون صغير في حالة توازن حراري، ثم يتوسع بسرعة تفوق سرعة الضوء بكثير، لدرجة أن الأجزاء المتوازنة تتباعد بشكل كبير بحلول الوقت الذي يبدأ فيه التوسع بفعل الجاذبية. والنتيجة هي كون متجانس ومتناحٍ، كما هو الحال في الشروط الأولية للتوسع التي تنبأت بها النسبية العامة. ^{[ 10 ]}^{: 202}

وبالتالي، تفسر نظرية التضخم سبب تقارب درجات الحرارة وانحناءات المناطق المختلفة. كما تتنبأ بأن الانحناء الكلي لشريحة فضائية عند ثبات الزمن العالمي يساوي صفرًا. ويشير هذا التنبؤ إلى أن مجموع المادة العادية والمادة المظلمة وطاقة الفراغ المتبقية في الكون يجب أن يصل إلى الكثافة الحرجة ، وتدعم الأدلة هذا الاستنتاج. والأكثر إثارة للدهشة، أن نظرية التضخم تُمكّن الفيزيائيين من حساب الفروق الدقيقة في درجات حرارة المناطق المختلفة انطلاقًا من التقلبات الكمومية خلال حقبة التضخم، وقد تأكدت صحة العديد من هذه التنبؤات الكمية. ^{[ 30 ]}^{[ 31 ]}

يتسع الفضاء

إن النظر إلى الوراء نحو المقاييس الأصغر والطاقة الأعلى في بدايات الكون يقودنا في نهاية المطاف إلى نقطة قد لا تكون فيها النماذج الحالية صالحة. ولا يوجد سبب محدد يدعو إلى توقع تطبيق قوانين الفيزياء التقليدية. تفترض فرضية التضخم أن الفضاء في تلك الحقبة المبكرة يتمدد بشكل أُسّي بمقدار عدة مراتب. ^{[ 32 ]}^{: 146} في فضاء يتمدد بشكل أُسّي (أو شبه أُسّي) مع الزمن، فإن أي زوج من الأجسام الحرة الطليقة التي كانت في حالة سكون في البداية سيبتعدان عن بعضهما البعض بمعدل متسارع، على الأقل طالما لم تكن تربطهما أي قوة. من وجهة نظر أحد هذه الأجسام، يُشبه الزمكان ثقبًا أسود شوارزشيلد مقلوبًا - حيث يُحاط كل جسم بأفق حدث كروي. بمجرد أن يسقط الجسم الآخر عبر هذا الأفق، لا يمكنه العودة أبدًا، وحتى الإشارات الضوئية التي يرسلها لن تصل أبدًا إلى الجسم الأول (على الأقل طالما استمر الفضاء في التمدد بشكل أُسّي).

بافتراض أن التوسع أُسّي تمامًا، يكون الأفق ثابتًا ويبقى على مسافة فيزيائية ثابتة. ويمكن وصف هذه الرقعة من الكون المتضخم بالمقياس التالي : ^{[ 33 ]}^{[ 34 ]}

ds^{2}=-(1-\Lambda r^{2})\,c^{2}dt^{2}+{1 \over 1-\Lambda r^{2}}\,dr^{2}+r^{2}\,d\Omega ^{2}.

يُطلق على هذا الزمكان المتوسع أُسّيًا اسم فضاء دي سيتر ، وللحفاظ عليه، لا بد من وجود ثابت كوني ، وهو كثافة طاقة فراغية ثابتة في المكان والزمان وتتناسب مع Λ في المقياس المذكور أعلاه. في حالة التوسع الأُسّي تمامًا، يكون لطاقة الفراغ ضغط سالب p يساوي في مقداره كثافة طاقتها ρ ؛ ومعادلة الحالة هي p = −ρ .

لا يكون التضخم عادةً تمدداً أسياً تماماً، بل شبه أسي أو قريباً منه. في مثل هذا الكون، سيتسع الأفق ببطء مع مرور الوقت مع انخفاض كثافة طاقة الفراغ تدريجياً.

لم يتبق سوى القليل من عدم التجانس

نظرًا لأن التوسع المتسارع للفضاء يُمدد أي اختلافات أولية في الكثافة أو درجة الحرارة إلى أطوال هائلة، فإن إحدى السمات الأساسية للتضخم الكوني هي أنه يُخفف من عدم التجانس والتباين ، ويُقلل من انحناء الفضاء . يدفع هذا الكون إلى حالة بسيطة للغاية حيث يهيمن عليه حقل التضخم تمامًا ، وتكون عدم التجانس الملحوظة الوحيدة عبارة عن تقلبات كمومية دقيقة . كما يُخفف التضخم من تركيز الجسيمات الثقيلة الغريبة، مثل الأقطاب المغناطيسية الأحادية التي تنبأت بها العديد من التوسعات للنموذج القياسي لفيزياء الجسيمات . لو كان الكون ساخنًا بما يكفي لتكوين مثل هذه الجسيمات قبل فترة التضخم فقط، لما رُصدت في الطبيعة، لأنها ستكون نادرة جدًا لدرجة أنه من المرجح جدًا عدم وجودها في الكون المرئي . تُسمى هذه التأثيرات مجتمعة "نظرية انعدام الشعر" التضخمية ^[³⁵^] قياسًا على نظرية انعدام الشعر للثقوب السوداء .

تُثبت نظرية "انعدام الشعر" فعاليتها لأن الأفق الكوني لا يختلف عن أفق الثقب الأسود إلا في عدم وجود اختلافات قابلة للاختبار حول ما سيكون على الجانب الآخر. أحد تفسيرات هذه النظرية هو أن الكون (المرئي وغير المرئي) يتمدد بشكل هائل خلال فترة التضخم الكوني. في الكون المتمدد، تنخفض كثافة الطاقة عمومًا، أو تتضاءل، مع ازدياد حجم الكون. على سبيل المثال، تنخفض كثافة المادة "الباردة" العادية (الغبار) عكسيًا مع الحجم: فعندما تتضاعف الأبعاد الخطية، تنخفض كثافة الطاقة بمقدار ثمانية أضعاف؛ وتنخفض كثافة طاقة الإشعاع بشكل أسرع مع تمدد الكون نظرًا لتمدد طول موجة كل فوتون ( انزياحه نحو الأحمر )، بالإضافة إلى تشتت الفوتونات بفعل التمدد. وعندما تتضاعف الأبعاد الخطية، تنخفض كثافة طاقة الإشعاع بمقدار ستة عشر ضعفًا (انظر حل معادلة استمرارية كثافة الطاقة لسائل فائق النسبية ). خلال التضخم الكوني، تكون كثافة الطاقة في حقل التضخم ثابتة تقريبًا. مع ذلك، تتناقص كثافة الطاقة في كل شيء آخر، بما في ذلك عدم التجانس، والانحناء، والتباين، والجسيمات الغريبة، وجسيمات النموذج القياسي، وتصبح جميعها ضئيلة للغاية مع استمرار التضخم. هذا يجعل الكون مسطحًا ومتناظرًا، و(باستثناء حقل التضخم المتجانس) فارغًا في معظمه، عند انتهاء التضخم وبدء إعادة التسخين.

إعادة التسخين

أثناء التضخم الكوني، تتضاءل أي طاقة حرارية موجودة مسبقًا إلى مستويات ضئيلة. ونتيجة لذلك، يخرج الكون من التضخم في حالة غير حرارية، حيث تتركز كل كثافة الطاقة في حقل التضخم . إعادة التسخين هي عملية تحويل هذه الطاقة إلى طاقة حرارية من جسيمات النموذج القياسي ، وهي ضرورية لبدء الانفجار العظيم الساخن. نظرًا لعدم وجود وسائل رصد مباشرة للكون في ذلك الوقت، فإنه من غير المعروف حاليًا كيف حدثت إعادة التسخين. وتقتصر الآليات المقترحة بشكل أساسي على متطلبات الاتساق، وهي أن تتكون الطاقة الحرارية في المقام الأول من جسيمات النموذج القياسي، وأن تكون درجة الحرارة النهائية أعلى من 1 ميغا إلكترون فولت، وهو أمر ضروري لتخليق العناصر في الانفجار العظيم . ^{[ 36 ]}

تبدأ العديد من سيناريوهات إعادة التسخين بفترة تسخين مسبق ، يحدث خلالها رنين بارامتري يُحفز تحولًا أُسّيًا من الإنفلاتون إلى جسيمات الحالة النهائية. ^{[ 37 ]}^{[ 38 ]} ينتهي هذا بمجرد تفتت مكثفات الإنفلاتون نتيجةً لتأثيرات رد الفعل العكسي المختلفة . ثم ينتقل الكون إلى طور غير خطي يتميز أحيانًا بالاضطراب وتكوين تشكيلات حقل غير خطية. ^{[ 39 ]} يتبع ذلك عملية التوازن الحراري ، حيث يُرسي غاز الجسيمات الناتج حالة من التوازن الحراري المحلي . تهيمن كثافة الطاقة في هذه الحالة على غاز الإشعاع، لذا يجب أن تكون جسيمات الإنفلاتون الضخمة قد تحللت تمامًا قبل نهاية إعادة التسخين .

التداعيات

إن تاريخ الكون بعد التضخم وقبل زمن يقارب ثانية واحدة غير معروف إلى حد كبير. ^{[ 40 ]} 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. ^{[ 41 ]} خلال هيمنة الإشعاع، تباطأ التوسع الكوني، مع نمو عامل المقياس بما يتناسب مع الجذر التربيعي للزمن. في العصور اللاحقة، استمر الكون في التوسع. ^{[ 42 ]}^{: 98}

تاريخ

مقدمات

في بدايات النسبية العامة ، قدّم ألبرت أينشتاين الثابت الكوني ليسمح بوجود حل ثابت ، وهو عبارة عن كرة ثلاثية الأبعاد ذات كثافة مادة منتظمة. لاحقًا، اكتشف ويليم دي سيتر كونًا متضخمًا شديد التناظر، يصف كونًا ذا ثابت كوني واحد، ولكنه فارغ في غير ذلك. ^{[ 43 ]} وقد اكتُشف أن كون أينشتاين غير مستقر، وأن التقلبات الطفيفة تؤدي إلى انهياره أو تحوّله إلى كون دي سيتر.

تاريخيًا، شملت الحلول المقترحة كون فينيكس لجورج لومتر، ^{[ 44 ]} والكون المتذبذب لريتشارد تشيس تولمان ، ^{[ 45 ]} وكون ميكس ماستر لتشارلز ميسنر . اقترح لومتر وتولمان أن الكون الذي يمر بعدد من دورات الانكماش والتمدد يمكن أن يصل إلى حالة توازن حراري. إلا أن نماذجهما فشلت بسبب تراكم الإنتروبيا على مدى عدة دورات. وقدّم ميسنر تخمينًا (خاطئًا في نهاية المطاف) مفاده أن آلية ميكس ماستر، التي جعلت الكون أكثر فوضوية، يمكن أن تؤدي إلى التجانس الإحصائي والتماثل. ^{[ 28 ]}^{[ 46 ]}

في عام 1965، أثبت إيراست غلينر أن أبسط موتر طاقة-زخم قابل للاستخدام في نظرية النسبية العامة لأينشتاين يصف حالةً للمادة شبيهةً بالفراغ. وبناءً على قانون حفظ الطاقة، فإن كثافة طاقة الفراغ هذه ستُحدث ضغطًا سالبًا. ^{[ 47 ]}^{: 1} أدت فكرة طاقة الفراغ هذه إلى ظهور مفهومين: الطاقة المظلمة ونموذج التضخم الكوني. في حالة التضخم، يُفترض وجود طاقة فراغ بدائية ذات كثافة أعلى بعدة مراتب. تُحدث هذه الكثافة ضغطًا سالبًا هائلًا، وهي قوة مضادة للجاذبية تُوسّع المسافة بين المادة التي تتكثف من تلك الطاقة. ^{[ 48 ]}

في أوائل سبعينيات القرن العشرين، لاحظ ياكوف زيلدوفيتش مشكلتي التسطح والأفق في نظرية الانفجار العظيم؛ وقبل عمله، كان يُفترض أن علم الكونيات متناظرٌ لأسباب فلسفية بحتة. ^{[ 5 ]} في الاتحاد السوفيتي، دفعت هذه الاعتبارات، إلى جانب اعتبارات أخرى، فلاديمير بيلينسكي وإسحاق خالاتنيكوف إلى تحليل التفرد الفوضوي BKL في النسبية العامة. حاول كون ميكس ماستر لميسنر استخدام هذا السلوك الفوضوي لحل المشكلات الكونية، لكن بنجاح محدود.

فراغ زائف

في أواخر سبعينيات القرن العشرين، طبّق سيدني كولمان تقنيات الإنستانتون التي طوّرها ألكسندر بولياكوف وزملاؤه لدراسة مصير الفراغ الزائف في نظرية الحقل الكمومي . وكما هو الحال في الطور شبه المستقر في الميكانيكا الإحصائية - كالماء تحت درجة التجمد أو فوق درجة الغليان - يحتاج الحقل الكمومي إلى تكوين فقاعة كبيرة كافية من الفراغ الجديد، أي الطور الجديد، لإحداث انتقال. وقد وجد كولمان المسار الأكثر ترجيحًا لاضمحلال الفراغ، وحسب مقلوب عمره لكل وحدة حجم. ولاحظ لاحقًا أن التأثيرات الجاذبية ستكون كبيرة، لكنه لم يحسب هذه التأثيرات ولم يطبّق النتائج على علم الكونيات.

كان من الممكن أن يكون الكون قد نشأ تلقائياً من العدم (لا مكان ولا زمان ولا مادة ) عن طريق تقلبات كمومية لفراغ زائف شبه مستقر مما تسبب في فقاعة متوسعة من الفراغ الحقيقي. ^{[ 49 ]}

الكون السببي لبروت إنجليرت وجونزيج

في عامي 1978 و1979، اقترح روبرت براوت وفرانسوا إنجليرت وإدغار غونزيغ أن الكون قد ينشأ من تذبذب في فضاء مينكوفسكي، يتبعه فترة يصبح فيها شكل الفضاء مشابهًا لفضاء دي سيتر. ثم تتطور هذه الفترة الأولية إلى الكون المتوسع القياسي. وأشاروا إلى أن اقتراحهم يجعل الكون سببيًا، إذ لا توجد آفاق جسيمية ولا آفاق أحداث في نموذجهم. ^{[ 50 ]}

تضخم ستاروبينسكي

في الاتحاد السوفيتي، لاحظ أليكسي ستاروبينسكي أن التصحيحات الكمومية للنسبية العامة يجب أن تكون مهمة لفهم الكون المبكر. وتؤدي هذه التصحيحات عمومًا إلى تصحيحات مربع الانحناء لفعل أينشتاين-هيلبرت، وإلى شكل من أشكال الجاذبية المعدلة $f (R)$ . ويؤدي حل معادلات أينشتاين في وجود حدود مربع الانحناء، عندما تكون الانحناءات كبيرة، إلى ثابت كوني فعال. لذلك، اقترح أن الكون المبكر مرّ بعصر دي سيتر التضخمي. ^{[ 51 ]} وقد حلّ هذا مشاكل علم الكونيات، وأدى إلى تنبؤات محددة لتصحيحات إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، وهي تصحيحات حُسبت لاحقًا بالتفصيل. استخدم ستاروبينسكي الفعل،

S={\frac {1}{2}}\int d^{4}x{\sqrt {-g}}\left(R+{\frac {R^{2}}{6M^{2}}}\right)

وهو ما يتوافق مع الإمكانات

\quad V(\phi )=\Lambda ^{4}\left(1-e^{-{\sqrt {2/3}}\phi /M_{p}^{2}}\right)^{2}

في إطار أينشتاين. وينتج عن ذلك الكميات القابلة للرصد: $n_{s}=1-{\frac {2}{N}},\qquad r={\frac {12}{N^{2}}}.$ ^{[ 52 ]}

مشكلة الاحتكار

في عام ١٩٧٨، أشار زيلدوفيتش إلى مشكلة القطب المغناطيسي الأحادي، التي كانت بمثابة نسخة كمية واضحة لمشكلة الأفق، ولكن هذه المرة في فرع من فروع فيزياء الجسيمات، مما أدى إلى عدة محاولات نظرية لحلها. وفي عام ١٩٨٠، أدرك آلان غوث أن اضمحلال الفراغ الزائف في الكون المبكر سيحل المشكلة، مما دفعه إلى اقتراح تضخم مدفوع بالكميات القياسية. وتنبأت سيناريوهات ستاروبينسكي وغوث بمرحلة دي سيتر أولية، واختلفت فقط في التفاصيل الآلية.

نماذج التضخم المبكر

اقترح غوث نظرية التضخم في يناير 1981 لتفسير عدم وجود الأقطاب المغناطيسية الأحادية؛ ^{[ 53 ]}^{[ 54 ]} وكان غوث هو من صاغ مصطلح "التضخم". ^{[ 55 ]} في الوقت نفسه، جادل ستاروبينسكي بأن التصحيحات الكمومية للجاذبية ستستبدل التفرد الأولي المفترض للكون بمرحلة دي سيتر المتوسعة أُسّيًا. ^{[ 56 ]} في أكتوبر 1980، اقترح ديموستينيس كازاناس أن التوسع الأُسّي يمكن أن يُزيل أفق الجسيمات ، وربما يحل مشكلة الأفق، ^{[ 57 ]}^{[ 58 ]} بينما اقترح كاتسوهيكو ساتو أن التوسع الأُسّي يمكن أن يُزيل جدران النطاقات (نوع آخر من البقايا الغريبة). ^{[ 59 ]} في عام 1981، نشر أينهورن وساتو ^{[ 60 ]} نموذجًا مشابهًا لنموذج غوث، وأظهرا أنه سيحل لغز وفرة الأقطاب المغناطيسية الأحادية في نظريات التوحيد الكبرى. ومثل غوث، خلصوا إلى أن مثل هذا النموذج لا يتطلب فقط ضبطًا دقيقًا للثابت الكوني، بل من المرجح أيضًا أن يؤدي إلى كون حبيبي للغاية، أي إلى اختلافات كبيرة في الكثافة ناتجة عن تصادمات جدار الفقاعة.

اقترح غوث أنه مع برودة الكون المبكر، انحصر في فراغ زائف ذي كثافة طاقة عالية، يشبه إلى حد كبير الثابت الكوني. ومع برودة الكون المبكر جدًا، انحصر في حالة شبه مستقرة (كان فائق التبريد)، والتي لم يكن بإمكانه الخروج منها إلا من خلال عملية تكوّن الفقاعات عبر النفق الكمومي . تتشكل فقاعات الفراغ الحقيقي تلقائيًا في بحر الفراغ الزائف وتبدأ بالتمدد بسرعة الضوء . أدرك غوث أن هذا النموذج إشكالي لأنه لا يعيد التسخين بشكل صحيح: فعندما تتشكل الفقاعات، لا تُصدر إشعاعًا. لا يمكن توليد الإشعاع إلا من خلال التصادمات بين جدران الفقاعات. ولكن إذا استمر التضخم لفترة كافية لحل مشاكل الشروط الأولية، فإن التصادمات بين الفقاعات تصبح نادرة للغاية. في أي رقعة سببية واحدة، من المرجح أن تتشكل فقاعة واحدة فقط.

