توسع الكون

جزء من سلسلة عن
علم الكونيات الفيزيائي
الانفجار الكبير  · الكون عمر الكون التسلسل الزمني للكون
الكون المبكر Inflation · Nucleosynthesis Backgrounds Gravitational wave (GWB) Microwave (CMB) · Neutrino (CNB)
Expansion · Future Hubble's law · Redshift Expansion of the universe FLRW metric · Friedmann equations Inhomogeneous cosmology Future of an expanding universe Ultimate fate of the universe
Components · Structure Components Lambda-CDM model Dark energy · Dark matter Structure Shape of the universe Galaxy filament · Galaxy formation Large quasar group Large-scale structure Reionization · Structure formation
Experiments Black Hole Initiative (BHI) BOOMERanG Cosmic Background Explorer (COBE) Dark Energy Survey Planck space observatory Sloan Digital Sky Survey (SDSS) 2dF Galaxy Redshift Survey ("2dF") Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)
Scientists Aaronson Alfvén Alpher Copernicus de Sitter Dicke Ehlers Einstein Ellis Friedmann Galileo Gamow Guth Hawking Hubble Huygens Kepler Lemaître Mather Newton Penrose Penzias Rubin Schmidt Smoot Suntzeff Sunyaev Tolman Wilson Zeldovich List of cosmologists
Subject history Discovery of cosmic microwave background radiation History of the Big Bang theory Timeline of cosmological theories
Category Astronomy portal
v t e

توسع الكون هو زيادة المسافة بين الأجزاء غير المقيدة بالجاذبية في الكون المرئي بمرور الوقت. ^[1] إنه توسع جوهري ، لذا فهو لا يعني أن الكون يتوسع "داخل" أي شيء أو أن الفضاء موجود "خارجه". بالنسبة لأي مراقب في الكون، يبدو أن جميع المجرات باستثناء أقرب المجرات (التي ترتبط ببعضها البعض بالجاذبية) تتراجع بسرعات تتناسب مع بعدها عن المراقب ، في المتوسط. في حين لا يمكن للأجسام أن تتحرك أسرع من الضوء ، فإن هذا القيد ينطبق فقط فيما يتعلق بالإطارات المرجعية المحلية ولا يحد من معدلات تراجع الأجسام البعيدة كونيًا.

التوسع الكوني هو سمة أساسية لعلم الكونيات الانفجاري العظيم . يمكن نمذجته رياضيًا باستخدام مقياس فريدمان-ليماتر-روبرتسون-ووكر (FLRW)، حيث يتوافق مع زيادة في مقياس الجزء المكاني من موتر مقياس الزمكان في الكون (الذي يحكم حجم وهندسة الزمكان). في هذا الإطار، يرتبط فصل الأجسام بمرور الوقت بتوسع الفضاء نفسه. ومع ذلك، هذا ليس وصفًا متغيرًا بشكل عام بل مجرد اختيار للإحداثيات . وعلى عكس الاعتقاد الخاطئ الشائع، فإنه من الصحيح أيضًا تبني وصف لا يتوسع فيه الفضاء وتتحرك الأجسام ببساطة بعيدًا أثناء تأثير جاذبيتها المتبادلة. ^{[2] [3] [4]} على الرغم من أن التوسع الكوني غالبًا ما يُؤطر كنتيجة للنسبية العامة ، إلا أنه يُتنبأ به أيضًا من خلال جاذبية نيوتن . ^{[5] [6]}

وفقًا لنظرية التضخم ، خلال العصر التضخمي بعد حوالي 10 ⁻³² من الثانية من الانفجار العظيم، تمدد الكون فجأة، وزاد حجمه بعامل لا يقل عن 10 ⁷⁸ (توسع المسافة بعامل لا يقل عن 10 ²⁶ في كل من الأبعاد الثلاثة). وهذا يعادل توسع جسم  بعرض نانومتر واحد (10 ⁻⁹  م ، أي ما يقرب من نصف عرض جزيء الحمض النووي ) إلى جزيء يبلغ عرضه حوالي 10.6  سنة ضوئية (حوالي10 ¹⁷  م ، أو 62 تريليون ميل). تباطأ التوسع الكوني لاحقًا إلى معدلات أبطأ بكثير، حتى حوالي 9.8 مليار سنة بعد الانفجار العظيم (قبل 4 مليارات سنة) بدأ في التوسع تدريجيًا بشكل أسرع ، وما زال يفعل ذلك. افترض الفيزيائيون وجود الطاقة المظلمة ، والتي تظهر على شكل ثابت كوني في أبسط نماذج الجاذبية، كطريقة لتفسير هذا التسارع المتأخر. وفقًا لأبسط استقراء للنموذج الكوني المفضل حاليًا، نموذج لامدا-سي دي إم ، يصبح هذا التسارع مهيمنًا في المستقبل.

في الفترة من 1912 إلى 1914، اكتشف فيستو سليفر أن الضوء القادم من المجرات البعيدة ينزاح نحو الأحمر ، ^{[7] [8]} وهي الظاهرة التي تم تفسيرها لاحقًا على أنها مجرات تبتعد عن الأرض. في عام 1922، استخدم ألكسندر فريدمان معادلات مجال أينشتاين لتقديم دليل نظري على أن الكون يتوسع. ^[9]

كان عالم الفلك السويدي كنوت لوندمارك أول شخص يجد أدلة رصدية على التوسع، وذلك في عام 1924. ووفقًا لإيان ستير من قاعدة بيانات ناسا/آيباك للمسافات خارج المجرة، فإن "تقديرات لوندمارك للمسافات خارج المجرة كانت أكثر دقة من تقديرات هابل، بما يتفق مع معدل التوسع (ثابت هابل) الذي كان في حدود 1% من أفضل القياسات اليوم". ^[10]

في عام 1927، توصل جورج لوميتر بشكل مستقل إلى استنتاج مماثل لاستنتاج فريدمان على أساس نظري، كما قدم أيضًا أدلة رصدية لعلاقة خطية بين المسافة إلى المجرات وسرعتها الانحرافية . ^{[11] أكد} إدوين هابل رصديًا نتائج لوندمارك ولوميتر في عام 1929. ^[12] وبافتراض المبدأ الكوني ، فإن هذه النتائج تعني أن جميع المجرات تبتعد عن بعضها البعض.

