لقد فسر الفيزيائيون نشوء الكون دون تفرد

تصف النسبية العامة (GR) بشكل مثالي حركة الكواكب والثقوب السوداء وتوسع الكون. ومع ذلك، فإن لها قيدًا مهمًا: عند الطاقات العالية للغاية، مثل قرب الانفجار الكبير، تصبح غير موثوقة. تؤدي المعادلات إلى التفرد – حالة من الكثافة اللانهائية وانحناء الزمكان، حيث تفقد قوانين الفيزياء المعتادة معناها. وهذا يعني أن النسبية العامة ربما ليست النظرية النهائية، ولكنها تقريب منخفض الطاقة لشيء أكثر جوهرية. تعتبر الجاذبية الكمومية أحد المرشحين المحتملين. ووفقا لها، عند الطاقات العالية جدا، تتغير الجاذبية المعتادة، وتكملها تأثيرات كمومية جديدة مرتبطة بالطريقة التي ينحني بها الزمكان. لطالما اعتبرت مثل هذه التصحيحات وسيلة لجعل الجاذبية مفيدة لوصف الطاقات العالية. وعلى هذه الفكرة تم بناء نموذج ستاروبينسكي التضخمي الشهير، حيث كان الكون المبكر يمر بمرحلة من التوسع السريع. ومع ذلك، فإن البيانات الكونية الجديدة تشكك بشكل متزايد في هذه النسخة الكلاسيكية.

اقترح مؤلفو دراسة جديدة نشرت في مجلة Physical Review Letters سيناريو أكثر تطرفا. بدلًا من إضافة تصحيحات إلى النسبية العامة، افترض الفيزيائيون أنه في البداية لم يكن هناك سوى الجاذبية الكمية النقية. وفقط في وقت لاحق، مع تبريد الكون وتوسعه، “ظهرت” نظرية أينشتاين (كوصف فعال للطاقات المنخفضة). إن معلمات مثل هذه النظرية ليست ثابتة وتتغير مع المقياس: فالتفاعلات عند الطاقات العالية جدًا تصبح أضعف. يسمي العلماء هذا النظام بالحرية المقاربة. فهو يسمح لنا بوصف المراحل الأولى لوجود الكون دون اللانهايات الرياضية التي تنشأ في النسبية العامة. إن سلوك المعلمات هذا، وفقًا للحسابات، هو الذي يمكن أن يؤدي بشكل طبيعي إلى التضخم – وهي فترة من التوسع السريع للغاية للكون. لاحظ أن نظرية التضخم نفسها لم يتم إثباتها بعد بالملاحظات التجريبية، على عكس نموذج الانفجار الكبير الذي تدعمه الملاحظات بشكل جيد.

في النموذج الجديد، يكون الفضاء في البداية في حالة شبه مستقرة، لكن التأثيرات الكمومية “تغير” ديناميكياته تدريجيًا، ويبدأ الفضاء في التوسع بسرعة. يشبه هذا التوسع نظامًا يتدحرج بلطف على سطح مستوٍ تقريبًا، حيث تتراكم التغيرات الكمومية الصغيرة بمرور الوقت وتغير تطور الكون. وبعد انتهاء التضخم، يصبح السيناريو أقل شيوعا. في النماذج الكونية القياسية، يبدأ المجال المسؤول عن التضخم في التذبذب وينقل طاقته إلى الجسيمات، مما يؤدي إلى “تسخين” الكون. في العمل الجديد، لا يحدث هذا بالمعنى التقليدي: يذهب النظام إلى وضع حيث لا يتم لعب الدور الرئيسي من خلال الطاقة المحتملة للحقل، ولكن من خلال حركته – وهذا ما يحدد التطور الإضافي للكون. التالي يأتي الجزء الأكثر إثارة للاهتمام. وحتى في الطاقات المنخفضة، تتجاوز النظرية النطاق الذي يمكن استخدام الحسابات التقليدية فيه. في هذه المنطقة، كما يعتقد مؤلفو المقال، تصبح الجاذبية الكمومية قوية وهنا يمكن أن تنشأ جاذبية أينشتاين المعتادة. بعد ذلك، يدخل الكون في المرحلة الساخنة القياسية، حيث تتشكل بالفعل الجسيمات الأولية والإشعاع والهياكل المستقبلية مثل المجرات.

ومن المثير للاهتمام بشكل خاص أن مثل هذا النموذج يمكن التحقق منه من خلال الملاحظات. فهو يقدم تنبؤات محددة لخصائص إشعاع الخلفية الكونية الميكروي، وهو “الصدى” الخافت للكون المبكر الذي تم اكتشافه بواسطة التلسكوبات الفضائية. على وجه الخصوص، نحن نتحدث عن المعلمات التي تصف توزيع التقلبات الأولية وموجات الجاذبية. بمعنى آخر، أظهر الفيزيائيون أن السيناريو الذي توصلوا إليه يمكن أن يتناسب بشكل أفضل مع البيانات الحديثة مقارنة بنموذج التضخم الكلاسيكي، على الرغم من أن الاختلافات لا تزال على هامش دقة القياس. ومع ذلك، يتطلب النموذج حالة غير عادية إلى حد ما: وجود عدد كبير جدًا من الحقول الكمومية الإضافية. يبدو هذا غريبًا، لكن في بعض المناهج النظرية لا يتم استبعاد مثل هذه المجموعات. من المهم أن نفهم أن هذه فرضية نظرية. لا تزال الجاذبية الكمومية منطقة بدون تأكيد تجريبي مباشر، ولا يوجد لدى أي من هذه النماذج دليل رصدي على وجودها. أي أن الدراسة الجديدة تقترح سيناريو متسقًا رياضيًا للكون المبكر والذي يمكن اختباره في الملاحظات الكونية المستقبلية. صحيح أن هذه الصورة لا تزال بعيدة عن التحقق.