... أطلق كازاناس (1980) على هذه المرحلة من الكون المبكر اسم "مرحلة دي سيتر". أما مصطلح "التضخم" فقد أطلقه غوث (1981) . ... لم يشر غوث نفسه إلى أعمال كازاناس إلا بعد نشره كتابًا حول هذا الموضوع بعنوان " الكون التضخمي: البحث عن نظرية جديدة لأصل الكون" (1997)، ^{[ 61 ]} حيث اعتذر فيه عن عدم الإشارة إلى أعمال كازاناس وغيره ممن تناولوا موضوع التضخم. ^{[ 62 ]}

التضخم البطيء

تم حل مشكلة تصادم الفقاعات بواسطة أندريه ليندي ^{[ 63 ]} ، وبشكل مستقل بواسطة أندرياس ألبريشت وبول شتاينهارت ^{[ 64 ]} في نموذج يُسمى التضخم الجديد أو التضخم البطيء (أصبح نموذج غوث يُعرف لاحقًا بالتضخم القديم ). ^{[ 14 ]}^{: 221} في هذا النموذج، بدلًا من التسرب من حالة فراغ زائف، يحدث التضخم عن طريق تدحرج مجال قياسي أسفل منحدر طاقة كامنة. عندما يتدحرج المجال ببطء شديد مقارنةً بتمدد الكون، يحدث التضخم. ومع ذلك، عندما يصبح المنحدر أكثر انحدارًا، ينتهي التضخم ويمكن أن تحدث إعادة التسخين.

التقلبات الكمومية

في نهاية المطاف، تبيّن أن التضخم الجديد لا يُنتج كونًا متناظرًا تمامًا، بل يُولّد تقلبات كمومية في الإنفلاتون. تُشكّل هذه التقلبات البذور البدائية لكل بنية تتشكل في الكون اللاحق. ^{[ 65 ]} وقد حُسبت هذه التقلبات لأول مرة بواسطة فياتشيسلاف موخانوف وجي في تشيبسوف عند تحليلهما لنموذج ستاروبينسكي المشابه. ^{[ 66 ]}^{[ 67 ]}^{[ 68 ]} وفي سياق التضخم، طُوّرت هذه التقلبات بشكل مستقل عن عمل موخانوف وتشيبسوف في ورشة عمل نوفيلد حول الكون المبكر جدًا التي استمرت ثلاثة أسابيع عام 1982 في جامعة كامبريدج . ^{[ 69 ]} وقد حُسبت هذه التقلبات بواسطة أربع مجموعات عملت بشكل منفصل خلال ورشة العمل: ستيفن هوكينج ؛ ^{[ 70 ]} ستاروبينسكي؛ ^{[ 71 ]} آلان جوث وسو يونغ باي ؛ ^{[ 72 ]} وجيمس باردين وبول شتاينهارت ومايكل تيرنر . ^{[ 73 ]}

زوال العيوب الطوبولوجية المنافسة

بمجرد أن اتضح أن إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB) سيكون بمثابة أرضية اختبار تجريبية رئيسية للنماذج الكونية، بدأ النظر في اختبارات محتملة لمناهج بديلة للتضخم الكوني. إحدى النظريات المنافسة، والتي تعود إلى نفس فترة عمل غوث، هي مفهوم العيوب الطوبولوجية الكونية . تقوم الفكرة على أنه مع برودة الكون المبكر جدًا من حالة أولية ساخنة وكثيفة، فإنه يُطلق سلسلة من التحولات الطورية، على غرار ما يحدث في أنظمة المادة المكثفة، مثل الدوامات في الهيليوم السائل . تُعد العيوب الطوبولوجية في علم الكونيات نتيجة لحالات فراغ متدهورة في الكون، تُسمى " متعددة الفراغ" ، بعد تحول طوري يكسر التناظر. كانت الأقطاب المغناطيسية الأحادية مثالًا على عيب طوبولوجي مستقر تنبأت به نظريات التوحيد الكبرى للكون المبكر . أدى تطوير هذه النماذج خلال ثمانينيات وتسعينيات القرن الماضي في النهاية إلى تنبؤات يمكن اختبارها من خلال قياسات دقيقة لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي. ^{[ 74 ]} توفر القياسات التفصيلية التي أجراها مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية أدلة قوية تدعم نظرية التضخم الكوني. ^{[ 75 ]} (لا تزال النماذج التي تجمع بين هذه المفاهيم قابلة للتطبيق). ^{[ 14 ]}^{: 231}^{[ 11 ]}

الوضع الرصدي

التضخم الكوني آلية لتحقيق المبدأ الكوني ، الذي يُشكل أساس النموذج القياسي لعلم الكونيات الفيزيائي: فهو يُفسر تجانس الكون المرئي وتماثله. إضافةً إلى ذلك، يُفسر تسطح الكون الملحوظ وغياب الأقطاب المغناطيسية الأحادية. منذ أعمال غوث المبكرة، حظيت كل من هذه الملاحظات بتأكيدات إضافية، أبرزها الملاحظات التفصيلية لخلفية الإشعاع الكوني الميكروي التي أجرتها مركبة بلانك الفضائية . ^{[ 76 ]} يُظهر هذا التحليل أن الكون مُسطح بنسبة خطأ لا تتجاوز نصف بالمئة ، وأنه متجانس ومتماثل الخواص بنسبة جزء واحد من مئة ألف.

يتنبأ التضخم الكوني بأن البنى المرئية في الكون اليوم قد تشكلت من خلال الانهيار الجذبي للاضطرابات التي نشأت كتقلبات ميكانيكية كمومية في حقبة التضخم. يُعد الشكل التفصيلي لطيف هذه الاضطرابات، والذي يُطلق عليه اسم حقل غاوسي عشوائي شبه ثابت المقياس، دقيقًا للغاية ولا يحتوي إلا على مُعاملين حرين. الأول هو سعة الطيف، وهو معامل طيفي يقيس الانحراف الطفيف عن ثبات المقياس الذي يتنبأ به التضخم (يتوافق ثبات المقياس التام مع كون دي سيتر المثالي ). ^[^أ^] أما المُعامل الحر الآخر فهو نسبة الموتر إلى الكمية القياسية. تتنبأ أبسط نماذج التضخم، تلك التي لا تتضمن ضبطًا دقيقًا ، بنسبة موتر إلى كمية قياسية تقارب 0.1 . ^[⁷⁷^]

تتنبأ نظرية التضخم بأن الاضطرابات المرصودة يجب أن تكون في حالة توازن حراري فيما بينها (وتُسمى هذه الاضطرابات بالاضطرابات الأديباتية أو متساوية الإنتروبيا ). وقد تم تأكيد هذا التركيب للاضطرابات بواسطة مركبة بلانك الفضائية ، ومركبة WMAP الفضائية، وتجارب أخرى لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي (CMB)، ومسح المجرات ، وخاصة مسح سلون الرقمي للسماء الجاري . ^{[ 78 ]} أظهرت هذه التجارب أن عدم التجانس الذي يُرصد بنسبة جزء واحد من كل 100,000 له الشكل الذي تنبأت به النظرية تمامًا. هناك دليل على انحراف طفيف عن ثبات المقياس. يبلغ مؤشر الطيف ، $n$ _s، واحدًا لطيف هاريسون-زيلدوفيتش الثابت المقياس. تتنبأ أبسط نماذج التضخم بأن $n$ _s يتراوح بين 0.92 و0.98 . ^{[ 79 ]}^{[ 77 ]}^{[ 80 ]}^{[ ب ]} هذا هو النطاق الممكن دون ضبط دقيق للمعاملات المتعلقة بالطاقة. ^{[ 80 ]} من بيانات بلانك، يمكن استنتاج أن $n$ _s = 0.968 ± 0.006، ^{[ 76 ]}^{[ 81 ]} ونسبة الموتر إلى الكمية القياسية أقل من 0.11 . وتُعتبر هذه النتائج تأكيدًا هامًا لنظرية التضخم. ^{[ 30 ]}

طُرحت نظريات تضخم متنوعة تُقدم تنبؤات مختلفة جذريًا، لكنها عمومًا تتطلب ضبطًا دقيقًا أكثر من اللازم. ^{[ 79 ]}^{[ 77 ]} ومع ذلك، كنموذج فيزيائي، تكمن قيمة التضخم في قدرته على التنبؤ بدقة بالظروف الأولية للكون بالاعتماد على مُعاملين قابلين للتعديل فقط: الدليل الطيفي (الذي لا يتغير إلا ضمن نطاق ضيق) وسعة الاضطرابات. وباستثناء النماذج المصطنعة، ينطبق هذا بغض النظر عن كيفية تجسيد التضخم في فيزياء الجسيمات.

أحيانًا، تُلاحَظ تأثيرات تبدو مُتناقضة مع أبسط نماذج التضخم الكوني. أشارت بيانات السنة الأولى من مرصد WMAP إلى أن الطيف قد لا يكون ثابتًا تقريبًا مع تغير المقياس، بل قد يكون له انحناء طفيف. ^{[ 82 ]} مع ذلك، كشفت بيانات السنة الثالثة أن هذا التأثير كان شذوذًا إحصائيًا. ^{[ 30 ]} ومن التأثيرات الأخرى التي لُوحظت منذ إطلاق أول قمر صناعي لرصد إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، وهو مستكشف الخلفية الكونية ( CBB)، أن سعة عزم رباعي الأقطاب لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي منخفضة بشكل غير متوقع، ويبدو أن الأقطاب المتعددة المنخفضة الأخرى مُحاذية بشكل تفضيلي لمستوى مسار الشمس . وقد ادعى البعض أن هذا مؤشر على عدم غاوسية التوزيع، وبالتالي يُناقض أبسط نماذج التضخم الكوني. بينما اقترح آخرون أن هذا التأثير قد يكون ناتجًا عن تصحيحات كمومية أو فيزياء جديدة، أو تلوث من مصادر خارجية، أو حتى تحيز في النشر . ^{[ 83 ]}

يجري حاليًا برنامج تجريبي لاختبار التضخم الكوني بشكل أوسع من خلال قياسات أكثر دقة لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي. وعلى وجه الخصوص، يمكن أن توفر القياسات عالية الدقة لما يسمى بـ "الأنماط B" لاستقطاب إشعاع الخلفية الكونية دليلًا على الإشعاع الجاذبي الناتج عن التضخم، ويمكن أن تُظهر أيضًا ما إذا كان مقياس طاقة التضخم الذي تنبأت به أبسط النماذج ( 10)¹⁵ ~ 10⁽¹⁶ جيجا إلكترون فولت ) صحيح.^{[ 77 ]}^{[ 80 ]} في مارس 2014، أعلن فريق BICEP2 عن استقطاب نمط B لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي، مؤكدًا بذلك حدوث التضخم الكوني. وأعلن الفريق أن نسبة القدرة الموترية إلى القياسية $r$ تتراوح بين 0.15 و0.27 (رافضًا الفرضية الصفرية ؛ $إذ يُتوقع أن تكون r$ صفرًا في غياب التضخم).^{[ 86 ]} مع ذلك، في 19 يونيو 2014، تم الإبلاغ عن انخفاض في مستوى الثقة في تأكيد النتائج؛^{[ 87 ]}^{[ 88 ]}^{[ 89 ]} وفي 19 سبتمبر 2014، تم الإبلاغ عن انخفاض إضافي في مستوى الثقة^{[ 90 ]}^{[ 91 ]} ، وفي 30 يناير 2015، تم الإبلاغ عن مستوى ثقة أقل.^{[ 92 ]}^{[ 93 ]} وبحلول عام 2018، أشارت بيانات إضافية، بثقة 95%، إلى أن $r$ إذا كانت القيمة 0.06 أو أقل: يتوافق ذلك مع الفرضية الصفرية، ولكنه لا يزال متوافقًا أيضًا مع العديد من نماذج التضخم المتبقية. ^{[ 86 ]}

من المتوقع أن تُجري مركبة بلانك الفضائية قياسات أخرى قد تُؤكد النتائج ، على الرغم من أنه من غير الواضح ما إذا كانت الإشارة ستكون مرئية، أو ما إذا كان التلوث من مصادر أمامية سيتداخل معها. ^{[ 94 ]} قد تُتيح قياسات أخرى قادمة، مثل قياسات إشعاع 21 سنتيمترًا (الإشعاع المنبعث والممتص من الهيدروجين المتعادل قبل تكوّن النجوم الأولى )، قياس طيف القدرة بدقة أعلى من مسح إشعاع الخلفية الكونية الميكروي ومسح المجرات، على الرغم من أنه من غير المعروف ما إذا كانت هذه القياسات ستكون ممكنة أو ما إذا كان التداخل مع مصادر الراديو على الأرض وفي المجرة سيكون كبيرًا جدًا. ^{[ 95 ]}

الوضع النظري

مشكلة لم تُحل في الفيزياء

هل نظرية التضخم الكوني صحيحة؟ وإذا كانت كذلك، فما هي تفاصيل هذه الحقبة؟ وما هو حقل التضخم الافتراضي الذي يُسبب التضخم؟

في اقتراح غوث المبكر، كان يُعتقد أن الإنفلاتون هو حقل هيغز ، وهو الحقل الذي يُفسر كتلة الجسيمات الأولية. ^{[ 54 ]} ويعتقد البعض الآن أن الإنفلاتون لا يمكن أن يكون حقل هيغز. ^{[ 61 ]} إحدى مشكلات هذا التحديد هي التناقض الحالي مع البيانات التجريبية على مستوى التفاعل الكهروضعيف . ^{[ 96 ]} اعتمدت نماذج أخرى للتضخم على خصائص نظريات التوحيد الكبرى . ^{[ 64 ]}

مشكلة الضبط الدقيق

يُعدّ أحد أخطر التحديات التي تواجه نظرية التضخم الكوني هو الحاجة إلى ضبط دقيق . ففي التضخم الجديد، يجب استيفاء شروط التباطؤ التدريجي لحدوث التضخم. تنص هذه الشروط على أن يكون جهد الإنفلاتون مسطحًا (مقارنةً بطاقة الفراغ الكبيرة) وأن تكون كتلة جسيمات الإنفلاتون صغيرة. ^[^ج^] يتطلب التضخم الجديد أن يمتلك الكون حقلًا قياسيًا بجهد مسطح للغاية وشروطًا ابتدائية خاصة. ومع ذلك، فقد طُرحت تفسيرات لهذه الضبطات الدقيقة. على سبيل المثال، تُقدّم نظريات الحقل الثابتة المقياس كلاسيكيًا، حيث يُكسر ثبات المقياس بفعل التأثيرات الكمومية، تفسيرًا لتسطح جهود التضخم، طالما أمكن دراسة النظرية من خلال نظرية الاضطراب . ^[⁹⁸^]

اقترح ليند نظرية تُعرف بالتضخم الفوضوي ، حيث أشار إلى أن شروط التضخم تتحقق بشكل عام. يحدث التضخم في أي كون تقريبًا يبدأ بحالة فوضوية عالية الطاقة، ويحتوي على حقل قياسي ذي طاقة كامنة غير محدودة. ^{[ 99 ]} مع ذلك، في نموذجه، يأخذ حقل التضخم بالضرورة قيمًا أكبر من وحدة بلانك واحدة : لهذا السبب، تُسمى هذه النماذج غالبًا بنماذج الحقل الكبير ، بينما تُسمى نماذج التضخم الجديدة المنافسة بنماذج الحقل الصغير . في هذه الحالة، يُعتقد أن تنبؤات نظرية الحقل الفعّال غير صالحة، إذ من المفترض أن تُحدث إعادة التطبيع تصحيحات كبيرة قد تمنع التضخم. ^{[ د ]} لم تُحل هذه المشكلة بعد، ويجادل بعض علماء الكونيات بأن نماذج الحقل الصغير، التي يمكن أن يحدث فيها التضخم على مستوى طاقة أقل بكثير، هي نماذج أفضل. ^{[ 101 ]} في حين أن التضخم يعتمد على نظرية الحقل الكمومي ( والتقريب شبه الكلاسيكي للجاذبية الكمومية ) بشكل كبير، إلا أنه لم يتم التوفيق بينه وبين هذه النظريات بشكل كامل.

علّق براندنبرغر على الضبط الدقيق في حالة أخرى. ^{[ 102 ]} يرتبط مدى عدم التجانس البدائي الناتج عن التضخم ارتباطًا مباشرًا بمقياس طاقة التضخم. ويُقترح أن يكون هذا المقياس حوالي 10^١٦ جيجا إلكترون فولت أو ١٠⁻³ ضعف طاقة بلانك . المقياس الطبيعي هو مقياس بلانك، لذا يمكن اعتبار هذه القيمة الصغيرة شكلاً آخر من أشكال الضبط الدقيق (تُسمى^مشكلةالتدرج الهرمي ): كثافة الطاقة المُعطاة بواسطة الجهد القياسي أقل بمقدار ١٠⁻¹² مقارنةً بكثافة بلانك . مع ذلك ^، لا يُعتبر هذا عادةً مشكلةً حرجة، لأن مقياس التضخم يتوافق بشكل طبيعي مع مقياس توحيد القياس.

التضخم الأبدي

في العديد من النماذج، تستمر مرحلة التضخم في تمدد الكون إلى الأبد في بعض مناطقه على الأقل. ويعود ذلك إلى أن المناطق المتضخمة تتمدد بسرعة كبيرة، مُعيدَةً إنتاج نفسها. وما لم يكن معدل التحلل إلى مرحلة عدم التضخم سريعًا بما يكفي، فإن المناطق المتضخمة الجديدة تتشكل بوتيرة أسرع من المناطق غير المتضخمة. في هذه النماذج، يكون معظم حجم الكون في حالة تضخم مستمر في أي لحظة.

تُنتج جميع نماذج التضخم الأبدي كونًا متعددًا افتراضيًا لانهائيًا، وعادةً ما يكون ذا شكل كسري. وقد أثارت نظرية الأكوان المتعددة خلافًا كبيرًا في الأوساط العلمية حول جدوى نموذج التضخم.

قدّم بول شتاينهارت ، أحد واضعي نموذج التضخم الكوني، أول مثال على التضخم الأبدي عام ١٩٨٣. ^{[ ١٠٣ ]} بيّن أن التضخم يمكن أن يستمر إلى الأبد من خلال إنتاج فقاعات من الفضاء غير المتضخم، مملوءة بمادة ساخنة وإشعاع، ومحاطة بفضاء فارغ يستمر في التضخم. لم تستطع هذه الفقاعات النمو بالسرعة الكافية لمواكبة التضخم. وفي وقت لاحق من العام نفسه، أثبت ألكسندر فيلينكين أن التضخم الأبدي ظاهرة عامة. ^{[ ١٠٤ ]}

على الرغم من أن التضخم الجديد يتراجع كلاسيكيًا في طاقة الوضع، إلا أن التقلبات الكمومية قد ترفعه أحيانًا إلى مستويات سابقة. تتوسع هذه المناطق التي يتذبذب فيها طاقة الوضع صعودًا بشكل أسرع بكثير من المناطق التي تكون فيها طاقة الوضع أقل، وتميل إلى الهيمنة من حيث الحجم الفيزيائي. وقد ثبت أن أي نظرية تضخم ذات طاقة وضع غير محدودة هي نظرية أبدية. وهناك نظريات معروفة تشير إلى أن هذه الحالة المستقرة لا يمكن أن تستمر إلى الأبد في الماضي. الزمكان التضخمي، المشابه لفضاء دي سيتر، غير مكتمل بدون منطقة انكماش. ومع ذلك، على عكس فضاء دي سيتر، تنهار التقلبات في فضاء تضخمي منكمش لتشكل تفردًا جاذبيًا، وهي نقطة تصبح عندها الكثافات لانهائية. لذلك، من الضروري وجود نظرية للشروط الأولية للكون.