أعاد عالم الفلك والتر بادي حساب حجم الكون المعروف في أربعينيات القرن العشرين، مضاعفًا الحساب السابق الذي أجراه هابل في عام 1929. ^{[13] [14] [15]} وأعلن عن هذا الاكتشاف وسط دهشة كبيرة في اجتماع الاتحاد الفلكي الدولي في روما عام 1952. وفي معظم النصف الثاني من القرن العشرين، قُدِّرت قيمة ثابت هابل بما يتراوح بين50 و 90 كم⋅ثانية ⁻¹ ⋅ ميجا فرسخ فلكي ⁻¹ .

في 13 يناير 1994، أعلنت وكالة ناسا رسميًا عن اكتمال إصلاحاتها المتعلقة بالمرآة الرئيسية لتلسكوب هابل الفضائي ، مما يسمح بالتقاط صور أكثر وضوحًا، وبالتالي تحليلات أكثر دقة لملاحظاته. ^[16] بعد وقت قصير من إجراء الإصلاحات، قام مشروع ويندي فريدمان الرئيسي لعام 1994 بتحليل سرعة تراجع M100 من قلب مجموعة العذراء ، مما يوفر قياسًا ثابتًا لـ هابل80 ± 17 كم⋅ثانية ⁻¹ ⋅ميجا فرسخ فلكي ⁻¹ . ^[17] في وقت لاحق من نفس العام، استخدم آدم ريس وآخرون طريقة تجريبية لأشكال منحنى الضوء في النطاق البصري لتقدير سطوع المستعرات العظمى من النوع Ia بشكل أكثر دقة. وقد أدى هذا إلى تقليل أخطاء القياس المنهجية لثابت هابل، إلى67 ± 7 كم⋅ثانية ⁻¹ ⋅ميجا فرسخ فلكي ⁻¹ . تتفق قياسات رايس حول سرعة تراجع مجموعة العذراء القريبة بشكل أوثق مع التحليلات اللاحقة والمستقلة لمعايير متغيرات القيفاويات للمستعر الأعظم من النوع Ia ، والتي تقدر ثابت هابل بـ73 ± 7 كم⋅ثانية ⁻¹ ⋅ميجا فرسخ فلكي ⁻¹ . ^[18] في عام 2003، اتفق تحليل ديفيد سبيرجيل للخلفية الكونية للميكروويف خلال ملاحظات العام الأول لقمر ويلكينسون الميكروي المتباين الخواص (WMAP) مع معدلات التوسع المقدرة للمجرات المحلية،72 ± 5 km⋅s ⁻¹ ⋅Mpc ⁻¹ . ^[19]

يُلاحظ أن الكون عند أكبر المقاييس متجانس (نفس الشيء في كل مكان) ومتساوٍ الخواص (نفس الشيء في جميع الاتجاهات)، بما يتفق مع المبدأ الكوني . تتطلب هذه القيود أن يتوافق أي توسع للكون مع قانون هابل ، حيث تبتعد الأجسام عن كل مراقب بسرعات تتناسب مع مواقعها بالنسبة لذلك المراقب. أي أن سرعات التباعد تتناسب مع المواقع (التي يركز عليها المراقب) وفقًا لـ ${\displaystyle {\vec {v}}}$${\displaystyle {\vec {x}}}$

${\displaystyle {\vec {v}}=H{\vec {x}},}$

حيث يقيس معدل هابل معدل التوسع. وهو دالة للزمن الكوني . ${\displaystyle H}$${\displaystyle H}$

يمكن فهم توسع الكون على أنه نتيجة لاندفاع أولي (ربما بسبب التضخم )، والذي تسبب في تطاير محتويات الكون بعيدًا عن بعضها البعض. تعمل الجاذبية المتبادلة للمادة والإشعاع داخل الكون على إبطاء هذا التوسع تدريجيًا بمرور الوقت، لكن التوسع يستمر مع ذلك بسبب الزخم المتبقي من الدافع الأولي. أيضًا، تمارس بعض السوائل النسبية الغريبة ، مثل الطاقة المظلمة والتضخم، تنافرًا جاذبيًا في السياق الكوني، مما يؤدي إلى تسريع توسع الكون. كما أن للثابت الكوني هذا التأثير أيضًا.

رياضيًا، يتم قياس توسع الكون بعامل المقياس ، ، والذي يتناسب مع متوسط ​​المسافة بين الأجسام، مثل المجرات. عامل المقياس هو دالة للزمن ويتم ضبطه تقليديًا ليكون في الوقت الحاضر. نظرًا لأن الكون يتوسع، فهو أصغر في الماضي وأكبر في المستقبل. سيؤدي استقراء الزمن إلى الوراء باستخدام نماذج كونية معينة إلى لحظة كان فيها عامل المقياس صفرًا؛ يحدد فهمنا الحالي لعلم الكونيات هذا الوقت عند 13.787 ± 0.020 مليار سنة مضت . إذا استمر الكون في التوسع إلى الأبد، فإن عامل المقياس سيقترب من اللانهاية في المستقبل. من الممكن أيضًا من حيث المبدأ أن يتوقف الكون عن التوسع ويبدأ في الانكماش، وهو ما يتوافق مع انخفاض عامل المقياس بمرور الوقت. ${\displaystyle a}$${\displaystyle a=1}$${\displaystyle a}$

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

${\displaystyle {\frac {\ddot {a}}{a}}=-{\frac {4\pi G}{3}}\left(\rho +{\frac {3p}{c^{2}}}\right)+{\frac {\Lambda c^{2}}{3}},}$

يوضح كيف تؤثر محتويات الكون على معدل توسعه. هنا، هو ثابت الجاذبية ، هو كثافة الطاقة داخل الكون، هو الضغط ، هي سرعة الضوء ، و هو الثابت الكوني. تؤدي كثافة الطاقة الموجبة إلى تباطؤ التوسع، ، والضغط الموجب يزيد من تباطؤ التوسع. من ناحية أخرى، يؤدي الضغط السالب بدرجة كافية مع إلى تسارع التوسع، كما يعمل الثابت الكوني أيضًا على تسريع التوسع. المادة غير النسبية خالية من الضغط بشكل أساسي، مع ، بينما يتمتع غاز الجسيمات فائقة النسبية (مثل غاز الفوتون ) بضغط موجب . لم يتم تأكيد السوائل ذات الضغط السالب، مثل الطاقة المظلمة، تجريبياً، ولكن يتم استنتاج وجود الطاقة المظلمة من الملاحظات الفلكية. ${\displaystyle G}$${\displaystyle \rho }$${\displaystyle p}$${\displaystyle c}$${\displaystyle \Lambda }$${\displaystyle {\ddot {a}}<0}$${\displaystyle p<-\rho c^{2}/3}$ ${\displaystyle |p|\ll \rho c^{2}}$${\displaystyle p=\rho c^{2}/3}$