في حالة التضخم الأبدي، تتزايد أحجام المناطق التي تشهد تضخمًا بشكلٍ متسارع، بينما تبقى أحجام المناطق التي لا تشهد تضخمًا ثابتة. يشير هذا إلى أن حجم الجزء المتضخم من الكون، ضمن الصورة الكلية، يكون دائمًا أكبر بكثير من حجم الجزء الذي توقف عن التضخم، حتى وإن انتهى التضخم في نهاية المطاف بالنسبة لأي مراقب قبل حدوثه. يختلف العلماء حول كيفية تحديد توزيع احتمالي لهذا المشهد الكوني الافتراضي. فإذا تم حساب احتمالية المناطق المختلفة بناءً على حجمها، يُتوقع ألا ينتهي التضخم أبدًا، أو بافتراض وجود مراقب محلي لرصده، يُتوقع أن ينتهي التضخم في وقت متأخر قدر الإمكان.

يعتقد بعض الفيزيائيين أن هذه المفارقة يُمكن حلها بترجيح المراقبين وفقًا لحجمهم قبل التضخم الكوني. بينما يعتقد آخرون أنه لا يوجد حل لهذه المفارقة، وأن الأكوان المتعددة تُمثل خللًا جوهريًا في نموذج التضخم الكوني. ولهذا السبب، أصبح بول شتاينهارت، الذي طرح نموذج التضخم الأبدي لأول مرة، ^{[ 103 ]} لاحقًا أحد أبرز منتقديه. ^{[ 105 ]}^{[ 106 ]}^{[ 107 ]}

الشروط الأولية

حاول بعض الفيزيائيين تجنب مشكلة الشروط الابتدائية من خلال اقتراح نماذج لكون يتمدد أبديًا بلا أصل. ^{[ 108 ]}^{[ 109 ]}^{[ 110 ]} تقترح هذه النماذج أنه بينما يتمدد الكون، على أوسع نطاقاته، بشكل أُسّي، فقد كان وسيظل دائمًا لانهائيًا مكانيًا، وقد وُجد وسيظل موجودًا إلى الأبد.

تُحاول مقترحات أخرى وصف نشأة الكون من العدم استنادًا إلى علم الكون الكمي والتضخم اللاحق. وقد طرح فيلينكين أحد هذه السيناريوهات. ^{[ 104 ]} كما قدّم هارتل وهوكينغ اقتراحًا لا حدود له لنشأة الكون الأولية، حيث يحدث التضخم بشكل طبيعي. ^{[ 111 ]}^{[ 112 ]}^{[ 113 ]}

وصف غوث الكون التضخمي بأنه "الفرصة الذهبية المجانية": ^{[ 114 ]}^{[ 115 ]} حيث تُنتَج أكوان جديدة، شبيهة بكوننا، باستمرار في خلفية تضخمية هائلة. في هذه الحالة، تتجاوز التفاعلات الجاذبية (لكنها لا تنتهك) القانون الأول للديناميكا الحرارية ( حفظ الطاقة ) والقانون الثاني للديناميكا الحرارية ( الإنتروبيا ومشكلة اتجاه الزمن ). ومع ذلك، فبينما يوجد إجماع على أن هذا يحل مشكلة الشروط الابتدائية، فقد اعترض البعض على ذلك، إذ من المرجح أن الكون نشأ عن طريق تقلب كمي . كان دون بيج من أشد منتقدي التضخم بسبب هذه الظاهرة الشاذة. ^{[ 116 ]} وقد أكد أن اتجاه الزمن الديناميكي الحراري يستلزم شروطًا ابتدائية منخفضة الإنتروبيا ، وهو أمر مستبعد للغاية. ووفقاً لهم، بدلاً من حل هذه المشكلة، فإن نظرية التضخم تزيدها سوءاً - إعادة التسخين في نهاية حقبة التضخم تزيد من الإنتروبيا، مما يجعل من الضروري أن تكون الحالة الأولية للكون أكثر انتظاماً مما هي عليه في نظريات الانفجار العظيم الأخرى التي لا تحتوي على مرحلة تضخم.

توصل هوكينغ وبيج لاحقًا إلى نتائج ملتبسة عندما حاولا حساب احتمالية التضخم في الحالة الأولية لهارتل-هوكينغ. ^{[ 117 ]} جادل باحثون آخرون بأنه نظرًا لأن التضخم أبدي، فإن الاحتمالية لا تهم طالما أنها ليست صفرًا تمامًا: فبمجرد أن يبدأ التضخم، فإنه يستمر ويسيطر بسرعة على الكون. ^{[ 4 ]}^{[ 118 ]}^{: 223-225} . ومع ذلك، جادل ألبريشت ولورينزو سوربو بأن احتمالية ظهور كون تضخمي، بما يتوافق مع الملاحظات الحالية، نتيجة تقلب عشوائي من حالة موجودة مسبقًا، أعلى بكثير من احتمالية ظهور كون غير تضخمي. ويعود ذلك إلى أن كمية الطاقة غير الجاذبية "الأساسية" اللازمة للكون التضخمي أقل بكثير من تلك اللازمة للبديل غير التضخمي، وهو ما يفوق أي اعتبارات إنتروبية. ^{[ 119 ]}

مشكلة أخرى ذُكرت بين الحين والآخر هي مشكلة ما وراء بلانك أو تأثيرات ما وراء بلانك. ^{[ 120 ]} نظرًا لتقارب مقياس طاقة التضخم ومقياس بلانك، فإن بعض التقلبات الكمومية التي شكلت بنية كوننا كانت أصغر من طول بلانك قبل التضخم. لذلك، لا بد من وجود تصحيحات من فيزياء مقياس بلانك، وتحديدًا نظرية الجاذبية الكمومية غير المعروفة. ولا يزال هناك بعض الخلاف حول حجم هذا التأثير: حول ما إذا كان على عتبة الكشف أو غير قابل للكشف تمامًا. ^{[ 121 ]}

التضخم المختلط

يُعدّ نوع آخر من التضخم، يُسمى التضخم الهجين ، امتدادًا للتضخم الجديد. فهو يُدخل حقولًا قياسية إضافية، بحيث يكون أحد هذه الحقول مسؤولًا عن التضخم البطيء العادي، بينما يُحفّز حقل آخر نهاية التضخم: فعندما يستمر التضخم لفترة كافية، يصبح من المُفضّل أن يتحلل الحقل الثاني إلى حالة طاقة أقل بكثير. ^{[ 122 ]}

في التضخم الهجين، يكون أحد الحقول القياسية مسؤولاً عن معظم كثافة الطاقة (وبالتالي يحدد معدل التوسع)، بينما يكون حقل آخر مسؤولاً عن التدحرج البطيء (وبالتالي يحدد فترة التضخم ونهايته). لذا، فإن التقلبات في حقل التضخم الأول لا تؤثر على نهاية التضخم، بينما التقلبات في حقل التضخم الثاني لا تؤثر على معدل التوسع. لذلك، فإن التضخم الهجين ليس أبديًا. ^{[ 123 ]}^{[ 124 ]} عندما يصل حقل التضخم الثاني (البطيء التدحرج) إلى أدنى مستوى لطاقته الكامنة، فإنه يغير موقع الحد الأدنى لطاقة حقل التضخم الأول الكامنة، مما يؤدي إلى تدحرج سريع لحقل التضخم نحو أسفل طاقته الكامنة، وبالتالي نهاية التضخم.

العلاقة بالطاقة المظلمة

تتشابه الطاقة المظلمة إلى حد كبير مع التضخم الكوني، ويُعتقد أنها تُسرّع من توسع الكون الحالي. مع ذلك، فإن مستوى طاقة الطاقة المظلمة أقل بكثير، إذ يبلغ ^10⁻¹²جيجا إلكترون فولت، أي أقل بنحو 27 رتبة مقدارية من مستوى طاقة التضخم الكوني.

التضخم وعلم الكونيات الوترية

فتح اكتشاف تكثيفات التدفق الطريق للتوفيق بين نظرية التضخم ونظرية الأوتار. ^{[ 125 ]} يشير تضخم الأغشية إلى أن التضخم ينشأ من حركة أغشية دي ^{[ 126 ]} في الهندسة المضغوطة، وعادةً ما يكون ذلك باتجاه مجموعة من أغشية دي المضادة. تختلف هذه النظرية، التي يحكمها فعل ديراك-بورن-إنفيلد ، عن التضخم العادي. ولا تزال ديناميكياتها غير مفهومة تمامًا. ويبدو أن شروطًا خاصة ضرورية لأن التضخم يحدث في عملية النفق بين فراغين في فضاء الأوتار . تُعد عملية النفق بين فراغين شكلًا من أشكال التضخم القديم، ولكن لا بد أن يحدث التضخم الجديد بآلية أخرى.

التضخم والجاذبية الكمومية الحلقية

عند دراسة تأثيرات نظرية الجاذبية الكمومية الحلقية على علم الكونيات، تطور نموذجٌ لعلم الكونيات الكمومي الحلقي يُقدم آليةً محتملةً للتضخم الكوني. تفترض الجاذبية الكمومية الحلقية وجود زمكان مُكمّم. إذا كانت كثافة الطاقة أكبر مما يستطيع الزمكان المُكمّم استيعابه، يُعتقد أنها ترتد. ^{[ 127 ]}

البدائل والمواد المساعدة

وقد تم طرح نماذج أخرى يُزعم أنها تفسر بعض أو كل الملاحظات التي تناولها التضخم.

ارتداد كبير

تحاول فرضية الارتداد العظيم استبدال التفرد الكوني بانكماش وارتداد كونيين، ما يفسر الظروف الأولية التي أدت إلى الانفجار العظيم. وقد حُلت مشكلتا التسطح والأفق بشكل طبيعي في نظرية أينشتاين-كارتان -سياما-كيبل للجاذبية، دون الحاجة إلى شكل غريب للمادة أو معلمات حرة. ^{[ 128 ]}^{[ 129 ]} تُوسع هذه النظرية النسبية العامة بإزالة قيد تناظر الاتصال الأفيني، واعتبار الجزء غير المتناظر منه، وهو موتر الالتواء ، متغيرًا ديناميكيًا. يُولد الحد الأدنى من الاقتران بين موتر الالتواء وموتر ديراك تفاعلًا بين اللف المغزلي، وهو تفاعل ذو أهمية في المادة الفرميونية عند كثافات عالية للغاية. يمنع هذا التفاعل تفرد الانفجار العظيم غير الفيزيائي، ويستبدله بارتداد حاد عند عامل مقياس أدنى محدود، كان الكون قبله ينكمش. يُفسر التوسع السريع الذي أعقب الارتداد العظيم مباشرةً سبب ظهور الكون الحالي، على أوسع نطاقاته، مسطحًا ومتجانسًا ومتساوي الخواص مكانيًا. ومع انخفاض كثافة الكون، تضعف آثار الالتواء، ويدخل الكون بسلاسة في حقبة يهيمن عليها الإشعاع.

النماذج الإكبيروتية والدورية

تُعتبر النماذج الإكبيروتية والدورية من النماذج المساعدة لنظرية التضخم الكوني. تحل هذه النماذج مشكلة الأفق الزمني خلال حقبة توسعية تسبق الانفجار العظيم بفترة طويلة، ثم تُولّد الطيف المطلوب من اضطرابات الكثافة البدائية خلال مرحلة انكماش تؤدي إلى الانكماش العظيم . يمر الكون عبر الانكماش العظيم وينبثق في مرحلة الانفجار العظيم الساخنة . وبهذا المعنى، تُذكّر هذه النماذج بنموذج الكون المتذبذب لريتشارد تشيس تولمان ؛ إلا أن عمر الكون في نموذج تولمان محدود بالضرورة، بينما لا ينطبق هذا بالضرورة على هذه النماذج. يبقى موضوع إمكانية إنتاج الطيف الصحيح لتقلبات الكثافة، وما إذا كان الكون قادرًا على اجتياز مرحلة الانتقال بين الانفجار العظيم والانكماش العظيم بنجاح، موضع جدل وبحث مستمر. تتجنب النماذج الإكبيروتية مشكلة القطب المغناطيسي الأحادي طالما بقيت درجة الحرارة عند الانتقال بين الانكماش العظيم والانفجار العظيم أقل من المقياس الموحد الكبير، لأن هذه هي درجة الحرارة اللازمة لإنتاج الأقطاب المغناطيسية الأحادية في المقام الأول. في الوضع الراهن، لا يوجد دليل على أي "تباطؤ" في التوسع، لكن هذا ليس مفاجئاً حيث من المتوقع أن تستمر كل دورة في حدود تريليون سنة. ^[¹³⁰^]

علم الكونيات الغازي الخيطي

تتطلب نظرية الأوتار ، بالإضافة إلى الأبعاد المكانية الثلاثة القابلة للملاحظة، وجود أبعاد إضافية ملتفة أو مضغوطة (انظر أيضًا نظرية كالوزا-كلاين ). تظهر هذه الأبعاد الإضافية كمكون متكرر في نماذج الجاذبية الفائقة وغيرها من مناهج الجاذبية الكمومية . وقد أثار هذا تساؤلًا طارئًا حول سبب اتساع أربعة أبعاد من الزمكان، بينما أصبحت الأبعاد المتبقية صغيرة جدًا بحيث لا يمكن ملاحظتها. وقد اقترح روبرت براندنبرغر وكومرون فافا محاولة للإجابة على هذا التساؤل، أطلقوا عليها اسم " علم الكونيات الغازي للأوتار " . ^[¹³¹^] يركز هذا النموذج على ديناميكيات الكون المبكر باعتباره غازًا ساخنًا من الأوتار. يُبين براندنبرغر وفافا أن بُعدًا من الزمكان لا يمكن أن يتمدد إلا إذا كانت الأوتار التي تلتف حوله قادرة على إفناء بعضها البعض بكفاءة، وهو ما عُرف بآلية براندنبرغر-فافا . كل وتر هو جسم أحادي البعد، وأكبر عدد من الأبعاد التي يتقاطع فيها وتران (ويُفترض أنهما يفنيان بعضهما البعض) هو ثلاثة. لذا، يُرجّح أن يكون عدد الأبعاد المكانية غير المضغوطة (الكبيرة) ثلاثة. ويركّز العمل الحالي على هذا النموذج على إمكانية نجاحه في تثبيت حجم الأبعاد المضغوطة وإنتاج الطيف الصحيح لاضطرابات الكثافة البدائية. ^[¹³²^] لم يحلّ النموذج الأصلي "مشكلتي الإنتروبيا والتسطّح في علم الكونيات القياسي"، ^[¹³³^] على الرغم من أن براندنبرغر وزملاؤه جادلوا لاحقًا بإمكانية التغلّب على هاتين المشكلتين بتطبيق نموذج الكونيات الغازي المتوّج في سياق سيناريو الكون المرتدّ. ^[¹³⁴^]^[¹³⁵^]

متغير ج

طُرحت نماذج كونية تستخدم سرعة ضوء متغيرة لحل مشكلة أفق الحدث وتقديم بديل لنظرية التضخم الكوني. في هذه النماذج، يكون الثابت الأساسي c ، الذي يرمز إلى سرعة الضوء في الفراغ، أكبر في الكون المبكر من قيمته الحالية، مما يزيد فعليًا من أفق الجسيمات عند لحظة الانفصال بما يكفي لتفسير التناظر الملحوظ لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي.

الانتقادات

منذ أن طرحها آلان غوث عام 1980، حظي نموذج التضخم الكوني بقبول واسع. ومع ذلك، فقد وجّه العديد من الفيزيائيين والرياضيين وفلاسفة العلوم انتقاداتٍ له، زاعمين وجود تنبؤات غير قابلة للاختبار وافتقاره إلى دعم تجريبي جاد. ^{[ 4 ]} وفي عام 1999، نشر جون إيرمان وخيسوس موستيرين مراجعة نقدية شاملة لعلم الكونيات التضخمي، وخلصا إلى ما يلي:

"لا نعتقد أن هناك، حتى الآن، أسبابًا وجيهة لقبول أي من نماذج التضخم في جوهر علم الكونيات القياسي." ^{[ 5 ]}

كما أشار روجر بنروز منذ عام 1986 فصاعدًا، فإن التضخم، لكي يعمل، يتطلب شروطًا أولية محددة للغاية خاصة به، بحيث لا يتم حل مشكلة (أو شبه مشكلة) الشروط الأولية:

«ثمة خطأ جوهري في محاولة تفسير تجانس الكون المبكر كنتيجة لعملية التوازن الحراري. ... فإذا كان التوازن الحراري يُحدث أي تأثير فعلي ... فإنه يُمثل زيادة مؤكدة في الإنتروبيا. وبالتالي، لكان الكون أكثر تميزًا قبل التوازن الحراري مما كان عليه بعده.» ^{[ 136 ]}

لم تكن مشكلة الشروط الأولية المحددة أو "المضبوطة بدقة" لتُحل، بل كانت ستتفاقم. وفي مؤتمر عُقد عام 2015، قال بنروز إن

"التضخم ليس قابلاً للتفنيد، بل هو مُفنّد. ... لقد قدّمت BICEP خدمة رائعة بإخراج جميع مؤيدي التضخم من قوقعتهم، وإلحاق هزيمة نكراء بهم." ^{[ 6 ]}

من الانتقادات المتكررة لنظرية التضخم الكوني أن حقل التضخم المُستخدَم لا يتوافق مع أي حقل فيزيائي معروف، وأن منحنى طاقة الوضع الخاص به يبدو وكأنه حيلة مُختلقة لاستيعاب أي بيانات متاحة تقريبًا. يُطلق بول شتاينهارت ، أحد مؤسسي علم الكونيات التضخمي، على "التضخم السيئ" اسم فترة التوسع المتسارع التي تتعارض نتائجها مع الملاحظات، وعلى "التضخم الجيد" اسم فترة التوسع المتوافق معها.

ليس التضخم السيئ أكثر احتمالاً من التضخم الجيد فحسب، بل إن انعدام التضخم أكثر احتمالاً من كليهما... درس روجر بنروز جميع التكوينات الممكنة لحقول التضخم والجاذبية. بعض هذه التكوينات يؤدي إلى التضخم... بينما تؤدي تكوينات أخرى إلى كون مسطح موحد مباشرةً - دون تضخم. الحصول على كون مسطح أمر غير مرجح عمومًا. لكن استنتاج بنروز الصادم كان أن الحصول على كون مسطح دون تضخم أكثر احتمالاً بكثير من الحصول عليه مع التضخم - بمعامل ¹⁰^{مرفوعًا}^للأس غوغول ! ^[⁴^]^[¹¹⁸^]

كتب بالاشتراك مع آنا إيجاس وأبراهام لوب مقالات تزعم أن نموذج التضخم يواجه مشكلة في ضوء البيانات الواردة من قمر بلانك الصناعي . ^{[ 137 ]}^{[ 138 ]}

وقدّم كلٌّ من آلان غوث ، وديفيد كايزر ، وياسونوري نومورا ^{[ 139 ]} ، وليندي ^{[ 140 ]} حججًا مضادةً، قائلين إن

"إن التضخم الكوني أصبح أقوى من أي وقت مضى". ^{[ 139 ]}

انظر أيضاً

ملحوظات

يمكن تمثيل الاضطرابات بأنماط فورييه ذات طول موجي λ . كل نمط فورييه يتبع التوزيع الطبيعي (يُسمى عادةً التوزيع الغاوسي) بمتوسط صفر. مكونات فورييه المختلفة غير مترابطة. يعتمد تباين النمط على طوله الموجي فقط، بحيث يُساهم كل طول موجي، ضمن أي حجم مُحدد، بمقدار متساوٍ من الطاقة في طيف الاضطرابات. ولأن تحويل فورييه ثلاثي الأبعاد، فإن تباين النمط يتناسب عكسيًا مع $k³$ ^، وذلك لتعويض حقيقة أن عدد الأنماط ذات العدد الموجي $k$ ، يتناسب عكسيًا مع $k³$ ^.
↑ يُعرف هذا باسم الطيف "الأحمر"، قياسًا على الانزياح الأحمر ، لأن الطيف يتمتع بقوة أكبر عند الأطوال الموجية الأطول.
↑ من الناحية الفنية، تتمثل هذه الشروط في أن المشتق اللوغاريتمي للجهد، $\ \epsilon ={\tfrac {1}{2}}\left({\tfrac {V'}{V}}\right)^{2}\$ والمشتقة الثانية $\ \eta ={\tfrac {V''}{V}}\$ كلاهما صغيران، حيث $\ V\$ يمثل الجهد، والمعادلات مكتوبة بوحدات بلانك المختزلة . ^{[ 97 ]}
↑ من الناحية الفنية، يرجع ذلك إلى أن جهد التضخم يُعبَّر عنه كمتسلسلة تايلور في $\ {\tfrac {\mathrm {\phi} }{m_{\mathsf {Plk}}}}\ ,$ أين $\ \mathrm {\phi } \$ التضخم و $\ m_{\mathsf {Plk}}\$ هي كتلة بلانك . أما بالنسبة لمصطلح واحد، مثل مصطلح الكتلة $\ m_{\mathrm {\phi } }^{4}\left({\tfrac {\mathrm {\phi } }{m_{\mathsf {Plk}}}}\right)^{2}\ ,$ يمكن استيفاء شروط التدحرج البطيء لـ $\ \mathrm {\phi } \$ أكبر بكثير من $\ m_{\mathsf {Plk}}\ ,$ هذا هو الوضع تحديدًا في نظرية المجال الفعّالة، حيث يُتوقع أن تُساهم الحدود ذات الرتبة الأعلى في تقويض شروط التضخم الكوني. ويمكن اعتبار غياب هذه التصحيحات ذات الرتبة الأعلى نوعًا آخر من الضبط الدقيق. ^{[ 100 ]}
↑ الغوغول يساوي 10^{وبالتالي} ، فإن شتاينهارت^{[ 4 ]} يدعي أن نسبة الاحتمال هي^{10/10¹⁰⁰}