في الكون المتوسع، غالبًا ما يكون من المفيد دراسة تطور البنية مع استبعاد توسع الكون. وهذا يحفز استخدام إحداثيات الحركة المشتركة ، والتي تم تعريفها لتنمو بشكل متناسب مع عامل المقياس. إذا كان الجسم يتحرك فقط مع تدفق هابل للكون المتوسع، دون أي حركة أخرى، فإنه يظل ثابتًا في إحداثيات الحركة المشتركة. إحداثيات الحركة المشتركة هي الإحداثيات المكانية في مقياس FLRW .

الكون عبارة عن زمكان رباعي الأبعاد، ولكن داخل الكون الذي يطيع المبدأ الكوني، يوجد اختيار طبيعي لسطح مكاني ثلاثي الأبعاد. هذه هي الأسطح التي يتفق عليها المراقبون الثابتون في إحداثيات متحركة على عمر الكون . في الكون الذي يحكمه النسبية الخاصة ، ستكون مثل هذه الأسطح عبارة عن قطع زائد ، لأن تمدد الوقت النسبي يعني أن ساعات المراقبين البعيدين المتراجعين بسرعة تتباطأ، بحيث يجب أن تنحني الأسطح المكانية "في المستقبل" على مسافات طويلة. ومع ذلك، داخل النسبية العامة ، يتأثر شكل هذه الأسطح المكانية المتزامنة المتحركة بالجاذبية. تتوافق الملاحظات الحالية مع كون هذه الأسطح المكانية مسطحة هندسيًا (بحيث، على سبيل المثال، يبلغ مجموع زوايا المثلث 180 درجة).

إن الكون المتوسع له عمر محدد عادة. فالضوء والجسيمات الأخرى لا يمكنها الانتشار إلا لمسافة محددة. والمسافة التي يمكن لهذه الجسيمات أن تغطيها على مدار عمر الكون تعرف باسم أفق الجسيمات ، والمنطقة من الكون التي تقع ضمن أفق الجسيمات تعرف باسم الكون المرئي .

إذا كانت الطاقة المظلمة التي يُستدل على أنها تهيمن على الكون اليوم ثابتًا كونيًا، فإن أفق الجسيمات يتقارب إلى قيمة محدودة في المستقبل اللانهائي. وهذا يعني أن مقدار الكون الذي سنكون قادرين على مراقبته محدود. توجد العديد من الأنظمة التي لا يمكن لضوئها أن يصل إلينا أبدًا، لأن هناك أفق حدث كوني ناتج عن الجاذبية الطاردة للطاقة المظلمة.

في إطار دراسة تطور البنية داخل الكون، يظهر مقياس طبيعي يُعرف باسم أفق هابل . الاضطرابات الكونية الأكبر كثيرًا من أفق هابل ليست ديناميكية، لأن التأثيرات الجاذبية ليس لديها الوقت للانتشار عبرها، في حين أن الاضطرابات الأصغر كثيرًا من أفق هابل تحكمها بشكل مباشر ديناميكيات الجاذبية النيوتونية .

السرعة الغريبة لجسم ما هي سرعته بالنسبة لشبكة الإحداثيات المتحركة، أي بالنسبة لمتوسط ​​حركة التوسع المرتبطة بالمادة المحيطة. إنها مقياس لكيفية انحراف حركة الجسيم عن تدفق هابل للكون المتوسع. تتلاشى السرعات الغريبة للجسيمات غير النسبية مع توسع الكون، في تناسب عكسي مع عامل المقياس الكوني . يمكن فهم هذا على أنه تأثير فرز ذاتي. يتجاوز الجسيم الذي يتحرك في اتجاه ما تدريجيًا تدفق هابل للتوسع الكوني في ذلك الاتجاه، ويقترب بشكل مقارب من المادة بنفس سرعته.

وبشكل عام، تتلاشى الزخمات الغريبة لكل من الجسيمات النسبية وغير النسبية بتناسب عكسي مع عامل المقياس. وبالنسبة للفوتونات، يؤدي هذا إلى الانزياح الأحمر الكوني . وفي حين يتم تفسير الانزياح الأحمر الكوني غالبًا على أنه تمدد لأطوال موجات الفوتون بسبب "تمدد الفضاء"، فإنه يُنظر إليه بشكل أكثر طبيعية على أنه نتيجة لتأثير دوبلر . ^[3]

يبرد الكون مع تمدده. ويتبع ذلك تحلل الزخم الغريب للجسيمات، كما نوقش أعلاه. ويمكن فهم ذلك أيضًا على أنه تبريد كظومي . تتناسب درجة حرارة السوائل فائقة النسبية ، والتي غالبًا ما تسمى "الإشعاع" والتي تشمل الخلفية الكونية للميكروويف ، عكسيًا مع عامل المقياس (ie ). تنخفض درجة حرارة المادة غير النسبية بشكل أكثر حدة، وتتناسب مع المربع العكسي لعامل المقياس (ie ). ${\displaystyle T\propto a^{-1}}$${\displaystyle T\propto a^{-2}}$

تتضاءل محتويات الكون مع تمدده. ويظل عدد الجسيمات داخل الحجم المتحرك ثابتًا (في المتوسط)، بينما يتمدد الحجم. وبالنسبة للمادة غير النسبية، فإن هذا يعني أن كثافة الطاقة تنخفض مع ، حيث هو عامل المقياس . ${\displaystyle \rho \propto a^{-3}}$${\displaystyle a}$

بالنسبة للجسيمات فائقة النسبية ("الإشعاع")، تنخفض كثافة الطاقة بشكل أكثر حدة، كما هو الحال مع . وذلك لأنه بالإضافة إلى التخفيف من حجم عدد الجسيمات، تنخفض أيضًا طاقة كل جسيم (بما في ذلك طاقة الكتلة الساكنة ) بشكل كبير بسبب اضمحلال الزخم الغريب. ${\displaystyle \rho \propto a^{-4}}$