مراجع

↑ "مرجع في الفيزياء الفلكية لعام 2014" . مؤسسة كافلي . مؤرشف من الأصل في 14 يوليو 2014. تم الاطلاع عليه في 27 يوليو 2014 .
↑ تايسون، نيل ديغراس ودونالد غولدسميث (2004)، الأصول: أربعة عشر مليار سنة من التطور الكوني ، دبليو دبليو نورتون وشركاه، ص 84-85.
↑ تسوجيكاوا، شينجي (28 أبريل 2003). "مراجعة تمهيدية للتضخم الكوني". arXiv : hep-ph/0304257 .
1 2 3 4 5 ستاينهارت، بول ج. (2011). "جدل التضخم: هل النظرية التي تُشكّل جوهر علم الكونيات الحديث معيبةٌ للغاية؟". مجلة ساينتفك أمريكان . المجلد 304، العدد 4. الصفحات 18-25 . Bibcode : 2011SciAm.304d..36S . doi : 10.1038/scientificamerican0411-36 . PMID 21495480 .
1 2 3 إيرمان، جون؛ موستيرين ، خيسوس (مارس 1999). "نظرة نقدية على علم الكون التضخمي". فلسفة العلوم . 66 (1): 1-49 . doi : 10.1086/392675 . JSTOR 188736. S2CID 120393154 .
1 2 هلوجيك، رينيه (10-12 يونيو 2015). CMB@50 اليوم الثالث . إشعاع الخلفية الكونية الميكروي @50. برينستون، نيوجيرسي. مؤرشف من الأصل في 19 ديسمبر 2017. تم الاسترجاع في 15 يوليو 2015 .— ملاحظات مجمعة من اليوم الثالث للمؤتمر.
↑ غوث، آلان هـ. (1997أ). الكون التضخمي: البحث عن نظرية جديدة لأصول الكون . بيسيك بوكس. ص 233-234 . ISBN 978-0-201-32840-0.
↑ "الحائزون على الميدالية: قائمة بالحائزين السابقين على ميدالية ديراك " . ictp.it.
↑ "الفائزون بجائزة الاختراق في الفيزياء الأساسية لعام 2012" . breakingprize.org . جائزة الاختراق في الفيزياء الأساسية .
1 2 رايدن، باربرا (17 نوفمبر 2016). مقدمة في علم الكونيات ( الطبعة الثانية). مطبعة جامعة كامبريدج. doi : 10.1017/9781316651087 . ISBN 978-1-107-15483-4.
1 2 تيرنر، مايكل س. (26 سبتمبر 2022). "الطريق إلى علم الكونيات الدقيق" . المراجعة السنوية للعلوم النووية والجسيمية . 72 (1): 1-35 . arXiv : 2201.04741 . Bibcode : 2022ARNPS..72....1T . doi : 10.1146/annurev-nucl-111119-041046 . ISSN 0163-8998 .
↑ تم شرح الكثير من السياق التاريخي في Peebles (1993) ، الفصل 15-17 .
1 2 بيكوك، جيه إيه (1998). الفيزياء الكونية . كامبريدج: مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 978-0-521-42270-3.
1 2 3 4 سمينك، كريس (2018). "التضخم وأصول البنية" . في: رو، ديفيد إي .؛ ساور، تيلمان ؛ والتر، سكوت أ. (محررون). ما وراء أينشتاين: منظورات حول الهندسة والجاذبية وعلم الكونيات في القرن العشرين . دراسات أينشتاين. المجلد 14. نيويورك، نيويورك: سبرينغر. الصفحات 205-241 . doi : 10.1007/978-1-4939-7708-6_9 . ISBN 978-1-4939-7708-6.
↑ 'ت هوفت، جيرارد (1974). "الأقطاب المغناطيسية الأحادية في نظريات القياس الموحدة" . الفيزياء النووية ب . 79 (2): 276-284 . Bibcode : 1974NuPhB..79..276T . doi : 10.1016/0550-3213(74)90486-6 . hdl : 1874/4686 . مؤرشف من الأصل في 4 ديسمبر 2024.
↑ بولياكوف، ألكسندر م. (1974). "طيف الجسيمات في نظرية الحقل الكمومي". رسائل JETP . 20 : 194-195 . Bibcode : 1974JETPL..20..194P .
↑ غوث، آلان ؛ تاي، س. (1980). "التحولات الطورية وإنتاج الأقطاب المغناطيسية الأحادية في الكون المبكر جدًا" (ملف PDF) . رسائل المراجعة الفيزيائية . 44 (10): 631-635 ، تصحيح في المرجع نفسه (1980) 44، ص 963. رمز Bibcode : 1980PhRvL..44..631G . doi : 10.1103/PhysRevLett.44.631 . OSTI 1447535. مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 9 أكتوبر 2022 .
↑ أينهورن، مارتن ب.؛ شتاين، د.ل.؛ توسان، دوغ (1980). "هل تتوافق نظريات التوحيد الكبرى مع علم الكونيات القياسي؟". مجلة Physical Review D. 21 ( 12): 3295-3298 . Bibcode : 1980PhRvD..21.3295E . doi : 10.1103/PhysRevD.21.3295 .
↑ زيلدوفيتش، يا.؛ خلوبوف، م. يو. (1978). "حول تركيز الأقطاب المغناطيسية المتبقية في الكون". رسائل الفيزياء ب . 79 (3): 239-241 . Bibcode : 1978PhLB...79..239Z . doi : 10.1016/0370-2693(78)90232-0 .
↑ بريسكيل، جون (1979). "الإنتاج الكوني للأقطاب المغناطيسية فائقة الثقل" (ملف PDF) . رسائل المراجعة الفيزيائية . 43 (19): 1365-1368 . رمز Bibcode : 1979PhRvL..43.1365P . doi : 10.1103/PhysRevLett.43.1365 . مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 9 أكتوبر 2022.
↑ ياو، و.م.؛ وآخرون (مجموعة بيانات الجسيمات) (2006). "مراجعة فيزياء الجسيمات" . مجلة الفيزياء G. 33 ( 1): 1-1232 . arXiv : astro-ph/0601168 . Bibcode : 2006JPhG...33....1Y . doi : 10.1088/0954-3899/33/1/001 . S2CID 262936640 .
1 2 باربرا سو رايدن (2003). مقدمة في علم الكونيات . أديسون-ويسلي. ISBN 978-0-8053-8912-8.
↑ ريس، مارتن (1998). قبل البداية . نيويورك، نيويورك: بيسيك بوكس. ص 185. ISBN 0-201-15142-1.
↑ "WMAP – محتوى الكون" . nasa.gov . 26 سبتمبر 2025.
↑ لايتمان، آلان ب. (1 يناير 1993). الضوء القديم: نظرتنا المتغيرة للكون . مطبعة جامعة هارفارد. ISBN 978-0-674-03363-4.
^ كوكس، بريان. فورشو، جي آر (2017). عالمي: دليل للكون (1 ed.). بوسطن، ماساتشوستس: مطبعة دا كابو. رقم ISBN 978-0-306-82270-4. OCLC 973019447 .
↑ ميسنر، تشارلز دبليو؛ كولي، أ.أ؛ إليس، ج.ف.ر؛ هانكوك، م (1968). "تماثل الكون". المجلة الفيزيائية الفلكية . 151 (2): 431. Bibcode : 1998CQGra..15..331W . doi : 10.1088/0264-9381/15/2/008 . S2CID 250853141 .
1 2 ميسنر، تشارلز؛ ثورن، كيب س. وويلر، جون أرشيبالد (1973). الجاذبية . سان فرانسيسكو: دبليو إتش فريمان. الصفحات 489-490 ، 525-526 . ISBN 978-0-7167-0344-0.
↑ واينبرغ، ستيفن (1971). الجاذبية وعلم الكونيات . جون وايلي. ص 740، 815. ISBN 978-0-471-92567-5.
1 2 3 سبيرجل، دي إن (2007). "ملاحظات مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية (WMAP) على مدى ثلاث سنوات: آثارها على علم الكونيات" . سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 170 (2): 377-408 . arXiv : astro-ph/0603449 . Bibcode : 2007ApJS..170..377S . CiteSeerX 10.1.1.472.2550 . doi : 10.1086/513700 . S2CID 1386346. مؤرشف من الأصل في 24 سبتمبر 2010. تم الاسترجاع في 10 أكتوبر 2006. يؤكد WMAP ... المبادئ الأساسية لنموذج التضخم ...
↑ «دراسة تشير إلى أن كوننا الوليد قد توسع بسرعة على الأرجح» . Space.com . 28 فبراير 2012.
^ دودلسون ، سكوت (2002). علم الكونيات الحديث (Nachdr. ed.). أمستردام: الصحافة الأكاديمية. رقم ISBN 978-0-12-219141-1.
↑ ميليا، فولفيو (2008). "الأفق الكوني" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 382 (4): 1917-1921 . arXiv : 0711.4181 . Bibcode : 2007MNRAS.382.1917M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12499.x . S2CID 17372406 .
↑ ميليا، فولفيو؛ وآخرون (2009). "الزمكان الكوني". المجلة الدولية للفيزياء الحديثة D. 18 ( 12): 1889-1901 . arXiv : 0907.5394 . Bibcode : 2009IJMPD..18.1889M . doi : 10.1142/s0218271809015746 . S2CID 6565101 .
↑ كولب وتيرنر (1988)
↑ الله وردي، روزبه؛ براندنبرغر، روبرت؛ سير-راسين، فرانسيس-يان؛ مازومدار، أنوبام (2010). "إعادة التسخين في علم الكون التضخمي: النظرية والتطبيقات". المراجعة السنوية للعلوم النووية والجسيمية . 60 : 27-51 . arXiv : 1001.2600 . Bibcode : 2010ARNPS..60...27A . doi : 10.1146/annurev.nucl.012809.104511 .
^ انظر كولب وتيرنر (1988) أو موخانوف (2005) .
↑ كوفمان، ليف؛ ليندي، أندريه؛ ستاروبينسكي، أليكسي (1994). "إعادة التسخين بعد التضخم". رسائل المراجعة الفيزيائية . 73 (5): 3195-3198 . arXiv : hep-th/9405187 . Bibcode : 1986CQGra...3..811K . doi : 10.1088 / 0264-9381/3/5/011 . PMID 10057315. S2CID 250890807 .
↑ لوزانوف، كالويان د. (2019). "محاضرات حول إعادة التسخين بعد التضخم". arXiv : 1907.04402 [ astro-ph.CO ].
↑ 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 .
↑ 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 .
↑ رايدن، باربرا (17 نوفمبر 2016). مقدمة في علم الكونيات ( الطبعة الثانية). مطبعة جامعة كامبريدج. doi : 10.1017/9781316651087 . ISBN 978-1-107-15483-4.
↑ دي سيتر، ويليم (1917). "نظرية أينشتاين في الجاذبية ونتائجها الفلكية. الورقة الثالثة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 78 : 3-28 . Bibcode : 1917MNRAS..78....3D . doi : 10.1093/mnras/78.1.3 .
^ لوميتر، جورج (1933). “الكون المتوسع”. حوليات الجمعية العلمية في بروكسل . 47 أ : 49.، الإنجليزية في العلاقات العامة والجاذبية 29 : 641-680، 1997.
↑ آر سي تولمان (1934). النسبية، الديناميكا الحرارية، وعلم الكونيات . أكسفورد: مطبعة كلارندون. ISBN 978-0-486-65383-9. إل سي سي إن 34032023 . {{cite book}}رقم ISBN / عدم توافق التاريخ ( مساعدة ) أعيد إصداره (1987) نيويورك: دوفر ISBN 0-486-65383-8.
↑ ميسنر، تشارلز دبليو؛ ليتش، بي جي إل (1969). "عالم ميكس ماستر". رسائل المراجعة الفيزيائية . 22 (15): 1071-1074 . رمز Bibcode : 2008JPhA...41o5201A . doi : 10.1088/1751-8113/41/15/155201 . S2CID 119588491 .
↑ سيلبرجليت، ألكسندر س.؛ تشيرنين، آرثر د. (2017). الطاقة المظلمة المتفاعلة وتوسع الكون . سلسلة سبرينغر الموجزة في الفيزياء. تشام: دار سبرينغر للنشر الدولي. Bibcode : 2017idee.book.....S . doi : 10.1007/978-3-319-57538-4 . ISBN 978-3-319-57537-7.
↑ تشيرنين، أ.د. (23 أبريل 2017). أوفردوين (محرر). لماذا يتوسع الكون؟ (إهداء إلى إي. بي. جلينر) . سبرينغر، تشام. ص 59-70 . ISBN 978-3-319-57537-7.
↑ هي، دونغشان؛ غاو، دونغفنغ؛ تساي، تشينغ يو (2014). "الخلق التلقائي للكون من العدم". مجلة Physical Review D. 89 ( 8) 083510. arXiv : 1404.1207 . Bibcode : 2014PhRvD..89h3510H . doi : 10.1103/PhysRevD.89.083510 . S2CID 118371273 .
↑ براوت، ر.؛ إنجليرت، ف.؛ جونزيج، إ. (1978). "نشأة الكون كظاهرة كمومية". حوليات الفيزياء . 115 (1): 78-106 . Bibcode : 1978AnPhy.115...78B . doi : 10.1016/0003-4916(78)90176-8 .بروت، ر. إنجليرت، ف. جونزيج، إي. (1979). “الكون السببي”. النسبية العامة والجاذبية . 10 (1): 1– 6. بيب كود : 1979GReGr..10....1B . دوى : 10.1007/BF00757018 .
↑ ستاروبينسكي، أ.أ. (ديسمبر 1979). "طيف الإشعاع الجاذبي المتبقي والحالة المبكرة للكون". مجلة رسائل الفيزياء التجريبية والنظرية . 30 : 682. رمز Bibcode : 1979JETPL..30..682S .ستاروبينسكي، AA (ديسمبر 1979). “طيف إشعاع الجاذبية الأثري والحالة المبكرة للكون”. بيسما ز. إكسب. تيور. فيز. 30 : 719. بيب كود : 1979ZhPmR..30..719S .
↑ آدي، بار؛ وآخرون (2016). "نتائج بلانك 2015. XX. قيود على التضخم". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 594 : 17. arXiv : 1502.02114 . Bibcode : 2016A & A...594A..20P . doi : 10.1051/0004-6361/201525898 . S2CID 119284788 .
↑ ندوة SLAC ، " 10-35 ثانية بعد الانفجار العظيم"، 23 يناير 1980. انظر^غوث(1997) ، ص 186
1 2 غوث، آلان هـ. (1981). "الكون التضخمي: حل محتمل لمشكلتي الأفق والتسطح" (ملف PDF) . مجلة Physical Review D. 23 ( 2): 347-356 . Bibcode : 1981PhRvD..23..347G . doi : 10.1103/PhysRevD.23.347 . مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 9 أكتوبر 2022.
↑ بيبلز (1993) ، الفصل 17
↑ ستاروبينسكي، أليكسي أ. (1980). "نوع جديد من النماذج الكونية المتناحية بدون تفرد". رسائل الفيزياء ب . 91 (1): 99-102 . Bibcode : 1980PhLB...91...99S . doi : 10.1016/0370-2693(80)90670-X .
↑ كازاناس، ديموستينيس (أكتوبر 1980). "ديناميكيات الكون وكسر التناظر التلقائي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 241 : L59–63. Bibcode : 1980ApJ...241L..59K . doi : 10.1086/183361 .
↑ كازاناس، ديموستينيس (2007). "التضخم الكوني: منظور شخصي" . في: كونتوبولوس، ج.؛ باتسيس، ب.أ. (محرران). الفوضى في علم الفلك: مؤتمر 2007. وقائع الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء، المجلد 8. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا (نُشر عام 2009). الصفحات 485-496 . arXiv : 0803.2080 . Bibcode : 2009ASSP....8..485K . doi : 10.1007/978-3-540-75826-6_49 . ISBN 978-3-540-75825-9. S2CID 14520885 .
↑ ساتو، ك. (1981). "بنية نطاق عدد الباريونات الكونية والانتقال الطوري من الدرجة الأولى للفراغ". رسائل الفيزياء ب . 33 (1): 66-70 . Bibcode : 1981PhLB...99...66S . doi : 10.1016/0370-2693(81)90805-4 .
↑ أينهورن، مارتن ب.؛ ساتو، كاتسوهيكو (1981). "إنتاج أحادي القطب في الكون المبكر جدًا، في انتقال طور من الدرجة الأولى". الفيزياء النووية ب . 180 (3): 385-404 . Bibcode : 1981NuPhB.180..385E . doi : 10.1016/0550-3213(81)90057-2 .
1 2 غوث، آلان (1997ب). الكون التضخمي: البحث عن نظرية جديدة لأصل الكون . أديسون-ويسلي . ISBN 978-0-201-14942-5– عبر موقع archive.org.
↑ كونتوبولوس، جورج (2004). مغامرات في النظام والفوضى: سيرة ذاتية علمية . المجلد 313. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. الصفحات 88-89 . ISBN 978-1-4020-3040-6.
↑ ليندي، أندريه (1982). "سيناريو جديد للكون التضخمي: حل محتمل لمشكلات الأفق، والتسطح، والتجانس، والتماثل، والقطب الأحادي البدائي". رسائل الفيزياء ب . 108 (6): 389-393 . Bibcode : 1982PhLB..108..389L . doi : 10.1016/0370-2693(82)91219-9 .
1 2 ألبريشت، أندرياس؛ شتاينهارت، بول (1982). "علم الكونيات لنظريات التوحيد الكبرى مع كسر التناظر الناتج عن الإشعاع" (ملف PDF) . رسائل المراجعة الفيزيائية . 48 (17): 1220-1223 . رمز Bibcode : 1982PhRvL..48.1220A . doi : 10.1103/PhysRevLett.48.1220 . مؤرشف من الأصل (ملف PDF) في 30 يناير 2012.
↑ هارتل ، جيه بي (2003). الجاذبية: مقدمة في النسبية العامة لأينشتاين ( الطبعة الأولى). أديسون ويسلي. ص 411. ISBN 978-0-8053-8662-2– عبر موقع archive.org.
^ انظر ليند (1990) وموخانوف (2005) .
↑ تشيبسوف، فياتشيسلاف ف.؛ تشيبسوف، جي في (1981). "التقلب الكمي والكون "غير المتفرد"". رسائل JETP . 33 : 532-535 . Bibcode : 1981JETPL..33..532M .
↑ موخانوف، فياتشيسلاف ف. (1982). "طاقة الفراغ والبنية واسعة النطاق للكون". الفيزياء السوفيتية JETP . 56 (2): 258–265 . Bibcode : 1982JETP...56..258M .
↑ انظر غوث (1997) للاطلاع على وصف شائع للورشة، أو كتاب الكون المبكر جدًا ، من تحرير جيبون، هوكينغ، وسيكلوس، ISBN 0-521-31677-4للحصول على تقرير أكثر تفصيلاً.
↑ هوكينج، إس دبليو (1982). "تطور الاضطرابات في كون تضخمي ذي فقاعة واحدة". رسائل الفيزياء ب . 115 (4): 295-297 . Bibcode : 1982PhLB..115..295H . doi : 10.1016/0370-2693(82)90373-2 .
↑ ستاروبينسكي، أليكسي أ. (1982). "ديناميكيات الانتقال الطوري في سيناريو الكون التضخمي الجديد وتوليد الاضطرابات". رسائل الفيزياء ب . 117 ( 3-4 ): 175-178 . Bibcode : 1982PhLB..117..175S . doi : 10.1016/0370-2693(82)90541-X .
↑ غوث، آلان هـ .؛ بي، سو-يونغ (1982). "التقلبات في الكون التضخمي الجديد". رسائل المراجعة الفيزيائية . 49 (15): 1110-1113 . Bibcode : 1982PhRvL..49.1110G . doi : 10.1103/PhysRevLett.49.1110 .
↑ باردين، جيمس م .؛ شتاينهارت، بول ج .؛ تيرنر، مايكل س. (1983). "التكوين التلقائي لاضطرابات الكثافة شبه الخالية من المقياس في كون تضخمي". مجلة Physical Review D. 28 ( 4): 679–693 . Bibcode : 1983PhRvD..28..679B . doi : 10.1103/PhysRevD.28.679 .
↑ ألبريشت، أندرياس؛ كولسون، ديفيد؛ فيريرا، بيدرو؛ ماجويجو، جواو (26 فبراير 1996). "السببية، والعشوائية، وخلفية الموجات الميكروية" . رسائل المراجعة الفيزيائية . 76 (9): 1413-1416 . arXiv : astro-ph/9505030 . Bibcode : 1996PhRvL..76.1413A . doi : 10.1103/PhysRevLett.76.1413 . ISSN 0031-9007 . PMID 10061717 .
↑ دودلسون، سكوت؛ نوكس، لويد (17 أبريل 2000). "الطاقة المظلمة وإشعاع الخلفية الكونية الميكروي" . رسائل المراجعة الفيزيائية . 84 (16): 3523-3526 . arXiv : astro-ph/9909454 . Bibcode : 2000PhRvL..84.3523D . doi : 10.1103/PhysRevLett.84.3523 . PMID 11019136 .
1 2 Ade, PAR; et al. (Planck Collaboration) (1 أكتوبر 2016). "نتائج بلانك 2015. الثالث عشر. المعلمات الكونية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 594 : A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode : 2016A & A...594A..13P . doi : 10.1051/0004-6361/201525830 . ISSN 0004-6361 . S2CID 119262962 .
1 2 3 4 بويل، لاثام أ.؛ شتاينهارت، بول ج .؛ تروك، نيل (24 مارس 2006). "إعادة النظر في التنبؤات التضخمية للتقلبات العددية والموترية". رسائل المراجعة الفيزيائية . 96 (11) 111301. arXiv : astro-ph/0507455 . Bibcode : 2006PhRvL..96k1301B . doi : 10.1103/PhysRevLett.96.111301 . PMID 16605810. S2CID 10424288 .
↑ تيغمارك، ماكس؛ وآخرون (أغسطس 2006). "قيود كونية من المجرات الحمراء اللامعة في مسح سلووان الرقمي للسماء". مجلة Physical Review D. 74 ( 12) 123507. arXiv : astro-ph/0608632 . Bibcode : 2006PhRvD..74l3507T . doi : 10.1103/PhysRevD.74.123507 . hdl : 1811/48518 . S2CID 1368964 .
1 2 شتاينهارت، بول ج. (2004). "الاضطرابات الكونية: أساطير وحقائق". رسائل الفيزياء الحديثة أ . 19 (13 و16): 967-982 . Bibcode : 2004MPLA...19..967S . doi : 10.1142/S0217732304014252 . S2CID 42066874 .
1 2 3 تيغمارك، ماكس (2005). "ماذا يتنبأ التضخم حقًا؟". مجلة علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية . 2005 (4): 001. arXiv : astro-ph/0410281 . Bibcode : 2005JCAP...04..001T . doi : 10.1088/1475-7516/2005/04/001 . S2CID 17250080 .
↑ آدي، بار؛ وآخرون (مجموعة بلانك) (أكتوبر 2016). "نتائج بلانك 2015. XX. قيود على التضخم". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 594 : A20. arXiv : 1502.02114 . Bibcode : 2016A & A...594A..20P . doi : 10.1051/0004-6361/201525898 . ISSN 0004-6361 . S2CID 119284788 .
↑ سبيرجل، دي إن؛ وآخرون (2003). "ملاحظات السنة الأولى لمسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية (WMAP): 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 .
↑ انظر إلى خلفية الموجات الميكروية الكونية#الشذوذات للحصول على التفاصيل والمراجع.
↑ كلافين، ويتني (17 مارس 2014). "نظرة ناسا التكنولوجية على نشأة الكون" . ناسا . تم الاطلاع عليه بتاريخ 17 مارس 2014 .
↑ أوفرباي، دينيس (17 مارس 2014). "تموجات الفضاء تكشف الدليل القاطع للانفجار العظيم" . صحيفة نيويورك تايمز . مؤرشف من الأصل في 1 يناير 2022. تم الاطلاع عليه في 17 مارس 2014 .
1 2 جرانت، أندرو (2019). "خمس سنوات بعد BICEP2". فيزياء اليوم (3) 30948. Bibcode : 2019PhT..2019c0948G . doi : 10.1063/PT.6.3.20190326a . S2CID 241938983 .
↑ آدي، بار؛ وآخرون (مجموعة BICEP2) (19 يونيو 2014). "الكشف عن استقطاب نمط B على نطاقات زاوية بالدرجات باستخدام BICEP2". رسائل المراجعة الفيزيائية . 112 (24) 241101. arXiv : 1403.3985 . Bibcode : 2014PhRvL.112x1101B . doi : 10.1103/PhysRevLett.112.241101 . PMID 24996078. S2CID 22780831 .
↑ أوفرباي، دينيس (19 يونيو 2014). "علماء الفلك يحذرون من ادعاء اكتشاف الانفجار العظيم" . صحيفة نيويورك تايمز . مؤرشف من الأصل في 1 يناير 2022. تم الاطلاع عليه في 20 يونيو 2014 .
↑ آموس، جوناثان (19 يونيو 2014). "التضخم الكوني: تراجع الثقة في إشارة الانفجار العظيم" . بي بي سي نيوز . تم الاطلاع عليه بتاريخ 20 يونيو 2014 .
↑ آدي، بار؛ وآخرون (فريق بلانك التعاوني) (2016). "نتائج بلانك الوسيطة. XXX. طيف القدرة الزاوي لانبعاث الغبار المستقطب عند خطوط العرض المجرية المتوسطة والعالية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 586 (133): A133. arXiv : 1409.5738 . Bibcode : 2016A & A...586A.133P . doi : 10.1051/0004-6361/201425034 . S2CID 9857299 .
↑ أوفرباي، دينيس (22 سبتمبر 2014). "دراسة تؤكد الانتقادات الموجهة لنظرية الانفجار العظيم" . صحيفة نيويورك تايمز . مؤرشف من الأصل في 1 يناير 2022. تم الاطلاع عليه بتاريخ 22 سبتمبر 2014 .
↑ كلافين، ويتني (30 يناير 2015). "لا تزال الموجات الثقالية من الكون المبكر عصية على الرصد" (بيان صحفي). ناسا . تم الاطلاع عليه بتاريخ 30 يناير 2015 .
↑ أوفرباي، دينيس (30 يناير 2015). "ذرة من الغبار بين النجوم تحجب لمحة عن الانفجار العظيم" . صحيفة نيويورك تايمز . مؤرشف من الأصل في 1 يناير 2022. تم الاطلاع عليه في 31 يناير 2015 .
↑ روسيت، سي.؛ وآخرون (تعاون بلانك-إتش إف آي) (2005). "التأثيرات المنهجية في قياسات استقطاب إشعاع الخلفية الكونية الميكروي". استكشاف الكون: محتويات الكون وبنيته . اللقاء التاسع والثلاثون لموريند. arXiv : astro-ph/0502188 .
↑ لوب، أ.؛ زالدارياغا، م. (2004). "قياس طيف القدرة على النطاق الصغير لتقلبات الكثافة الكونية من خلال التصوير المقطعي عند 21 سم قبل حقبة تكوين البنية" . رسائل المراجعة الفيزيائية . 92 (21) 211301. arXiv : astro-ph/0312134 . Bibcode : 2004PhRvL..92u1301L . doi : 10.1103/PhysRevLett.92.211301 . PMID 15245272. S2CID 30510359 – عبر CERN .
↑ سالفيو، ألبرتو (2013). "تضخم هيغز عند مستوى NNLO بعد اكتشاف البوزون". رسائل الفيزياء ب . 727 ( 1-3 ): 234-239 . arXiv : 1308.2244 . Bibcode : 2013PhLB..727..234S . doi : 10.1016/j.physletb.2013.10.042 . S2CID 56544999 .
↑ ليدل وليث (2000) ، الصفحات 42-43
↑ سالفيو، ألبرتو؛ ستروميا، أليساندرو (17 مارس 2014). "الجاذبية". مجلة فيزياء الطاقة العالية . 2014 (6): 80. arXiv : 1403.4226 . Bibcode : 2014JHEP...06..080S . doi : 10.1007/JHEP06(2014)080 . S2CID 256010671 .
↑ ليندي، أندريه د. (1983). "التضخم الفوضوي". رسائل الفيزياء ب . 129 (3): 171-181 . Bibcode : 1983PhLB..129..177L . doi : 10.1016/0370-2693(83)90837-7 .
↑ العبيدي، ليلى؛ ليث، ديفيد هـ. (2006). "نماذج التضخم والملاحظة". مجلة علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية . 2006 (5): 016. arXiv : astro-ph/0510441 . Bibcode : 2006JCAP...05..016A . doi : 10.1088/1475-7516/2006/05/016 . S2CID 119373837 .
↑ ليث، ديفيد هـ. (1997). "ماذا سنتعلم من خلال رصد إشارة موجة جاذبية في تباين إشعاع الخلفية الكونية الميكروي؟" . رسائل المراجعة الفيزيائية . 78 (10): 1861-1863 . arXiv : hep-ph/9606387 . Bibcode : 1997PhRvL..78.1861L . doi : 10.1103/PhysRevLett.78.1861 . S2CID 119470003 . {{cite journal}}: CS1 maint: deprecated archiveal service ( link )
↑ براندنبرغر، روبرت هـ. (نوفمبر 2004). تحديات علم الكون التضخمي . الندوة الدولية العاشرة حول الجسيمات والأوتار وعلم الكون. arXiv : astro-ph/0411671 .
1 2 جيبونز، غاري دبليو ؛ هوكينغ، ستيفن دبليو؛ سيكلوس، إس تي سي، محرران. (1983). "التضخم الطبيعي"، في الكون المبكر جدًا . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 251-266 . ISBN 978-0-521-31677-4.
1 2 فيلينكين، ألكسندر (1983). "نشأة الأكوان التضخمية". مجلة Physical Review D. 27 ( 12): 2848–2855 . Bibcode : 1983PhRvD..27.2848V . doi : 10.1103/PhysRevD.27.2848 .
↑ ستاينهارت، بول ج. (أبريل 2011). "جدل التضخم: هل النظرية التي تُشكّل جوهر علم الكونيات الحديث معيبةٌ للغاية؟" ( ملف PDF) . مجلة ساينتفك أمريكان . المجلد 304، العدد 4. الصفحات 36-43 . رمز Bibcode : 2011SciAm.304d..36S . doi : 10.1038/scientificamerican0411-36 . PMID 21495480. مؤرشف (ملف PDF) من النسخة الأصلية في 9 أكتوبر 2022.
↑ شتاينهارت، بول ج. (2011). "النظرية الدورية للكون" (ملف PDF) . في: فاس، رودي (محرر). ما وراء الانفجار العظيم: سيناريوهات متنافسة لكون أبدي (مخطوطة غير منشورة). مجموعة فرونتيرز. سبرينغر. مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 9 أكتوبر 2022.
↑ إيجاس، آنا؛ شتاينهارت، بول جيه؛ لوب، أبراهام (17 يناير 2017). "فرقعة الكون" (ملف PDF) . مجلة ساينتفك أمريكان . 316 (2): 32-39 . Bibcode : 2017SciAm.316b..32I . doi : 10.1038/scientificamerican0217-32 . JSTOR 26047449. PMID 28118351. مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 9 أكتوبر 2022 .
↑ كارول، شون م.؛ تشين، جينيفر (2005). "هل يوفر التضخم شروطًا أولية طبيعية للكون؟". النسبية العامة والجاذبية . 37 (10): 1671-1674 . arXiv : gr-qc/0505037 . Bibcode : 2005GReGr..37.1671C . doi : 10.1007/s10714-005-0148-2 . S2CID 120566514 .
↑ أغيري، أنتوني؛ غراتون، ستيفن (2003). "التضخم بلا بداية: اقتراح حدود صفرية". مجلة Physical Review D. 67 ( 8) 083515. arXiv : gr-qc/0301042 . Bibcode : 2003PhRvD..67h3515A . doi : 10.1103/PhysRevD.67.083515 . S2CID 37260723 .
↑ أغيري، أنتوني؛ غراتون، ستيفن (2002). "التضخم الأبدي في حالة الاستقرار" . مجلة Physical Review D. 65 ( 8) 083507. arXiv : astro-ph/0111191 . Bibcode : 2002PhRvD..65h3507A . doi : 10.1103/PhysRevD.65.083507 . S2CID 118974302 .
↑ هارتل، ج.؛ هوكينج، س. (1983). "الدالة الموجية للكون". مجلة Physical Review D. 28 ( 12): 2960–2975 . Bibcode : 1983PhRvD..28.2960H . doi : 10.1103/PhysRevD.28.2960 . S2CID 121947045 . انظر أيضًا هوكينج (1998).
↑ هيئة التدريس ( جامعة كامبريدج ) (2 مايو 2018). "ترويض الأكوان المتعددة - نظرية ستيفن هوكينج الأخيرة حول الانفجار العظيم" . Phys.org . تم الاطلاع عليه في 2 مايو 2018 .
↑ هوكينغ، ستيفن ؛ هيرتوغ، توماس (20 أبريل 2018). "خروج سلس من التضخم الأبدي؟". مجلة فيزياء الطاقة العالية . 2018 (4): 147. arXiv : 1707.07702 . Bibcode : 2018JHEP...04..147H . doi : 10.1007/JHEP04(2018)147 . S2CID 13745992 .
↑ هوكينج (1998)، ص 129.
↑ ويكي كوت .
↑ بيج، دون ن. (1983). "التضخم لا يفسر عدم تناظر الزمن". مجلة نيتشر . 304 (5921): 39-41 . Bibcode : 1983Natur.304...39P . doi : 10.1038/304039a0 . S2CID 4315730 . انظر أيضًا كتاب روجر بنروز بعنوان "الطريق إلى الواقع: دليل كامل لقوانين الكون" .
↑ هوكينج، ستيفن دبليو؛ بيج، دون إن. (1988). "ما مدى احتمالية التضخم؟". الفيزياء النووية ب . 298 (4): 789-809 . Bibcode : 1988NuPhB.298..789H . doi : 10.1016/0550-3213(88)90008-9 .
1 2 ستاينهارت، بول جيه ؛ توروك، نيل (2007). الكون اللانهائي: ما وراء الانفجار العظيم . كتب برودواي. ISBN 978-0-7679-1501-4.
↑ ألبريشت، أندرياس؛ سوربو، لورينزو (2004). "هل يستطيع الكون تحمل التضخم؟". مجلة Physical Review D. 70 ( 6) 063528. arXiv : hep-th/0405270 . Bibcode : 2004PhRvD..70f3528A . doi : 10.1103/PhysRevD.70.063528 . S2CID 119465499 .
↑ مارتن، جيروم؛ براندنبرغر، روبرت (2001). "مشكلة ما وراء بلانك في علم الكون التضخمي". مجلة Physical Review D. 63 ( 12) 123501. arXiv : hep-th/0005209 . Bibcode : 2001PhRvD..63l3501M . doi : 10.1103/PhysRevD.63.123501 . S2CID 119329384 .
↑ مارتن، جيروم؛ رينجيفال، كريستوف (2004). "تذبذبات متراكبة في بيانات WMAP؟". مجلة Physical Review D. 69 ( 8) 083515. arXiv : astro-ph/0310382 . Bibcode : 2004PhRvD..69h3515M . doi : 10.1103/PhysRevD.69.083515 . S2CID 118889842 .
↑ براندنبرغر، روبرت هـ. (2001). مراجعة حالة علم الكون التضخمي . arXiv : hep-ph/0101119 . Bibcode : 2001hep.ph....1119B .
↑ ليندي، أندريه؛ فيشلر، و. (2005). "آفاق التضخم". فيزيكا سكريبت . 117 (T117): 40-48 . arXiv : hep-th/0402051 . Bibcode : 2005PhST..116...56B . doi : 10.1238/Physica.Topical.117a00056 . S2CID 17779961 .
↑ بلانكو-بيلادو، جيه جيه؛ بورغيس، سي بي؛ كلاين، جيه إم؛ إسكودا، سي؛ غوميز-رينو، إم؛ كالوش، آر؛ ليندي، إيه؛ كويفيدو، إف. (2004). "تضخم مضمار السباق". مجلة فيزياء الطاقة العالية . 2004 (11): 063. arXiv : hep-th/0406230 . Bibcode : 2004JHEP...11..063B . doi : 10.1088/1126-6708/2004/11/063 . S2CID 12461702 .
↑ كاتشرو، شاميت؛ وآخرون (2003). "نحو التضخم في نظرية الأوتار". مجلة علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية . 2003 (10): 013. arXiv : hep-th/0308055 . Bibcode : 2003JCAP...10..013K . CiteSeerX : 10.1.1.264.3396 . doi : 10.1088/1475-7516/2003/10/013 . S2CID : 5951592 .
↑ دفالي، جيا؛ هنري تاي، إس. -إتش. (1998). "تضخم الأغشية". رسائل الفيزياء ب . 450 (1999): 72-82 . arXiv : hep-ph/9812483 . Bibcode : 1999PhLB..450...72D . doi : 10.1016/S0370-2693(99)00132-X . S2CID 118930228 .
↑ بوجوالد، مارتن (أكتوبر 2008). "الانفجار العظيم أم الارتداد العظيم؟: نظرية جديدة حول نشأة الكون" . مجلة ساينتفك أمريكان . تم الاطلاع عليه بتاريخ 31 أغسطس 2015 .
↑ بوبلاوسكي، ن. ج. (2010). "علم الكونيات مع الالتواء: بديل للتضخم الكوني". رسائل الفيزياء ب . 694 (3): 181-185 . arXiv : 1007.0587 . Bibcode : 2010PhLB..694..181P . doi : 10.1016/j.physletb.2010.09.056 .
↑ بوبلاوسكي، ن. ج. (2012). "علم الكونيات غير المتفرد ذو الارتداد الكبير من اقتران الدوران-الالتواء". مجلة Physical Review D. 85 ( 10) 107502. arXiv : 1111.4595 . Bibcode : 2012PhRvD..85j7502P . doi : 10.1103/PhysRevD.85.107502 . S2CID 118434253 .
↑ لينرز، جان لوك (2 يونيو 2009). "علم الكونيات الإكبيروتي والدوري". تقارير الفيزياء . 465 (6): 223-263 . arXiv : 0806.1245 . doi : 10.1016/j.physrep.2008.06.001 . S2CID 17534907 .
↑ براندنبرغر، ر.؛ فافا، س. (1989). "الأوتار الفائقة في الكون المبكر". الفيزياء النووية ب . 316 (2): 391-410 . Bibcode : 1989NuPhB.316..391B . CiteSeerX 10.1.1.56.2356 . doi : 10.1016/0550-3213(89)90037-0 .
↑ باتفيلد، ثورستن؛ واتسون، سكوت (2006). "علم الكونيات الغازي للأوتار". مراجعات الفيزياء الحديثة . 78 (2): 435-454 . arXiv : hep-th/0510022 . Bibcode : 2006RvMP...78..435B . doi : 10.1103/RevModPhys.78.435 . S2CID 2246186 .
↑ براندنبرغر، روبرت هـ.؛ نايري، علي؛ باتيل، سوبود ب.؛ فافا، كومرون (2007). "علم الكونيات الغازي الخيطي وتكوين البنية" . المجلة الدولية للفيزياء الحديثة أ . 22 (21): 3621-3642 . arXiv : hep-th/0608121 . Bibcode : 2007IJMPA..22.3621B . doi : 10.1142/S0217751X07037159 . S2CID 5899352 .
↑ لاشكاري، نيما؛ براندنبرغر، روبرت هـ (17 سبتمبر 2008). "سرعة الصوت في علم الكونيات الغازي للأوتار". مجلة فيزياء الطاقة العالية . 2008 (9): 082. arXiv : 0806.4358 . Bibcode : 2008JHEP...09..082L . doi : 10.1088/1126-6708/2008/09/082 . ISSN 1029-8479 . S2CID 119184258 .
↑ كمالي، وحيد؛ براندنبرغر، روبرت (11 مايو 2020). "خلق تسطح مكاني من خلال الجمع بين علم الكونيات الغازي للأوتار وتضخم قانون القوة" . مجلة Physical Review D. 101 ( 10) 103512. arXiv : 2002.09771 . Bibcode : 2020PhRvD.101j3512K . doi : 10.1103/PhysRevD.101.103512 . ISSN 2470-0010 .
↑ بينروز، روجر (2004). الطريق إلى الواقع: دليل شامل لقوانين الكون . لندن، المملكة المتحدة: دار فينتج للنشر. ص 755. بينروز، روجر (1989). "صعوبات في علم الكون التضخمي". حوليات أكاديمية نيويورك للعلوم . 271 : 249-264 . Bibcode : 1989NYASA.571..249P . doi : 10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x . S2CID 122383812 .
↑ إيجاس، آنا؛ شتاينهارت، بول جيه ؛ لوب، أبراهام (2013). "النموذج التضخمي في مأزق بعد بلانك 2013". رسائل الفيزياء ب . 723 ( 4-5 ): 261-266 . arXiv : 1304.2785 . Bibcode : 2013PhLB..723..261I . doi : 10.1016/j.physletb.2013.05.023 . S2CID 14875751 .
↑ إيجاس، آنا؛ شتاينهارت، بول جيه ؛ لوب، أبراهام (2014). "الانشقاق التضخمي بعد بلانك 2013". رسائل الفيزياء ب . 736 : 142-146 . arXiv : 1402.6980 . Bibcode : 2014PhLB..736..142I . doi : 10.1016/j.physletb.2014.07.012 . S2CID 119096427 .
1 2 غوث، آلان هـ .؛ كايزر، ديفيد آي .؛ نومورا، ياسونوري (2014). "النموذج التضخمي بعد بلانك 2013". رسائل الفيزياء ب . 733 : 112-119 . arXiv : 1312.7619 . Bibcode : 2014PhLB..733..112G . doi : 10.1016/j.physletb.2014.03.020 . S2CID 16669993 .
^ ليندي ، أندريه (8 يوليو – 2 أغسطس 2013). علم الكونيات التضخمي بعد بلانك 2013 . علم الكونيات ما بعد بلانك: مدرسة الفيزياء في Houches. أكسفورد، المملكة المتحدة: مدرسة اللياقة البدنية النظرية / مطبعة جامعة أكسفورد (نشرت عام 2015). الجلسة ج. رقم ISBN 978-0-19-872885-6.