بشكل عام، يمكننا اعتبار سائل مثالي بضغط ، حيث تكون كثافة الطاقة. المعامل هو معادلة معامل الحالة . تنخفض كثافة الطاقة لمثل هذا السائل بمقدار ${\displaystyle p=w\rho }$${\displaystyle \rho }$${\displaystyle w}$

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

المادة غير النسبية لها بينما الإشعاع له . بالنسبة للسوائل الغريبة ذات الضغط السلبي، مثل الطاقة المظلمة، تنخفض كثافة الطاقة بشكل أبطأ؛ إذا ظلت ثابتة في الوقت. إذا ، المقابلة للطاقة الوهمية ، فإن كثافة الطاقة تنمو مع تمدد الكون. ${\displaystyle w=0}$${\displaystyle w=1/3}$${\displaystyle w=-1}$${\displaystyle w<-1}$

التضخم هو فترة من التوسع المتسارع يفترض أنها حدثت في وقت يبلغ حوالي 10 ⁻³² ثانية. لابد أن يكون مدفوعًا بالتضخم ، وهو مجال له حالة فراغ زائفة ذات طاقة موجبة . تم اقتراح التضخم في الأصل لتفسير غياب الآثار الغريبة التي تنبأت بها النظريات الموحدة الكبرى ، مثل أحادي القطب المغناطيسي ، لأن التوسع السريع كان من شأنه أن يخفف من مثل هذه الآثار. تم إدراك لاحقًا أن التوسع المتسارع من شأنه أيضًا حل مشكلة الأفق ومشكلة التسطح . بالإضافة إلى ذلك، فإن التقلبات الكمومية أثناء التضخم كانت ستخلق اختلافات أولية في كثافة الكون، والتي تضخمها الجاذبية لاحقًا لإنتاج طيف الاختلافات الملحوظة في كثافة المادة . ^{[ بحاجة لمصدر ]}

أثناء التضخم، نما عامل المقياس الكوني بشكل كبير مع مرور الوقت. ولحل مشاكل الأفق والتسطح، يجب أن يستمر التضخم لفترة كافية بحيث ينمو عامل المقياس بعامل e ⁶⁰ على الأقل (حوالي 10 ²⁶ ). ^{[ بحاجة لمصدر ]}

إن تاريخ الكون بعد التضخم ولكن قبل زمن يبلغ حوالي ثانية واحدة غير معروف إلى حد كبير. ^[20] ومع ذلك، فمن المعروف أن الكون كان يهيمن عليه جسيمات النموذج القياسي فائقة النسبية، والتي تسمى تقليديًا الإشعاع ، بحلول وقت انفصال النيوترينو عند حوالي ثانية واحدة. ^[21] أثناء هيمنة الإشعاع، تباطأ التوسع الكوني، مع نمو عامل المقياس بشكل متناسب مع الجذر التربيعي للوقت.

نظرًا لأن الإشعاع ينزاح نحو الأحمر مع توسع الكون، فقد أصبحت المادة غير النسبية في النهاية تهيمن على كثافة الطاقة في الكون. حدث هذا التحول في وقت يبلغ حوالي 50 ألف عام بعد الانفجار العظيم. خلال عصر هيمنة المادة، تباطأ التوسع الكوني أيضًا، مع نمو عامل المقياس كقوة 2/3 من الوقت ( ). أيضًا، يكون تكوين البنية الجاذبة أكثر كفاءة عندما تهيمن المادة غير النسبية، وهذا العصر مسؤول عن تكوين المجرات والبنية واسعة النطاق للكون . ${\displaystyle a\propto t^{2/3}}$

منذ حوالي 3 مليارات سنة، أي في وقت يبلغ حوالي 11 مليار سنة، يُعتقد أن الطاقة المظلمة بدأت تهيمن على كثافة الطاقة في الكون. وقد حدث هذا التحول لأن الطاقة المظلمة لا تتضاءل مع تمدد الكون، بل تحافظ بدلاً من ذلك على كثافة طاقة ثابتة. وعلى نحو مماثل للتضخم، تعمل الطاقة المظلمة على دفع التوسع المتسارع، بحيث ينمو عامل الحجم بشكل كبير مع مرور الوقت.

الطريقة الأكثر مباشرة لقياس معدل التوسع هي قياس سرعات التراجع ومسافات الأجسام البعيدة بشكل مستقل، مثل المجرات. تعطي النسبة بين هذه الكميات معدل هابل، وفقًا لقانون هابل. عادةً، يتم قياس المسافة باستخدام شمعة قياسية ، وهي جسم أو حدث معروف سطوعه الجوهري . يمكن بعد ذلك استنتاج مسافة الجسم من السطوع الظاهري المرصود . وفي الوقت نفسه، يتم قياس سرعة التراجع من خلال الانزياح الأحمر. استخدم هابل هذا النهج لقياسه الأصلي لمعدل التوسع، عن طريق قياس سطوع النجوم المتغيرة القيفاوية والانزياحات الحمراء لمجراتها المضيفة. في الآونة الأخيرة، باستخدام المستعرات العظمى من النوع Ia ، تم قياس معدل التوسع ليكون H ₀  = 73.24 ± 1.74 (كم/ثانية)/ميجابرسيك . ^[22] وهذا يعني أنه لكل مليون فرسخ فلكي من المسافة من المراقب، تزداد السرعة التباعدية للأجسام على تلك المسافة بنحو 73 كيلومترًا في الثانية (160.000 ميل في الساعة).

يمكن ملاحظة المستعرات الأعظمية على مسافات كبيرة لدرجة أن وقت سفر الضوء منها يمكن أن يقترب من عمر الكون. وبالتالي، يمكن استخدامها لقياس ليس فقط معدل التوسع الحالي ولكن أيضًا تاريخ التوسع. في العمل الذي حصل على جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2011 ، تم استخدام ملاحظات المستعرات الأعظمية لتحديد أن التوسع الكوني يتسارع في العصر الحالي. ^[23]

بافتراض نموذج كوني، مثل نموذج Lambda-CDM ، هناك احتمال آخر وهو استنتاج معدل التوسع الحالي من أحجام أكبر التقلبات التي شوهدت في الخلفية الكونية الميكروية . إن معدل التوسع الأعلى يعني حجمًا أصغر مميزًا لتقلبات الخلفية الكونية الميكروية، والعكس صحيح. قام تعاون بلانك بقياس معدل التوسع بهذه الطريقة وحدد H ₀ =67.4 ± 0.5 (كم/ثانية)/ميجاباسك . ^[24] هناك خلاف بين هذا القياس والقياسات القائمة على المستعر الأعظم، والمعروفة باسم توتر هابل .

الخيار الثالث الذي تم اقتراحه مؤخرًا هو استخدام المعلومات من أحداث الموجات الثقالية (خاصة تلك التي تنطوي على اندماج النجوم النيوترونية ، مثل GW170817 )، لقياس معدل التوسع. ^{[25] [26]} لا تمتلك مثل هذه القياسات الدقة اللازمة لحل توتر هابل.

من حيث المبدأ، يمكن أيضًا قياس تاريخ التوسع الكوني من خلال دراسة كيفية تغير الانزياحات الحمراء والمسافات والتدفقات والمواضع الزاوية والأحجام الزاوية للأجرام الفلكية على مدار الوقت الذي يتم رصدها فيه. هذه التأثيرات صغيرة جدًا بحيث لا يمكن اكتشافها حتى الآن. ومع ذلك، يمكن ملاحظة التغيرات في الانزياح الأحمر أو التدفق بواسطة مجموعة الكيلومتر المربع أو التلسكوب العملاق للغاية في منتصف ثلاثينيات القرن الحادي والعشرين. ^[27]

This article has multiple issues. Please help improve it or discuss these issues on the talk page. (Learn how and when to remove these messages) This section is written like a personal reflection, personal essay, or argumentative essay that states a Wikipedia editor's personal feelings or presents an original argument about a topic. Please help improve it by rewriting it in an encyclopedic style. (August 2015) (Learn how and when to remove this message) This section needs additional citations for verification. Please help improve this article by adding citations to reliable sources in this section. Unsourced material may be challenged and removed. Find sources: "Expansion of the universe" – news · newspapers · books · scholar · JSTOR (May 2021) (Learn how and when to remove this message) (Learn how and when to remove this message)

على المقاييس الكونية، يتوافق الكون الحالي مع الفضاء الإقليدي ، وهو ما يصفه علماء الكون بأنه مسطح هندسيًا ، ضمن الخطأ التجريبي. ^[28]

وبالتالي، فإن قواعد الهندسة الإقليدية المرتبطة بمبدأ إقليدس الخامس تنطبق على الكون الحالي في الفضاء ثلاثي الأبعاد. ومع ذلك، فمن الممكن أن تكون هندسة الفضاء ثلاثي الأبعاد في الماضي شديدة الانحناء. غالبًا ما يتم نمذجة انحناء الفضاء باستخدام موتر انحناء ريمان غير صفري في انحناء المتشعبات الريمانية . الفضاء الإقليدي "المسطح هندسيًا" له موتر انحناء ريمان يساوي صفرًا.

الفضاء "المسطح هندسيًا" له ثلاثة أبعاد وهو متوافق مع الفضاء الإقليدي. ومع ذلك، فإن الزمكان له أربعة أبعاد؛ فهو ليس مسطحًا وفقًا لنظرية النسبية العامة لأينشتاين. تفترض نظرية أينشتاين أن "المادة والطاقة تسببان انحناء الزمكان، وهناك ما يكفي من المادة والطاقة لتوفير الانحناء". ^[29]

ولإتاحة الفرصة لمثل هذه الأشكال الهندسية المختلفة، فإن توسع الكون يتسم بطبيعته بالنسبية العامة. ولا يمكن نمذجته باستخدام النسبية الخاصة وحدها: ورغم وجود مثل هذه النماذج ، فإنها قد تتعارض جوهرياً مع التفاعل المرصود بين المادة والزمكان الذي نراه في الكون.

تُظهر الصور الموجودة على اليمين منظرين لمخططات الزمكان التي تُظهِر الهندسة واسعة النطاق للكون وفقًا لنموذج ΛCDM الكوني. تم حذف بُعدين من أبعاد الفضاء، مما ترك بُعدًا واحدًا للمكان (البعد الذي ينمو مع كبر حجم المخروط) وواحدًا للزمن (البعد الذي يمتد "أعلى" سطح المخروط). يتوافق الطرف الدائري الضيق للرسم البياني مع زمن كوني يبلغ 700 مليون عام بعد الانفجار العظيم، بينما يمثل الطرف العريض زمنًا كونيًا يبلغ 18 مليار عام، حيث يمكن للمرء أن يرى بداية التوسع المتسارع كامتداد للزمكان إلى الخارج، وهي السمة التي تهيمن في النهاية على هذا النموذج. تشير خطوط الشبكة الأرجوانية إلى الزمن الكوني على فترات تبلغ مليار عام من الانفجار العظيم. تشير خطوط الشبكة الزرقاء السماوية إلى المسافة المشتركة على فترات تبلغ مليار سنة ضوئية في العصر الحالي (أقل في الماضي وأكثر في المستقبل). إن الانحناء الدائري للسطح هو من صنع التضمين وليس له أهمية مادية ويتم لأغراض توضيحية؛ فالكون المسطح لا ينحني على نفسه. (يمكن رؤية تأثير مماثل في الشكل الأنبوبي للكرة الزائفة ).

الخط البني في الرسم البياني هو خط العالم للأرض (أو بالأحرى موقعها في الفضاء، حتى قبل تشكلها). الخط الأصفر هو خط العالم لأبعد كوازار معروف . الخط الأحمر هو مسار شعاع الضوء المنبعث من الكوازار منذ حوالي 13 مليار سنة ويصل إلى الأرض في الوقت الحاضر. يوضح الخط البرتقالي المسافة الحالية بين الكوازار والأرض، حوالي 28 مليار سنة ضوئية، وهي مسافة أكبر من عمر الكون مضروبًا في سرعة الضوء،  ct .