مصادر

غوث، آلان (1997). الكون التضخمي: البحث عن نظرية جديدة لأصول الكون . بيرسيوس. ISBN 978-0-201-32840-0.
هوكينج، ستيفن (1998). تاريخ موجز للزمن . بانتام. ISBN 978-0-553-38016-3.
هوكينج، ستيفن ؛ جيبونز، غاري (1983). الكون المبكر جدًا . مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 978-0-521-31677-4.
كولب، إدوارد؛ تيرنر، مايكل (1988). الكون المبكر . أديسون-ويسلي. ISBN 978-0-201-11604-5.
ليندي، أندريه (1990). فيزياء الجسيمات وعلم الكون التضخمي . تشور، سويسرا: هاروود. arXiv : hep-th/0503203 . Bibcode : 2005hep.th....3203L . ISBN 3-7186-0490-6.
ليندي، أندريه (2005). فيزياء الجسيمات وعلم الكون التضخمي . مفاهيم معاصرة في الفيزياء. المجلد 5. arXiv : hep-th/0503203 . Bibcode : 2005hep.th....3203L . ISBN 978-3-7186-0490-6.
ليندي، أندريه (2006). "التضخم وعلم الكونيات الوترية". ملحق التقدم في الفيزياء النظرية . 163 : 295-322 . arXiv : hep-th/0503195 . Bibcode : 2006PThPS.163..295L . doi : 10.1143/PTPS.163.295 . S2CID 119410403 .
ليدل، أندرو؛ ليث، ديفيد (2000). التضخم الكوني والبنية واسعة النطاق . كامبريدج. ISBN 978-0-521-57598-0.
ليث، ديفيد هـ.؛ ريوتو، أنطونيو (1999). "نماذج فيزياء الجسيمات للتضخم واضطراب الكثافة الكونية". تقارير الفيزياء . 314 ( 1-2 ): 1-146 . arXiv : hep-ph/9807278 . Bibcode : 1999PhR...314....1L . doi : 10.1016/S0370-1573(98)00128-8 . S2CID 119517140 .
موخانوف، فياتشيسلاف (2005). الأسس الفيزيائية لعلم الكونيات . مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 978-0-521-56398-7.
فيلينكين، أليكس (2006). عوالم متعددة في عالم واحد: البحث عن أكوان أخرى . هيل ووانغ. ISBN 978-0-8090-9523-0– عبر موقع archive.org.
بيبلز، بي جيه إي (1993). مبادئ علم الكون الفيزيائي . مطبعة جامعة برينستون. رقم ISBN 978-0-691-01933-8– عبر موقع archive.org.
سمينك، كريس (2005). كوكس، أ. ج.؛ أيزنشتات، جان (محرران). الفراغ الزائف: علم الكونيات في الكون المبكر وتطور التضخم . في: كون النسبية العامة (دراسات أينشتاين، الكتاب 11). بيركهاوزر بوسطن. ص 223-257 . ISBN 978-0-8176-4380-5.

روابط خارجية

جون ر. غريبين . "التضخم للمبتدئين" . aether.lbl.gov . تم الاطلاع عليه بتاريخ 16 نوفمبر 2025 .
هل كان التضخم الكوني هو "انفجار" الانفجار العظيم؟، بقلم آلان جوث، 1997
أندرو ر. ليدل (1999). "مقدمة في التضخم الكوني". ص 260. arXiv : astro-ph/9901124 .
تحديث عام 2004 بواسطة أندرو ليدل
كوفي، لورا (2003). "وضع علم الكونيات الرصدي والتضخم". ص 67. arXiv : hep-ph/0309238 .
ليث، ديفيد هـ. (2003). "ما هو أفضل نموذج للتضخم؟". ص 260. arXiv : hep-th/0311040 .
نمو تناظر التضخم ، ديسمبر 2004
سجل غوث الذي يوضح الفكرة الأصلية
مشروع WMAP يعزز فرضية التضخم الكوني، مارس 2006
بيان صحفي لوكالة ناسا، مارس 2006، خاص بمشروع WMAP. مؤرشف بتاريخ 22 نوفمبر 2013 في أرشيف الإنترنت (Wayback Machine).
ماكس تيغمارك . كوننا الرياضي (2014)، "الفصل 5: التضخم"

[77] يمكن تمثيل الاضطرابات بأنماط فورييه ذات طول موجي λ . كل نمط فورييه يتبع التوزيع الطبيعي (يُسمى عادةً التوزيع الغاوسي) بمتوسط صفر. مكونات فورييه المختلفة غير مترابطة. يعتمد تباين النمط على طوله الموجي فقط، بحيث يُساهم كل طول موجي، ضمن أي حجم مُحدد، بمقدار متساوٍ من الطاقة في طيف الاضطرابات. ولأن تحويل فورييه ثلاثي الأبعاد، فإن تباين النمط يتناسب عكسيًا مع $k³$ ^، وذلك لتعويض حقيقة أن عدد الأنماط ذات العدد الموجي $k$ ، يتناسب عكسيًا مع $k³$ ^.

[82] يُعرف هذا باسم الطيف "الأحمر"، قياسًا على الانزياح الأحمر ، لأن الطيف يتمتع بقوة أكبر عند الأطوال الموجية الأطول.

[100] من الناحية الفنية، تتمثل هذه الشروط في أن المشتق اللوغاريتمي للجهد، $\ \epsilon ={\tfrac {1}{2}}\left({\tfrac {V'}{V}}\right)^{2}\$ والمشتقة الثانية $\ \eta ={\tfrac {V''}{V}}\$ كلاهما صغيران، حيث $\ V\$ يمثل الجهد، والمعادلات مكتوبة بوحدات بلانك المختزلة . ^{[ 97 ]}

[104] من الناحية الفنية، يرجع ذلك إلى أن جهد التضخم يُعبَّر عنه كمتسلسلة تايلور في $\ {\tfrac {\mathrm {\phi} }{m_{\mathsf {Plk}}}}\ ,$ أين $\ \mathrm {\phi } \$ التضخم و $\ m_{\mathsf {Plk}}\$ هي كتلة بلانك . أما بالنسبة لمصطلح واحد، مثل مصطلح الكتلة $\ m_{\mathrm {\phi } }^{4}\left({\tfrac {\mathrm {\phi } }{m_{\mathsf {Plk}}}}\right)^{2}\ ,$ يمكن استيفاء شروط التدحرج البطيء لـ $\ \mathrm {\phi } \$ أكبر بكثير من $\ m_{\mathsf {Plk}}\ ,$ هذا هو الوضع تحديدًا في نظرية المجال الفعّالة، حيث يُتوقع أن تُساهم الحدود ذات الرتبة الأعلى في تقويض شروط التضخم الكوني. ويمكن اعتبار غياب هذه التصحيحات ذات الرتبة الأعلى نوعًا آخر من الضبط الدقيق. ^{[ 100 ]}

[141] الغوغول يساوي 10^{وبالتالي} ، فإن شتاينهارت^{[ 4 ]} يدعي أن نسبة الاحتمال هي^{10/10¹⁰⁰}

[KavliPrize-1] "مرجع في الفيزياء الفلكية لعام 2014" . مؤسسة كافلي . مؤرشف من الأصل في 14 يوليو 2014. تم الاطلاع عليه في 27 يوليو 2014 .

[2] تايسون، نيل ديغراس ودونالد غولدسميث (2004)، الأصول: أربعة عشر مليار سنة من التطور الكوني ، دبليو دبليو نورتون وشركاه، ص 84-85.

[3] تسوجيكاوا، شينجي (28 أبريل 2003). "مراجعة تمهيدية للتضخم الكوني". arXiv : hep-ph/0304257 .

[Steinhardt2011-4] 1 2 3 4 5 ستاينهارت، بول ج. (2011). "جدل التضخم: هل النظرية التي تُشكّل جوهر علم الكونيات الحديث معيبةٌ للغاية؟". مجلة ساينتفك أمريكان . المجلد 304، العدد 4. الصفحات 18-25 . Bibcode : 2011SciAm.304d..36S . doi : 10.1038/scientificamerican0411-36 . PMID 21495480 .

[Earman-Mosterín-5] 1 2 3 إيرمان، جون؛ موستيرين ، خيسوس (مارس 1999). "نظرة نقدية على علم الكون التضخمي". فلسفة العلوم . 66 (1): 1-49 . doi : 10.1086/392675 . JSTOR 188736. S2CID 120393154 .

[Hložek-6] 1 2 هلوجيك، رينيه (10-12 يونيو 2015). CMB@50 اليوم الثالث . إشعاع الخلفية الكونية الميكروي @50. برينستون، نيوجيرسي. مؤرشف من الأصل في 19 ديسمبر 2017. تم الاسترجاع في 15 يوليو 2015 .— ملاحظات مجمعة من اليوم الثالث للمؤتمر.

[7] غوث، آلان هـ. (1997أ). الكون التضخمي: البحث عن نظرية جديدة لأصول الكون . بيسيك بوكس. ص 233-234 . ISBN 978-0-201-32840-0.

[Dirac_Prize-8] "الحائزون على الميدالية: قائمة بالحائزين السابقين على ميدالية ديراك " . ictp.it.

[Breakthrough_Prize-9] "الفائزون بجائزة الاختراق في الفيزياء الأساسية لعام 2012" . breakingprize.org . جائزة الاختراق في الفيزياء الأساسية .

[Ryden-2016-10] 1 2 رايدن، باربرا (17 نوفمبر 2016). مقدمة في علم الكونيات ( الطبعة الثانية). مطبعة جامعة كامبريدج. doi : 10.1017/9781316651087 . ISBN 978-1-107-15483-4.

[TurnerPrecision-11] 1 2 تيرنر، مايكل س. (26 سبتمبر 2022). "الطريق إلى علم الكونيات الدقيق" . المراجعة السنوية للعلوم النووية والجسيمية . 72 (1): 1-35 . arXiv : 2201.04741 . Bibcode : 2022ARNPS..72....1T . doi : 10.1146/annurev-nucl-111119-041046 . ISSN 0163-8998 .

[12] تم شرح الكثير من السياق التاريخي في Peebles (1993) ، الفصل 15-17 .

[peacock-13] 1 2 بيكوك، جيه إيه (1998). الفيزياء الكونية . كامبريدج: مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 978-0-521-42270-3.

[Smeenk-2018-14] 1 2 3 4 سمينك، كريس (2018). "التضخم وأصول البنية" . في: رو، ديفيد إي .؛ ساور، تيلمان ؛ والتر، سكوت أ. (محررون). ما وراء أينشتاين: منظورات حول الهندسة والجاذبية وعلم الكونيات في القرن العشرين . دراسات أينشتاين. المجلد 14. نيويورك، نيويورك: سبرينغر. الصفحات 205-241 . doi : 10.1007/978-1-4939-7708-6_9 . ISBN 978-1-4939-7708-6.

[15] 'ت هوفت، جيرارد (1974). "الأقطاب المغناطيسية الأحادية في نظريات القياس الموحدة" . الفيزياء النووية ب . 79 (2): 276-284 . Bibcode : 1974NuPhB..79..276T . doi : 10.1016/0550-3213(74)90486-6 . hdl : 1874/4686 . مؤرشف من الأصل في 4 ديسمبر 2024.

[16] بولياكوف، ألكسندر م. (1974). "طيف الجسيمات في نظرية الحقل الكمومي". رسائل JETP . 20 : 194-195 . Bibcode : 1974JETPL..20..194P .

[17] غوث، آلان ؛ تاي، س. (1980). "التحولات الطورية وإنتاج الأقطاب المغناطيسية الأحادية في الكون المبكر جدًا" (ملف PDF) . رسائل المراجعة الفيزيائية . 44 (10): 631-635 ، تصحيح في المرجع نفسه (1980) 44، ص 963. رمز Bibcode : 1980PhRvL..44..631G . doi : 10.1103/PhysRevLett.44.631 . OSTI 1447535. مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 9 أكتوبر 2022 .

[18] أينهورن، مارتن ب.؛ شتاين، د.ل.؛ توسان، دوغ (1980). "هل تتوافق نظريات التوحيد الكبرى مع علم الكونيات القياسي؟". مجلة Physical Review D. 21 ( 12): 3295-3298 . Bibcode : 1980PhRvD..21.3295E . doi : 10.1103/PhysRevD.21.3295 .

[19] زيلدوفيتش، يا.؛ خلوبوف، م. يو. (1978). "حول تركيز الأقطاب المغناطيسية المتبقية في الكون". رسائل الفيزياء ب . 79 (3): 239-241 . Bibcode : 1978PhLB...79..239Z . doi : 10.1016/0370-2693(78)90232-0 .

[20] بريسكيل، جون (1979). "الإنتاج الكوني للأقطاب المغناطيسية فائقة الثقل" (ملف PDF) . رسائل المراجعة الفيزيائية . 43 (19): 1365-1368 . رمز Bibcode : 1979PhRvL..43.1365P . doi : 10.1103/PhysRevLett.43.1365 . مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 9 أكتوبر 2022.

[21] ياو، و.م.؛ وآخرون (مجموعة بيانات الجسيمات) (2006). "مراجعة فيزياء الجسيمات" . مجلة الفيزياء G. 33 ( 1): 1-1232 . arXiv : astro-ph/0601168 . Bibcode : 2006JPhG...33....1Y . doi : 10.1088/0954-3899/33/1/001 . S2CID 262936640 .

[Ryden2003-22] 1 2 باربرا سو رايدن (2003). مقدمة في علم الكونيات . أديسون-ويسلي. ISBN 978-0-8053-8912-8.