وفقًا لمبدأ التكافؤ في النسبية العامة، فإن قواعد النسبية الخاصة صالحة محليًا في مناطق صغيرة من الزمكان مسطحة تقريبًا. على وجه الخصوص، يسافر الضوء دائمًا محليًا بسرعة  c ؛ في الرسم البياني، يعني هذا، وفقًا لاتفاقية بناء مخططات الزمكان، أن أشعة الضوء تشكل دائمًا زاوية 45 درجة مع خطوط الشبكة المحلية. ومع ذلك، لا يتبع ذلك أن الضوء يسافر مسافة ct في زمن t ، كما يوضح الخط العالمي الأحمر. في حين أنه يتحرك دائمًا محليًا بسرعة  c ، فإن وقت انتقاله (حوالي 13 مليار سنة) لا يرتبط بالمسافة المقطوعة بأي طريقة بسيطة، لأن الكون يتمدد مع عبور شعاع الضوء للزمان والمكان. وبالتالي فإن المسافة المقطوعة غامضة بطبيعتها بسبب تغير مقياس الكون. ومع ذلك، هناك مسافتان تبدوان مهمتين من الناحية الفيزيائية: المسافة بين الأرض والكوازار عندما انبعث الضوء، والمسافة بينهما في العصر الحالي (بأخذ شريحة من المخروط على طول البعد المحدد باعتباره البعد المكاني). تبلغ المسافة الأولى حوالي 4 مليارات سنة ضوئية، وهي أصغر بكثير من ct ، في حين تبلغ المسافة الثانية (الموضحة بالخط البرتقالي) حوالي 28 مليار سنة ضوئية، وهي أكبر بكثير من  ct . بعبارة أخرى، إذا لم يكن الفضاء يتوسع اليوم، فسيستغرق الضوء 28 مليار سنة للسفر بين الأرض والكوازار، بينما لو توقف التوسع في وقت سابق، لكان قد استغرق 4 مليارات سنة فقط.

استغرق الضوء أكثر من 4 مليارات سنة ليصل إلينا، رغم أنه انبعث من مسافة 4 مليارات سنة ضوئية فقط. في الواقع، كان الضوء المنبعث نحو الأرض يتحرك بعيدًا عن الأرض عندما انبعث لأول مرة؛ زادت المسافة المترية إلى الأرض مع الوقت الكوني خلال أول بضعة مليارات من السنين من وقت سفره، مما يشير أيضًا إلى أن تمدد الفضاء بين الأرض والكوازار في الوقت المبكر كان أسرع من سرعة الضوء. لا ينشأ أي من هذا السلوك من خاصية خاصة للتمدد المتري، بل من المبادئ المحلية للنسبية الخاصة المتكاملة على سطح منحني.

بمرور الوقت، يتوسع الفضاء الذي يشكل الكون . كلمتا " الفضاء " و" الكون "، اللتان تُستخدمان أحيانًا بالتبادل، لهما معاني مميزة في هذا السياق. هنا "الفضاء" هو مفهوم رياضي يرمز إلى متعدد الأبعاد ثلاثي الأبعاد الذي يتم تضمين مواقعنا الخاصة فيه، بينما يشير "الكون" إلى كل ما هو موجود، بما في ذلك المادة والطاقة في الفضاء، والأبعاد الإضافية التي قد تكون ملفوفة في خيوط مختلفة ، والوقت الذي تحدث خلاله أحداث مختلفة. يشير توسع الفضاء إلى هذا المتعدد الأبعاد فقط؛ أي أن الوصف لا يتضمن أي هياكل مثل الأبعاد الإضافية أو الكون الخارجي. ^[30]

إن الطوبولوجيا النهائية للفضاء هي طوبولوجيا لاحقة – وهو أمر لابد من ملاحظته من حيث المبدأ – حيث لا توجد قيود يمكن استنباطها ببساطة (بعبارة أخرى لا يمكن أن توجد أي قيود مسبقة ) حول كيفية اتصال الفضاء الذي نعيش فيه أو ما إذا كان يلتف حول نفسه كفضاء مضغوط . وعلى الرغم من أن بعض النماذج الكونية مثل كون جودل تسمح حتى بخطوط عالمية غريبة تتقاطع مع نفسها، فإن السؤال في النهاية عما إذا كنا في شيء مثل " كون باك مان "، حيث إذا كان السفر لمسافة كافية في اتجاه واحد سيسمح للمرء ببساطة بالعودة إلى نفس المكان مثل الذهاب طوال الطريق حول سطح البالون (أو كوكب مثل الأرض)، فهو سؤال رصدي مقيد بأنه قابل للقياس أو غير قابل للقياس بواسطة الهندسة العالمية للكون . في الوقت الحاضر، تتوافق الملاحظات مع كون الكون له مدى لا نهائي وكونه فضاء متصل ببساطة ، على الرغم من أن الآفاق الكونية تحد من قدرتنا على التمييز بين المقترحات البسيطة والأكثر تعقيدًا. قد يكون الكون لانهائيًا في امتداده أو قد يكون محدودًا؛ لكن الأدلة التي تؤدي إلى نموذج التضخم للكون المبكر تشير أيضًا إلى أن "الكون الكلي" أكبر كثيرًا من الكون المرئي. وبالتالي فإن أي حواف أو هندسة أو طوبولوجيات غريبة لن تكون قابلة للملاحظة بشكل مباشر، لأن الضوء لم يصل إلى المقاييس التي لا تزال تسمح بمثل هذه الجوانب من الكون، إذا كانت موجودة. من جميع النواحي العملية، من الآمن أن نفترض أن الكون لانهائي في امتداده المكاني، بدون حافة أو اتصال غريب. ^[31]

وبصرف النظر عن الشكل العام للكون، فإن السؤال حول ما الذي يتوسع الكون فيه لا يحتاج إلى إجابة، وذلك وفقاً للنظريات التي تصف التوسع؛ والطريقة التي نحدد بها الفضاء في كوننا لا تتطلب بأي حال من الأحوال وجود فضاء خارجي إضافي يمكن للكون أن يتوسع فيه، لأن توسع امتداد لا نهائي يمكن أن يحدث دون تغيير المدى اللانهائي للامتداد. كل ما هو مؤكد هو أن الفضاء المتعدد الذي نعيش فيه يتمتع ببساطة بخاصية أن المسافات بين الأجسام تزداد مع مرور الوقت. وهذا يعني فقط العواقب الرصدية البسيطة المرتبطة بالتوسع المتري الذي نستكشفه أدناه. لا يتطلب التوسع "خارج" أو تضمين في الفضاء الفائق. والتصورات التي غالبًا ما نراها للكون ينمو كفقاعة في العدم مضللة في هذا الصدد. وليس هناك سبب للاعتقاد بوجود أي شيء "خارج" الكون المتوسع يتوسع فيه الكون.