[23] ريس، مارتن (1998). قبل البداية . نيويورك، نيويورك: بيسيك بوكس. ص 185. ISBN 0-201-15142-1.

[24] "WMAP – محتوى الكون" . nasa.gov . 26 سبتمبر 2025.

[Lightman1993-25] لايتمان، آلان ب. (1 يناير 1993). الضوء القديم: نظرتنا المتغيرة للكون . مطبعة جامعة هارفارد. ISBN 978-0-674-03363-4.

[Cox-2017-26] كوكس، بريان. فورشو، جي آر (2017). عالمي: دليل للكون (1 ed.). بوسطن، ماساتشوستس: مطبعة دا كابو. رقم ISBN 978-0-306-82270-4. OCLC 973019447 .

[27] ميسنر، تشارلز دبليو؛ كولي، أ.أ؛ إليس، ج.ف.ر؛ هانكوك، م (1968). "تماثل الكون". المجلة الفيزيائية الفلكية . 151 (2): 431. Bibcode : 1998CQGra..15..331W . doi : 10.1088/0264-9381/15/2/008 . S2CID 250853141 .

[mtw-28] 1 2 ميسنر، تشارلز؛ ثورن، كيب س. وويلر، جون أرشيبالد (1973). الجاذبية . سان فرانسيسكو: دبليو إتش فريمان. الصفحات 489-490 ، 525-526 . ISBN 978-0-7167-0344-0.

[weinberg-29] واينبرغ، ستيفن (1971). الجاذبية وعلم الكونيات . جون وايلي. ص 740، 815. ISBN 978-0-471-92567-5.

[wmap2-30] 1 2 3 سبيرجل، دي إن (2007). "ملاحظات مسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية (WMAP) على مدى ثلاث سنوات: آثارها على علم الكونيات" . سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 170 (2): 377-408 . arXiv : astro-ph/0603449 . Bibcode : 2007ApJS..170..377S . CiteSeerX 10.1.1.472.2550 . doi : 10.1086/513700 . S2CID 1386346. مؤرشف من الأصل في 24 سبتمبر 2010. تم الاسترجاع في 10 أكتوبر 2006. يؤكد WMAP ... المبادئ الأساسية لنموذج التضخم ...

[31] «دراسة تشير إلى أن كوننا الوليد قد توسع بسرعة على الأرجح» . Space.com . 28 فبراير 2012.

[Dodelson-2003-32] دودلسون ، سكوت (2002). علم الكونيات الحديث (Nachdr. ed.). أمستردام: الصحافة الأكاديمية. رقم ISBN 978-0-12-219141-1.

[33] ميليا، فولفيو (2008). "الأفق الكوني" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 382 (4): 1917-1921 . arXiv : 0711.4181 . Bibcode : 2007MNRAS.382.1917M . doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12499.x . S2CID 17372406 .

[34] ميليا، فولفيو؛ وآخرون (2009). "الزمكان الكوني". المجلة الدولية للفيزياء الحديثة D. 18 ( 12): 1889-1901 . arXiv : 0907.5394 . Bibcode : 2009IJMPD..18.1889M . doi : 10.1142/s0218271809015746 . S2CID 6565101 .

[35] كولب وتيرنر (1988)

[36] الله وردي، روزبه؛ براندنبرغر، روبرت؛ سير-راسين، فرانسيس-يان؛ مازومدار، أنوبام (2010). "إعادة التسخين في علم الكون التضخمي: النظرية والتطبيقات". المراجعة السنوية للعلوم النووية والجسيمية . 60 : 27-51 . arXiv : 1001.2600 . Bibcode : 2010ARNPS..60...27A . doi : 10.1146/annurev.nucl.012809.104511 .

[37] انظر كولب وتيرنر (1988) أو موخانوف (2005) .

[38] كوفمان، ليف؛ ليندي، أندريه؛ ستاروبينسكي، أليكسي (1994). "إعادة التسخين بعد التضخم". رسائل المراجعة الفيزيائية . 73 (5): 3195-3198 . arXiv : hep-th/9405187 . Bibcode : 1986CQGra...3..811K . doi : 10.1088 / 0264-9381/3/5/011 . PMID 10057315. S2CID 250890807 .

[39] لوزانوف، كالويان د. (2019). "محاضرات حول إعادة التسخين بعد التضخم". arXiv : 1907.04402 [ astro-ph.CO ].

[arXiv:2006.16182-40] 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 .

[arXiv:1511.00672-41] 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 .

[42] رايدن، باربرا (17 نوفمبر 2016). مقدمة في علم الكونيات ( الطبعة الثانية). مطبعة جامعة كامبريدج. doi : 10.1017/9781316651087 . ISBN 978-1-107-15483-4.

[43] دي سيتر، ويليم (1917). "نظرية أينشتاين في الجاذبية ونتائجها الفلكية. الورقة الثالثة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 78 : 3-28 . Bibcode : 1917MNRAS..78....3D . doi : 10.1093/mnras/78.1.3 .

[44] لوميتر، جورج (1933). “الكون المتوسع”. حوليات الجمعية العلمية في بروكسل . 47 أ : 49.، الإنجليزية في العلاقات العامة والجاذبية 29 : 641-680، 1997.

[45] آر سي تولمان (1934). النسبية، الديناميكا الحرارية، وعلم الكونيات . أكسفورد: مطبعة كلارندون. ISBN 978-0-486-65383-9. إل سي سي إن 34032023 . {{cite book}}رقم ISBN / عدم توافق التاريخ ( مساعدة ) أعيد إصداره (1987) نيويورك: دوفر ISBN 0-486-65383-8.

[46] ميسنر، تشارلز دبليو؛ ليتش، بي جي إل (1969). "عالم ميكس ماستر". رسائل المراجعة الفيزيائية . 22 (15): 1071-1074 . رمز Bibcode : 2008JPhA...41o5201A . doi : 10.1088/1751-8113/41/15/155201 . S2CID 119588491 .

[Silbergleit-2017-47] سيلبرجليت، ألكسندر س.؛ تشيرنين، آرثر د. (2017). الطاقة المظلمة المتفاعلة وتوسع الكون . سلسلة سبرينغر الموجزة في الفيزياء. تشام: دار سبرينغر للنشر الدولي. Bibcode : 2017idee.book.....S . doi : 10.1007/978-3-319-57538-4 . ISBN 978-3-319-57537-7.

[Chernin-2017-48] تشيرنين، أ.د. (23 أبريل 2017). أوفردوين (محرر). لماذا يتوسع الكون؟ (إهداء إلى إي. بي. جلينر) . سبرينغر، تشام. ص 59-70 . ISBN 978-3-319-57537-7.

[url[1404.1207]_Spontaneous_creation_of_the_universe_from_nothing-49] هي، دونغشان؛ غاو، دونغفنغ؛ تساي، تشينغ يو (2014). "الخلق التلقائي للكون من العدم". مجلة Physical Review D. 89 ( 8) 083510. arXiv : 1404.1207 . Bibcode : 2014PhRvD..89h3510H . doi : 10.1103/PhysRevD.89.083510 . S2CID 118371273 .

[50] براوت، ر.؛ إنجليرت، ف.؛ جونزيج، إ. (1978). "نشأة الكون كظاهرة كمومية". حوليات الفيزياء . 115 (1): 78-106 . Bibcode : 1978AnPhy.115...78B . doi : 10.1016/0003-4916(78)90176-8 .بروت، ر. إنجليرت، ف. جونزيج، إي. (1979). “الكون السببي”. النسبية العامة والجاذبية . 10 (1): 1– 6. بيب كود : 1979GReGr..10....1B . دوى : 10.1007/BF00757018 .

[51] ستاروبينسكي، أ.أ. (ديسمبر 1979). "طيف الإشعاع الجاذبي المتبقي والحالة المبكرة للكون". مجلة رسائل الفيزياء التجريبية والنظرية . 30 : 682. رمز Bibcode : 1979JETPL..30..682S .ستاروبينسكي، AA (ديسمبر 1979). “طيف إشعاع الجاذبية الأثري والحالة المبكرة للكون”. بيسما ز. إكسب. تيور. فيز. 30 : 719. بيب كود : 1979ZhPmR..30..719S .

[52] آدي، بار؛ وآخرون (2016). "نتائج بلانك 2015. XX. قيود على التضخم". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 594 : 17. arXiv : 1502.02114 . Bibcode : 2016A & A...594A..20P . doi : 10.1051/0004-6361/201525898 . S2CID 119284788 .

[SLAC-53] ندوة SLAC ، " 10-35 ثانية بعد الانفجار العظيم"، 23 يناير 1980. انظر^غوث(1997) ، ص 186

[guth-54] 1 2 غوث، آلان هـ. (1981). "الكون التضخمي: حل محتمل لمشكلتي الأفق والتسطح" (ملف PDF) . مجلة Physical Review D. 23 ( 2): 347-356 . Bibcode : 1981PhRvD..23..347G . doi : 10.1103/PhysRevD.23.347 . مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 9 أكتوبر 2022.

[peebles_17-55] بيبلز (1993) ، الفصل 17

[56] ستاروبينسكي، أليكسي أ. (1980). "نوع جديد من النماذج الكونية المتناحية بدون تفرد". رسائل الفيزياء ب . 91 (1): 99-102 . Bibcode : 1980PhLB...91...99S . doi : 10.1016/0370-2693(80)90670-X .

[57] كازاناس، ديموستينيس (أكتوبر 1980). "ديناميكيات الكون وكسر التناظر التلقائي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 241 : L59–63. Bibcode : 1980ApJ...241L..59K . doi : 10.1086/183361 .

[58] كازاناس، ديموستينيس (2007). "التضخم الكوني: منظور شخصي" . في: كونتوبولوس، ج.؛ باتسيس، ب.أ. (محرران). الفوضى في علم الفلك: مؤتمر 2007. وقائع الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء، المجلد 8. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا (نُشر عام 2009). الصفحات 485-496 . arXiv : 0803.2080 . Bibcode : 2009ASSP....8..485K . doi : 10.1007/978-3-540-75826-6_49 . ISBN 978-3-540-75825-9. S2CID 14520885 .

[59] ساتو، ك. (1981). "بنية نطاق عدد الباريونات الكونية والانتقال الطوري من الدرجة الأولى للفراغ". رسائل الفيزياء ب . 33 (1): 66-70 . Bibcode : 1981PhLB...99...66S . doi : 10.1016/0370-2693(81)90805-4 .

[60] أينهورن، مارتن ب.؛ ساتو، كاتسوهيكو (1981). "إنتاج أحادي القطب في الكون المبكر جدًا، في انتقال طور من الدرجة الأولى". الفيزياء النووية ب . 180 (3): 385-404 . Bibcode : 1981NuPhB.180..385E . doi : 10.1016/0550-3213(81)90057-2 .

[guth97-61] 1 2 غوث، آلان (1997ب). الكون التضخمي: البحث عن نظرية جديدة لأصل الكون . أديسون-ويسلي . ISBN 978-0-201-14942-5– عبر موقع archive.org.

[62] كونتوبولوس، جورج (2004). مغامرات في النظام والفوضى: سيرة ذاتية علمية . المجلد 313. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. الصفحات 88-89 . ISBN 978-1-4020-3040-6.

[linde-63] ليندي، أندريه (1982). "سيناريو جديد للكون التضخمي: حل محتمل لمشكلات الأفق، والتسطح، والتجانس، والتماثل، والقطب الأحادي البدائي". رسائل الفيزياء ب . 108 (6): 389-393 . Bibcode : 1982PhLB..108..389L . doi : 10.1016/0370-2693(82)91219-9 .

[albrecht-64] 1 2 ألبريشت، أندرياس؛ شتاينهارت، بول (1982). "علم الكونيات لنظريات التوحيد الكبرى مع كسر التناظر الناتج عن الإشعاع" (ملف PDF) . رسائل المراجعة الفيزيائية . 48 (17): 1220-1223 . رمز Bibcode : 1982PhRvL..48.1220A . doi : 10.1103/PhysRevLett.48.1220 . مؤرشف من الأصل (ملف PDF) في 30 يناير 2012.

[Hartle-65] هارتل ، جيه بي (2003). الجاذبية: مقدمة في النسبية العامة لأينشتاين ( الطبعة الأولى). أديسون ويسلي. ص 411. ISBN 978-0-8053-8662-2– عبر موقع archive.org.

[66] انظر ليند (1990) وموخانوف (2005) .

[67] تشيبسوف، فياتشيسلاف ف.؛ تشيبسوف، جي في (1981). "التقلب الكمي والكون "غير المتفرد"". رسائل JETP . 33 : 532-535 . Bibcode : 1981JETPL..33..532M .

[68] موخانوف، فياتشيسلاف ف. (1982). "طاقة الفراغ والبنية واسعة النطاق للكون". الفيزياء السوفيتية JETP . 56 (2): 258–265 . Bibcode : 1982JETP...56..258M .

[69] انظر غوث (1997) للاطلاع على وصف شائع للورشة، أو كتاب الكون المبكر جدًا ، من تحرير جيبون، هوكينغ، وسيكلوس، ISBN 0-521-31677-4للحصول على تقرير أكثر تفصيلاً.

[70] هوكينج، إس دبليو (1982). "تطور الاضطرابات في كون تضخمي ذي فقاعة واحدة". رسائل الفيزياء ب . 115 (4): 295-297 . Bibcode : 1982PhLB..115..295H . doi : 10.1016/0370-2693(82)90373-2 .

[71] ستاروبينسكي، أليكسي أ. (1982). "ديناميكيات الانتقال الطوري في سيناريو الكون التضخمي الجديد وتوليد الاضطرابات". رسائل الفيزياء ب . 117 ( 3-4 ): 175-178 . Bibcode : 1982PhLB..117..175S . doi : 10.1016/0370-2693(82)90541-X .

[72] غوث، آلان هـ .؛ بي، سو-يونغ (1982). "التقلبات في الكون التضخمي الجديد". رسائل المراجعة الفيزيائية . 49 (15): 1110-1113 . Bibcode : 1982PhRvL..49.1110G . doi : 10.1103/PhysRevLett.49.1110 .

[73] باردين، جيمس م .؛ شتاينهارت، بول ج .؛ تيرنر، مايكل س. (1983). "التكوين التلقائي لاضطرابات الكثافة شبه الخالية من المقياس في كون تضخمي". مجلة Physical Review D. 28 ( 4): 679–693 . Bibcode : 1983PhRvD..28..679B . doi : 10.1103/PhysRevD.28.679 .

[74] ألبريشت، أندرياس؛ كولسون، ديفيد؛ فيريرا، بيدرو؛ ماجويجو، جواو (26 فبراير 1996). "السببية، والعشوائية، وخلفية الموجات الميكروية" . رسائل المراجعة الفيزيائية . 76 (9): 1413-1416 . arXiv : astro-ph/9505030 . Bibcode : 1996PhRvL..76.1413A . doi : 10.1103/PhysRevLett.76.1413 . ISSN 0031-9007 . PMID 10061717 .

[75] دودلسون، سكوت؛ نوكس، لويد (17 أبريل 2000). "الطاقة المظلمة وإشعاع الخلفية الكونية الميكروي" . رسائل المراجعة الفيزيائية . 84 (16): 3523-3526 . arXiv : astro-ph/9909454 . Bibcode : 2000PhRvL..84.3523D . doi : 10.1103/PhysRevLett.84.3523 . PMID 11019136 .

[Ade-2016-76] 1 2 Ade, PAR; et al. (Planck Collaboration) (1 أكتوبر 2016). "نتائج بلانك 2015. الثالث عشر. المعلمات الكونية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 594 : A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode : 2016A & A...594A..13P . doi : 10.1051/0004-6361/201525830 . ISSN 0004-6361 . S2CID 119262962 .

[boyle2-78] 1 2 3 4 بويل، لاثام أ.؛ شتاينهارت، بول ج .؛ تروك، نيل (24 مارس 2006). "إعادة النظر في التنبؤات التضخمية للتقلبات العددية والموترية". رسائل المراجعة الفيزيائية . 96 (11) 111301. arXiv : astro-ph/0507455 . Bibcode : 2006PhRvL..96k1301B . doi : 10.1103/PhysRevLett.96.111301 . PMID 16605810. S2CID 10424288 .

[sdss2-79] تيغمارك، ماكس؛ وآخرون (أغسطس 2006). "قيود كونية من المجرات الحمراء اللامعة في مسح سلووان الرقمي للسماء". مجلة Physical Review D. 74 ( 12) 123507. arXiv : astro-ph/0608632 . Bibcode : 2006PhRvD..74l3507T . doi : 10.1103/PhysRevD.74.123507 . hdl : 1811/48518 . S2CID 1368964 .

[myths2-80] 1 2 شتاينهارت، بول ج. (2004). "الاضطرابات الكونية: أساطير وحقائق". رسائل الفيزياء الحديثة أ . 19 (13 و16): 967-982 . Bibcode : 2004MPLA...19..967S . doi : 10.1142/S0217732304014252 . S2CID 42066874 .

[tegmark2-81] 1 2 3 تيغمارك، ماكس (2005). "ماذا يتنبأ التضخم حقًا؟". مجلة علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية . 2005 (4): 001. arXiv : astro-ph/0410281 . Bibcode : 2005JCAP...04..001T . doi : 10.1088/1475-7516/2005/04/001 . S2CID 17250080 .

[83] آدي، بار؛ وآخرون (مجموعة بلانك) (أكتوبر 2016). "نتائج بلانك 2015. XX. قيود على التضخم". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 594 : A20. arXiv : 1502.02114 . Bibcode : 2016A & A...594A..20P . doi : 10.1051/0004-6361/201525898 . ISSN 0004-6361 . S2CID 119284788 .

[84] سبيرجل، دي إن؛ وآخرون (2003). "ملاحظات السنة الأولى لمسبار ويلكنسون لقياس تباين الموجات الميكروية (WMAP): 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 .

[85] انظر إلى خلفية الموجات الميكروية الكونية#الشذوذات للحصول على التفاصيل والمراجع.

[NASA-20140317-86] كلافين، ويتني (17 مارس 2014). "نظرة ناسا التكنولوجية على نشأة الكون" . ناسا . تم الاطلاع عليه بتاريخ 17 مارس 2014 .

[NYT-20140317-87] أوفرباي، دينيس (17 مارس 2014). "تموجات الفضاء تكشف الدليل القاطع للانفجار العظيم" . صحيفة نيويورك تايمز . مؤرشف من الأصل في 1 يناير 2022. تم الاطلاع عليه في 17 مارس 2014 .

[five_years-88] 1 2 جرانت، أندرو (2019). "خمس سنوات بعد BICEP2". فيزياء اليوم (3) 30948. Bibcode : 2019PhT..2019c0948G . doi : 10.1063/PT.6.3.20190326a . S2CID 241938983 .

[PRL-20140619-89] آدي، بار؛ وآخرون (مجموعة BICEP2) (19 يونيو 2014). "الكشف عن استقطاب نمط B على نطاقات زاوية بالدرجات باستخدام BICEP2". رسائل المراجعة الفيزيائية . 112 (24) 241101. arXiv : 1403.3985 . Bibcode : 2014PhRvL.112x1101B . doi : 10.1103/PhysRevLett.112.241101 . PMID 24996078. S2CID 22780831 .

[NYT-20140619-90] أوفرباي، دينيس (19 يونيو 2014). "علماء الفلك يحذرون من ادعاء اكتشاف الانفجار العظيم" . صحيفة نيويورك تايمز . مؤرشف من الأصل في 1 يناير 2022. تم الاطلاع عليه في 20 يونيو 2014 .