حتى لو كان الامتداد المكاني الإجمالي لانهائيًا وبالتالي لا يمكن للكون أن يكبر أكثر من ذلك، فإننا لا نزال نقول إن الفضاء يتوسع لأن المسافة المميزة بين الأجسام تتزايد محليًا. ومع نمو الفضاء اللانهائي، فإنه يظل لانهائيًا.

على الرغم من كثافته الشديدة عندما كان صغيرًا جدًا وخلال جزء من توسعه المبكر - أكثر كثافة بكثير مما هو مطلوب عادةً لتكوين ثقب أسود - لم ينهار الكون مرة أخرى إلى ثقب أسود. وذلك لأن الحسابات المستخدمة بشكل شائع للانهيار الجاذبي تستند عادةً إلى أجسام ذات حجم ثابت نسبيًا، مثل النجوم ، ولا تنطبق على الفضاء المتوسع بسرعة مثل الانفجار العظيم. ^{[ بحاجة لمصدر ] [ مشكوك فيه - ناقش ]}

يُوصَف تمدد الفضاء أحيانًا بأنه قوة تعمل على دفع الأجسام بعيدًا عن بعضها البعض. ورغم أن هذا وصف دقيق لتأثير الثابت الكوني، إلا أنه ليس صورة دقيقة لظاهرة التمدد بشكل عام. ^[32]

بالإضافة إلى إبطاء التوسع الكلي، تتسبب الجاذبية في تكتل المادة محليًا في النجوم والمجرات. وبمجرد تشكل الأجسام وتقييدها بالجاذبية، فإنها "تسقط" من التوسع ولا تتمدد بعد ذلك تحت تأثير المقياس الكوني، حيث لا توجد قوة تجبرها على ذلك.

لا يوجد فرق بين التوسع بالقصور الذاتي للكون والانفصال بالقصور الذاتي للأجسام القريبة في الفراغ؛ فالأول هو مجرد استقراء واسع النطاق للأخير.

بمجرد أن ترتبط الأجسام بالجاذبية، فإنها لا تبتعد عن بعضها البعض. وبالتالي، فإن مجرة ​​أندروميدا ، المرتبطة بمجرة درب التبانة ، تسقط في الواقع نحونا ولا تتمدد بعيدًا. داخل المجموعة المحلية ، غيرت التفاعلات الجاذبية الأنماط القصورية للأجسام بحيث لا يحدث توسع كوني. خارج المجموعة المحلية، يمكن قياس التوسع بالقصور الذاتي، على الرغم من أن التأثيرات الجاذبية المنتظمة تعني أن أجزاء أكبر وأكبر من الفضاء ستسقط في النهاية من " تدفق هابل " وتنتهي كأجسام مقيدة وغير متوسعة حتى مقاييس العناقيد المجرية الفائقة . يتم التنبؤ بمثل هذه الأحداث المستقبلية من خلال معرفة الطريقة الدقيقة التي يتغير بها تدفق هابل بالإضافة إلى كتل الأجسام التي يتم سحبنا إليها جاذبيًا. حاليًا، يتم سحب المجموعة المحلية جاذبيًا نحو عنقود شابلي الفائق أو " الجاذب الأعظم "، والذي من الممكن أن نندمج معه في النهاية إذا لم تكن الطاقة المظلمة تعمل.

إن إحدى نتائج التوسع المتري الناتج عن الحركة بالقصور الذاتي هي أنه يمكن وصف "الانفجار" المحلي المنتظم للمادة في الفراغ محليًا بواسطة هندسة FLRW ، وهي نفس الهندسة التي تصف توسع الكون ككل وكانت أيضًا الأساس لكون ميلن الأبسط ، والذي يتجاهل تأثيرات الجاذبية. على وجه الخصوص، تتنبأ النسبية العامة بأن الضوء سيتحرك بسرعة c فيما يتعلق بالحركة المحلية للمادة المتفجرة، وهي ظاهرة مماثلة لسحب الإطار .

يتغير الوضع إلى حد ما مع إدخال الطاقة المظلمة أو الثابت الكوني. فالثابت الكوني الناتج عن كثافة طاقة الفراغ له تأثير إضافة قوة تنافر بين الأجسام تتناسب طرديًا (وليس عكسيًا) مع المسافة. وعلى عكس القصور الذاتي، فإنه "يسحب" بنشاط الأجسام التي تكتلت معًا تحت تأثير الجاذبية، وحتى الذرات الفردية. ومع ذلك، فإن هذا لا يتسبب في نمو الأجسام بشكل مطرد أو تفككها؛ فما لم تكن مرتبطة بشكل ضعيف للغاية، فإنها ستستقر ببساطة في حالة توازن أكبر قليلاً (وغير قابل للاكتشاف) مما كانت لتكون عليه لولا ذلك. ومع تمدد الكون وتقلص المادة فيه، تقل قوة الجذب الجاذبي (لأنها تتناسب طرديًا مع الكثافة)، في حين تزداد قوة التنافر الكوني. وعلى هذا فإن المصير النهائي لكون ΛCDM هو تمدد شبه فراغي بمعدل متزايد باستمرار تحت تأثير الثابت الكوني. ومع ذلك، فإن الأجسام المقيدة بالجاذبية مثل مجرة ​​درب التبانة لا تتوسع، ومجرة أندروميدا تتحرك بسرعة كافية نحونا بحيث أنها سوف تندمج مع مجرة ​​درب التبانة بعد حوالي 3 مليارات سنة.

في نهاية فترة التضخم في الكون المبكر ، تم وضع كل المادة والطاقة في الكون على مسار بالقصور الذاتي متوافق مع مبدأ التكافؤ ونظرية النسبية العامة لأينشتاين . هذا هو الوقت الذي ظهر فيه الشكل الدقيق والمنتظم لتوسع الكون (أي أن المادة في الكون تنفصل لأنها كانت تنفصل في الماضي بسبب مجال التضخم ). ^{[ بحاجة لمصدر ]}

في حين أن النسبية الخاصة تحظر على الأجسام التحرك بسرعة أكبر من الضوء بالنسبة لإطار مرجعي محلي حيث يمكن التعامل مع الزمكان على أنه مسطح وغير متغير ، إلا أنها لا تنطبق على المواقف التي يصبح فيها انحناء الزمكان أو التطور في الوقت مهمًا. يتم وصف هذه المواقف بواسطة النسبية العامة، والتي تسمح للفصل بين جسمين بعيدين بالزيادة بسرعة أكبر من سرعة الضوء، على الرغم من أن تعريف "المسافة" هنا يختلف إلى حد ما عن التعريف المستخدم في الإطار بالقصور الذاتي. تعريف المسافة المستخدم هنا هو مجموع أو تكامل المسافات المحلية المتحركة ، وكل ذلك يتم في وقت محلي ثابت. على سبيل المثال، المجرات التي تبعد عنا عن نصف قطر هابل ، أي ما يقرب من 4.5  جيجا فرسخ فلكي أو 14.7 مليار سنة ضوئية ، لها سرعة انحدار أسرع من سرعة الضوء . تعتمد رؤية هذه الأجسام على تاريخ التوسع الدقيق للكون. الضوء الذي ينبعث اليوم من المجرات التي تقع خلف أفق الحدث الكوني الأبعد ، حوالي 5 جيجا فرسخ فلكي أو 16 مليار سنة ضوئية، لن يصل إلينا أبدًا، على الرغم من أنه لا يزال بإمكاننا رؤية الضوء الذي انبعث من هذه المجرات في الماضي. نظرًا لمعدل التوسع المرتفع، فمن الممكن أيضًا أن تكون المسافة بين جسمين أكبر من القيمة المحسوبة بضرب سرعة الضوء في عمر الكون. هذه التفاصيل هي مصدر متكرر للارتباك بين الهواة وحتى الفيزيائيين المحترفين. ^[33] نظرًا للطبيعة غير البديهية للموضوع وما وصفه البعض بأنه اختيارات "متهورة" للصياغة، فإن بعض الأوصاف للتوسع المتري للفضاء والمفاهيم الخاطئة التي يمكن أن تؤدي إليها مثل هذه الأوصاف هي موضوع نقاش مستمر في مجالات التعليم وتوصيل المفاهيم العلمية. ^{[34] [35] [36] [37]}

غالبًا ما يتم توضيح توسع الكون باستخدام نماذج مفاهيمية حيث يتم اعتبار الجسم المتوسع بمثابة تمثيل للفضاء المتوسع. يمكن أن تكون هذه النماذج مضللة إلى الحد الذي تعطي فيه انطباعًا خاطئًا بأن الفضاء المتوسع يجب أن يحمل معه أشياء. في الواقع، يمكن اعتبار توسع الكون بدلاً من ذلك متوافقًا فقط مع الحركة بالقصور الذاتي للأشياء بعيدًا عن بعضها البعض.

في " نموذج النملة على الحبل المطاطي "، يتخيل المرء نملة (مثالية على أنها تشبه النقطة) تزحف بسرعة ثابتة على حبل مرن تمامًا يتمدد باستمرار. وإذا قمنا بتمديد الحبل وفقًا لعامل مقياس ΛCDM وفكرنا في سرعة النملة على أنها سرعة الضوء، فإن هذا القياس دقيق من الناحية المفاهيمية - سيتطابق موضع النملة بمرور الوقت مع مسار الخط الأحمر على الرسم التخطيطي المضمن أعلاه.

في "نموذج الورقة المطاطية"، يتم استبدال الحبل بورقة مطاطية مسطحة ثنائية الأبعاد تتمدد بشكل موحد في جميع الاتجاهات. وتتيح إضافة بُعد مكاني ثانٍ إمكانية إظهار الاضطرابات المحلية للهندسة المكانية من خلال الانحناء المحلي في الورقة.

في "نموذج البالون"، يتم استبدال الورقة المسطحة ببالون كروي منتفخ من حجم أولي يساوي الصفر (يمثل الانفجار العظيم). يتمتع البالون بانحناء غاوسي موجب ، على الرغم من أن الملاحظات تشير إلى أن الكون الحقيقي مسطح مكانيًا، ولكن يمكن القضاء على هذا التناقض عن طريق جعل البالون كبيرًا جدًا بحيث يكون مسطحًا محليًا ضمن حدود الملاحظة. هذا القياس مربك محتمل لأنه قد يشير بشكل خاطئ إلى أن الانفجار العظيم حدث في مركز البالون. في الواقع، لا تحمل النقاط الموجودة على سطح البالون أي معنى، حتى لو كانت مشغولة بالبالون في وقت سابق أو ستشغل لاحقًا.

في "نموذج خبز الزبيب"، يتخيل المرء رغيف خبز الزبيب يتمدد في فرن. يتمدد الرغيف (الفضاء) ككل، لكن الزبيب (الأجسام المرتبطة بالجاذبية) لا يتمدد؛ بل يتحرك فقط بعيدًا عن بعضها البعض. هذا القياس له عيب يتمثل في أنه يوحي خطأً بأن التمدد له مركز وحافة.

• التحرك والمسافات المناسبة

• إدينجتون، آرثر. الكون المتوسع: "النقاش الأعظم" في علم الفلك، 1900-1931 . مطبعة جامعة كامبريدج، 1933.
• ليدل، أندرو ر. وليث، ديفيد هـ. التضخم الكوني والبنية واسعة النطاق . مطبعة جامعة كامبريدج، 2000.
• لاينويفر، تشارلز هـ. وديفيس، تامارا م. "المفاهيم الخاطئة حول الانفجار العظيم"، مجلة ساينتفك أمريكان ، مارس 2005 (محتوى غير مجاني).
• موك، ديلو إي. وتوماس فارغيش . داخل النسبية . مطبعة جامعة برينستون، 1991.

• سوينسون، جيم، إجابة على سؤال حول توسع الكون محفوظ في 11 يناير 2009 على موقع واي باك مشين
• فيلدر، غاري، "الكون المتوسع".
• يقدم فريق WMAP التابع لوكالة ناسا "شرحًا للتوسع الكوني" على مستوى ابتدائي.
• دروس هابل من قسم الفيزياء بجامعة ويسكونسن محفوظ في 9 يونيو 2014 على موقع واي باك مشين
• خبز الزبيب المتوسع من جامعة وينيبيج: مثال توضيحي، ولكن بدون تفسير
• تشبيه "النملة على البالون" لشرح توسع الكون في "اسأل عالم فلك" (لم يتم تحديد عالم الفلك الذي يقدم هذا التفسير).