[BBC-20140619-91] آموس، جوناثان (19 يونيو 2014). "التضخم الكوني: تراجع الثقة في إشارة الانفجار العظيم" . بي بي سي نيوز . تم الاطلاع عليه بتاريخ 20 يونيو 2014 .

[AXV-20140919-92] آدي، بار؛ وآخرون (فريق بلانك التعاوني) (2016). "نتائج بلانك الوسيطة. XXX. طيف القدرة الزاوي لانبعاث الغبار المستقطب عند خطوط العرض المجرية المتوسطة والعالية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 586 (133): A133. arXiv : 1409.5738 . Bibcode : 2016A & A...586A.133P . doi : 10.1051/0004-6361/201425034 . S2CID 9857299 .

[NYT-20140922-93] أوفرباي، دينيس (22 سبتمبر 2014). "دراسة تؤكد الانتقادات الموجهة لنظرية الانفجار العظيم" . صحيفة نيويورك تايمز . مؤرشف من الأصل في 1 يناير 2022. تم الاطلاع عليه بتاريخ 22 سبتمبر 2014 .

[NASA-20150130-94] كلافين، ويتني (30 يناير 2015). "لا تزال الموجات الثقالية من الكون المبكر عصية على الرصد" (بيان صحفي). ناسا . تم الاطلاع عليه بتاريخ 30 يناير 2015 .

[NYT-20150130-95] أوفرباي، دينيس (30 يناير 2015). "ذرة من الغبار بين النجوم تحجب لمحة عن الانفجار العظيم" . صحيفة نيويورك تايمز . مؤرشف من الأصل في 1 يناير 2022. تم الاطلاع عليه في 31 يناير 2015 .

[96] روسيت، سي.؛ وآخرون (تعاون بلانك-إتش إف آي) (2005). "التأثيرات المنهجية في قياسات استقطاب إشعاع الخلفية الكونية الميكروي". استكشاف الكون: محتويات الكون وبنيته . اللقاء التاسع والثلاثون لموريند. arXiv : astro-ph/0502188 .

[97] لوب، أ.؛ زالدارياغا، م. (2004). "قياس طيف القدرة على النطاق الصغير لتقلبات الكثافة الكونية من خلال التصوير المقطعي عند 21 سم قبل حقبة تكوين البنية" . رسائل المراجعة الفيزيائية . 92 (21) 211301. arXiv : astro-ph/0312134 . Bibcode : 2004PhRvL..92u1301L . doi : 10.1103/PhysRevLett.92.211301 . PMID 15245272. S2CID 30510359 – عبر CERN .

[98] سالفيو، ألبرتو (2013). "تضخم هيغز عند مستوى NNLO بعد اكتشاف البوزون". رسائل الفيزياء ب . 727 ( 1-3 ): 234-239 . arXiv : 1308.2244 . Bibcode : 2013PhLB..727..234S . doi : 10.1016/j.physletb.2013.10.042 . S2CID 56544999 .

[99] ليدل وليث (2000) ، الصفحات 42-43

[101] سالفيو، ألبرتو؛ ستروميا، أليساندرو (17 مارس 2014). "الجاذبية". مجلة فيزياء الطاقة العالية . 2014 (6): 80. arXiv : 1403.4226 . Bibcode : 2014JHEP...06..080S . doi : 10.1007/JHEP06(2014)080 . S2CID 256010671 .

[chaotic-102] ليندي، أندريه د. (1983). "التضخم الفوضوي". رسائل الفيزياء ب . 129 (3): 171-181 . Bibcode : 1983PhLB..129..177L . doi : 10.1016/0370-2693(83)90837-7 .

[103] العبيدي، ليلى؛ ليث، ديفيد هـ. (2006). "نماذج التضخم والملاحظة". مجلة علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية . 2006 (5): 016. arXiv : astro-ph/0510441 . Bibcode : 2006JCAP...05..016A . doi : 10.1088/1475-7516/2006/05/016 . S2CID 119373837 .

[105] ليث، ديفيد هـ. (1997). "ماذا سنتعلم من خلال رصد إشارة موجة جاذبية في تباين إشعاع الخلفية الكونية الميكروي؟" . رسائل المراجعة الفيزيائية . 78 (10): 1861-1863 . arXiv : hep-ph/9606387 . Bibcode : 1997PhRvL..78.1861L . doi : 10.1103/PhysRevLett.78.1861 . S2CID 119470003 . {{cite journal}}: CS1 maint: deprecated archiveal service ( link )

[106] براندنبرغر، روبرت هـ. (نوفمبر 2004). تحديات علم الكون التضخمي . الندوة الدولية العاشرة حول الجسيمات والأوتار وعلم الكون. arXiv : astro-ph/0411671 .

[steinhardt-107] 1 2 جيبونز، غاري دبليو ؛ هوكينغ، ستيفن دبليو؛ سيكلوس، إس تي سي، محرران. (1983). "التضخم الطبيعي"، في الكون المبكر جدًا . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 251-266 . ISBN 978-0-521-31677-4.

[vilenkin-108] 1 2 فيلينكين، ألكسندر (1983). "نشأة الأكوان التضخمية". مجلة Physical Review D. 27 ( 12): 2848–2855 . Bibcode : 1983PhRvD..27.2848V . doi : 10.1103/PhysRevD.27.2848 .

[Inflation_Debate-109] ستاينهارت، بول ج. (أبريل 2011). "جدل التضخم: هل النظرية التي تُشكّل جوهر علم الكونيات الحديث معيبةٌ للغاية؟" ( ملف PDF) . مجلة ساينتفك أمريكان . المجلد 304، العدد 4. الصفحات 36-43 . رمز Bibcode : 2011SciAm.304d..36S . doi : 10.1038/scientificamerican0411-36 . PMID 21495480. مؤرشف (ملف PDF) من النسخة الأصلية في 9 أكتوبر 2022.

[110] شتاينهارت، بول ج. (2011). "النظرية الدورية للكون" (ملف PDF) . في: فاس، رودي (محرر). ما وراء الانفجار العظيم: سيناريوهات متنافسة لكون أبدي (مخطوطة غير منشورة). مجموعة فرونتيرز. سبرينغر. مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 9 أكتوبر 2022.

[111] إيجاس، آنا؛ شتاينهارت، بول جيه؛ لوب، أبراهام (17 يناير 2017). "فرقعة الكون" (ملف PDF) . مجلة ساينتفك أمريكان . 316 (2): 32-39 . Bibcode : 2017SciAm.316b..32I . doi : 10.1038/scientificamerican0217-32 . JSTOR 26047449. PMID 28118351. مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 9 أكتوبر 2022 .

[112] كارول، شون م.؛ تشين، جينيفر (2005). "هل يوفر التضخم شروطًا أولية طبيعية للكون؟". النسبية العامة والجاذبية . 37 (10): 1671-1674 . arXiv : gr-qc/0505037 . Bibcode : 2005GReGr..37.1671C . doi : 10.1007/s10714-005-0148-2 . S2CID 120566514 .

[113] أغيري، أنتوني؛ غراتون، ستيفن (2003). "التضخم بلا بداية: اقتراح حدود صفرية". مجلة Physical Review D. 67 ( 8) 083515. arXiv : gr-qc/0301042 . Bibcode : 2003PhRvD..67h3515A . doi : 10.1103/PhysRevD.67.083515 . S2CID 37260723 .

[114] أغيري، أنتوني؛ غراتون، ستيفن (2002). "التضخم الأبدي في حالة الاستقرار" . مجلة Physical Review D. 65 ( 8) 083507. arXiv : astro-ph/0111191 . Bibcode : 2002PhRvD..65h3507A . doi : 10.1103/PhysRevD.65.083507 . S2CID 118974302 .

[115] هارتل، ج.؛ هوكينج، س. (1983). "الدالة الموجية للكون". مجلة Physical Review D. 28 ( 12): 2960–2975 . Bibcode : 1983PhRvD..28.2960H . doi : 10.1103/PhysRevD.28.2960 . S2CID 121947045 . انظر أيضًا هوكينج (1998).

[PHYS-20180502-116] هيئة التدريس ( جامعة كامبريدج ) (2 مايو 2018). "ترويض الأكوان المتعددة - نظرية ستيفن هوكينج الأخيرة حول الانفجار العظيم" . Phys.org . تم الاطلاع عليه في 2 مايو 2018 .

[JHEP-20180420-117] هوكينغ، ستيفن ؛ هيرتوغ، توماس (20 أبريل 2018). "خروج سلس من التضخم الأبدي؟". مجلة فيزياء الطاقة العالية . 2018 (4): 147. arXiv : 1707.07702 . Bibcode : 2018JHEP...04..147H . doi : 10.1007/JHEP04(2018)147 . S2CID 13745992 .

[118] هوكينج (1998)، ص 129.

[119] ويكي كوت .

[120] بيج، دون ن. (1983). "التضخم لا يفسر عدم تناظر الزمن". مجلة نيتشر . 304 (5921): 39-41 . Bibcode : 1983Natur.304...39P . doi : 10.1038/304039a0 . S2CID 4315730 . انظر أيضًا كتاب روجر بنروز بعنوان "الطريق إلى الواقع: دليل كامل لقوانين الكون" .

[121] هوكينج، ستيفن دبليو؛ بيج، دون إن. (1988). "ما مدى احتمالية التضخم؟". الفيزياء النووية ب . 298 (4): 789-809 . Bibcode : 1988NuPhB.298..789H . doi : 10.1016/0550-3213(88)90008-9 .

[SteinhardtTurok2007-122] 1 2 ستاينهارت، بول جيه ؛ توروك، نيل (2007). الكون اللانهائي: ما وراء الانفجار العظيم . كتب برودواي. ISBN 978-0-7679-1501-4.

[123] ألبريشت، أندرياس؛ سوربو، لورينزو (2004). "هل يستطيع الكون تحمل التضخم؟". مجلة Physical Review D. 70 ( 6) 063528. arXiv : hep-th/0405270 . Bibcode : 2004PhRvD..70f3528A . doi : 10.1103/PhysRevD.70.063528 . S2CID 119465499 .

[124] مارتن، جيروم؛ براندنبرغر، روبرت (2001). "مشكلة ما وراء بلانك في علم الكون التضخمي". مجلة Physical Review D. 63 ( 12) 123501. arXiv : hep-th/0005209 . Bibcode : 2001PhRvD..63l3501M . doi : 10.1103/PhysRevD.63.123501 . S2CID 119329384 .

[125] مارتن، جيروم؛ رينجيفال، كريستوف (2004). "تذبذبات متراكبة في بيانات WMAP؟". مجلة Physical Review D. 69 ( 8) 083515. arXiv : astro-ph/0310382 . Bibcode : 2004PhRvD..69h3515M . doi : 10.1103/PhysRevD.69.083515 . S2CID 118889842 .

[126] براندنبرغر، روبرت هـ. (2001). مراجعة حالة علم الكون التضخمي . arXiv : hep-ph/0101119 . Bibcode : 2001hep.ph....1119B .

[127] ليندي، أندريه؛ فيشلر، و. (2005). "آفاق التضخم". فيزيكا سكريبت . 117 (T117): 40-48 . arXiv : hep-th/0402051 . Bibcode : 2005PhST..116...56B . doi : 10.1238/Physica.Topical.117a00056 . S2CID 17779961 .

[128] بلانكو-بيلادو، جيه جيه؛ بورغيس، سي بي؛ كلاين، جيه إم؛ إسكودا، سي؛ غوميز-رينو، إم؛ كالوش، آر؛ ليندي، إيه؛ كويفيدو، إف. (2004). "تضخم مضمار السباق". مجلة فيزياء الطاقة العالية . 2004 (11): 063. arXiv : hep-th/0406230 . Bibcode : 2004JHEP...11..063B . doi : 10.1088/1126-6708/2004/11/063 . S2CID 12461702 .

[129] كاتشرو، شاميت؛ وآخرون (2003). "نحو التضخم في نظرية الأوتار". مجلة علم الكونيات وفيزياء الجسيمات الفلكية . 2003 (10): 013. arXiv : hep-th/0308055 . Bibcode : 2003JCAP...10..013K . CiteSeerX : 10.1.1.264.3396 . doi : 10.1088/1475-7516/2003/10/013 . S2CID : 5951592 .

[130] دفالي، جيا؛ هنري تاي، إس. -إتش. (1998). "تضخم الأغشية". رسائل الفيزياء ب . 450 (1999): 72-82 . arXiv : hep-ph/9812483 . Bibcode : 1999PhLB..450...72D . doi : 10.1016/S0370-2693(99)00132-X . S2CID 118930228 .

[131] بوجوالد، مارتن (أكتوبر 2008). "الانفجار العظيم أم الارتداد العظيم؟: نظرية جديدة حول نشأة الكون" . مجلة ساينتفك أمريكان . تم الاطلاع عليه بتاريخ 31 أغسطس 2015 .

[132] بوبلاوسكي، ن. ج. (2010). "علم الكونيات مع الالتواء: بديل للتضخم الكوني". رسائل الفيزياء ب . 694 (3): 181-185 . arXiv : 1007.0587 . Bibcode : 2010PhLB..694..181P . doi : 10.1016/j.physletb.2010.09.056 .

[133] بوبلاوسكي، ن. ج. (2012). "علم الكونيات غير المتفرد ذو الارتداد الكبير من اقتران الدوران-الالتواء". مجلة Physical Review D. 85 ( 10) 107502. arXiv : 1111.4595 . Bibcode : 2012PhRvD..85j7502P . doi : 10.1103/PhysRevD.85.107502 . S2CID 118434253 .

[134] لينرز، جان لوك (2 يونيو 2009). "علم الكونيات الإكبيروتي والدوري". تقارير الفيزياء . 465 (6): 223-263 . arXiv : 0806.1245 . doi : 10.1016/j.physrep.2008.06.001 . S2CID 17534907 .

[135] براندنبرغر، ر.؛ فافا، س. (1989). "الأوتار الفائقة في الكون المبكر". الفيزياء النووية ب . 316 (2): 391-410 . Bibcode : 1989NuPhB.316..391B . CiteSeerX 10.1.1.56.2356 . doi : 10.1016/0550-3213(89)90037-0 .

[136] باتفيلد، ثورستن؛ واتسون، سكوت (2006). "علم الكونيات الغازي للأوتار". مراجعات الفيزياء الحديثة . 78 (2): 435-454 . arXiv : hep-th/0510022 . Bibcode : 2006RvMP...78..435B . doi : 10.1103/RevModPhys.78.435 . S2CID 2246186 .

[137] براندنبرغر، روبرت هـ.؛ نايري، علي؛ باتيل، سوبود ب.؛ فافا، كومرون (2007). "علم الكونيات الغازي الخيطي وتكوين البنية" . المجلة الدولية للفيزياء الحديثة أ . 22 (21): 3621-3642 . arXiv : hep-th/0608121 . Bibcode : 2007IJMPA..22.3621B . doi : 10.1142/S0217751X07037159 . S2CID 5899352 .

[138] لاشكاري، نيما؛ براندنبرغر، روبرت هـ (17 سبتمبر 2008). "سرعة الصوت في علم الكونيات الغازي للأوتار". مجلة فيزياء الطاقة العالية . 2008 (9): 082. arXiv : 0806.4358 . Bibcode : 2008JHEP...09..082L . doi : 10.1088/1126-6708/2008/09/082 . ISSN 1029-8479 . S2CID 119184258 .

[139] كمالي، وحيد؛ براندنبرغر، روبرت (11 مايو 2020). "خلق تسطح مكاني من خلال الجمع بين علم الكونيات الغازي للأوتار وتضخم قانون القوة" . مجلة Physical Review D. 101 ( 10) 103512. arXiv : 2002.09771 . Bibcode : 2020PhRvD.101j3512K . doi : 10.1103/PhysRevD.101.103512 . ISSN 2470-0010 .

[140] بينروز، روجر (2004). الطريق إلى الواقع: دليل شامل لقوانين الكون . لندن، المملكة المتحدة: دار فينتج للنشر. ص 755. بينروز، روجر (1989). "صعوبات في علم الكون التضخمي". حوليات أكاديمية نيويورك للعلوم . 271 : 249-264 . Bibcode : 1989NYASA.571..249P . doi : 10.1111/j.1749-6632.1989.tb50513.x . S2CID 122383812 .

[Steinhardt2013-142] إيجاس، آنا؛ شتاينهارت، بول جيه ؛ لوب، أبراهام (2013). "النموذج التضخمي في مأزق بعد بلانك 2013". رسائل الفيزياء ب . 723 ( 4-5 ): 261-266 . arXiv : 1304.2785 . Bibcode : 2013PhLB..723..261I . doi : 10.1016/j.physletb.2013.05.023 . S2CID 14875751 .

[143] إيجاس، آنا؛ شتاينهارت، بول جيه ؛ لوب، أبراهام (2014). "الانشقاق التضخمي بعد بلانك 2013". رسائل الفيزياء ب . 736 : 142-146 . arXiv : 1402.6980 . Bibcode : 2014PhLB..736..142I . doi : 10.1016/j.physletb.2014.07.012 . S2CID 119096427 .

[GKN-144] 1 2 غوث، آلان هـ .؛ كايزر، ديفيد آي .؛ نومورا، ياسونوري (2014). "النموذج التضخمي بعد بلانك 2013". رسائل الفيزياء ب . 733 : 112-119 . arXiv : 1312.7619 . Bibcode : 2014PhLB..733..112G . doi : 10.1016/j.physletb.2014.03.020 . S2CID 16669993 .

[145] ليندي ، أندريه (8 يوليو – 2 أغسطس 2013). علم الكونيات التضخمي بعد بلانك 2013 . علم الكونيات ما بعد بلانك: مدرسة الفيزياء في Houches. أكسفورد، المملكة المتحدة: مدرسة اللياقة البدنية النظرية / مطبعة جامعة أكسفورد (نشرت عام 2015). الجلسة ج. رقم ISBN 978-0-19-872885-6.

[ ١ ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

13 ] :

[ 14 ]

[

[

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[

[

[

[ 27 ]

[ 28 ]

[ 29 ]

[ 30 ]

[ 31 ]

[ 32 ]

[ 33 ]

[ 34 ]

[

[ 36 ]

[ 37 ]

[ 38 ]

[ 39 ]

[ 42 ]

[ 43 ]

[ 44 ]

[ 45 ]

[ 46 ]

[ 47 ]

[ 48 ]

[ 49 ]

[ 50 ]

[ 51 ]

[ 52 ]

[ 53 ]

[ 54 ]

[ 55 ]

[ 56 ]

[ 57 ]

[ 58 ]

[ 59 ]

[ 60 ]

[ 61 ]

[ 62 ]

[ 63 ]

[ 64 ]

[ 65 ]

[ 66 ]

[ 67 ]

[ 68 ]

[ 69 ]

[ 70 ]

[ 71 ]

[ 72 ]

[ 73 ]

[ 74 ]

[ 75 ]

[ 76 ]

[

[

[ 78 ]

[ 79 ]

[ 80 ]

[ ب ]

[ 81 ]

[ 82 ]

[ 83 ]

[ 84 ]

[ 85 ]

[ 86 ]

[ 87 ]

[ 88 ]

[ 89 ]

[ 90 ]

[ 91 ]

[ 92 ]

[ 93 ]

[ 94 ]

[ 95 ]

[ 96 ]

[

[

[ 99 ]

[ د ]

اللغة	العربية (RTL)
روابط موسوعية	30 رابطاً
المصدر الأصلي	ويكيبيديا ↗