أفق الجسيمات

هذه المقالة يتيمة. ساعد بإضافة وصلة إليها في مقالة متعلقة بها
من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة

أفق الجسيمات (بالإنجليزية: Particle horizon)‏، يسمى أيضاً «الأفق الكوني» أو «أفق الكون الضوئي»، هو أبعد مسافة يمكن لجسيمات (فوتونات) تسير بسرعة الضوء أن تصل منها إلى الراصد خلال الكون، يمثل أيضاً الحد الفاصل بين المناطق المرصودة والمناطق غير القابلة للرصد من الكون،[1] قيمة هذه المسافة تحدد حجم الكون المرصود في الحقبة الكونية المحددة.[2]

لا ترتبط مسافة أفق الجسيمات بعمر الكون مقاساً بالسنين الضوئية (13.8 مليار سنة)، بل يؤخد بدلالة سرعة الضوء مضروبةً في الزمن المكافئ، وتعتمد خصائص هذا الأفق ومقداره على نوع النموذج الكوني المستخدم.

الزمن المكافئ وأفق الجسيمات[عدل]

بالإعتماد على مبدأ مسافة المسايرة، يتم التعبير عن أفق الجسيمات بأنه الزمن المكافئ () الذي مر منذ الإنفجار العظيم، مضروباً في سرعة الضوء ().

وبشكل عام يعطى الزمن المكافئ عند لحظة معينة () بالعلاقة التالية:

حيث أن هو العامل العددي لمترية فريدمان-لوميتر-روبرتسون-والكر، ويساوي الزمن صفراً () عند لحظة الإنفجار العظيم، يشير الصفر المصغر في الحدود إلى المقدار عند الزمن الحاضر وتكون قيمة الزمن المكافئ عندها ، ويجب ملاحظة أن «الزمن المكافئ لا يمثل عمر الكون»، بل هو الزمن الذي يستغرقه الفوتون للسفر من موقع الراصد إلى أبعد نقطة في الكون المرصود (بشرط أن يكون الكون متوقف عن التمدد)، وعلى هذا النحو فإن () لا يمثل الوقت بمعناه الفيزيائي (هذا الوقت لم يمر في الواقع)، على الرغم من أن مقدار أفق الجسيمات المرتبط به هو مسافة بمفهومها المعروف.

ومع الزمن يستمر أفق الجسيمات بالإبتعاد بمعدل ثابت ويزداد الزمن المكافئ، مما يعني أن حجم الكون المرصود يزداد دائماً.[1][3]

بما أن المسافة الصحيحة عند الزمن المعطى تمثل مسافة المسايرة مضروبة في عامل عددي (مسافة المسايرة تساوي،[4] فتعطى المسافة الصحيحة إلى أفق الجسيمات عن الزمن () بالعلاقة التالية:[5]

وللزمن الحالية نستخدم () لنجد أن مسافة أفق الجسيمات تساوي:

تطور أفق الجسيمات[عدل]

لإيجاد صيغة تغير مقدار مسافة أفق الجسيمات مع الزمن بالإعتماد على نموذج فريدمان-لوميتر-روبرتسون-والكر الكوني، يمكن استعمال تقريب يفترض أن الكون يتشكل من أجزاء () غير متفاعلة كل منها يمكن التعبير عنه على أنه مائع مثالي بكثافة () وضغط ()، لذا تكون معادلة الحالة لكل جزء ()، ويمثل الضغط الكلي () والكثافة الكلية () مجموعها الجبري لهذه الأجزاء،[6] بتعريف الدوال التالية:

  • ثابت هابل:
  • الكثافة الحرجة:
  • كثافة الطاقة لكل جزء:
  • كثافة الطاقة الإجمالية:
  • الإنزياح الأحمر:

كل دالة تحمل الرمز المصغر () تمثل مقدارها عند الزمن الحاضر (ما يقابل )، فيكون الحد الأخير مساوياً لواحد ويتضمن معادلة حالة التحدب،[7] لهذا يمكن إعطاء معادلة هابل بالشكل التالي:

حيث أن ، يمكن ملاحظة أن حدود الإضافة يمكن أن تشمل كافة أجزاء للنظام (حتى ما لانهاية من الأجزاء)، وبهذا نستنتج أن:

أفق الجسيمات () موجود إذا وفقط إذا كانت ()

هنا () تمثل مجموع كافة الأجزاء ().

بينما يمكن أن يعطى تغير أفق الجسيمات لكون متوسع مع الزمن () بالعلاقة:[7]

هنا () تمثل سرعة الضوء ويمكن إعتبارها عند التعامل مع الوحدات الطبيعية، لاحظ هنا أن التفاضل تم بالنسبة إلى (زمن FLRW)، بينما الدوال تعاملت مع الإنزياح الأحمر.

مشكلة الأفق[عدل]

يمكن أن يستعمل مفهوم أفق الجسيمات لتوضيح مسألة مشهورة تعرف باسم مشكلة الأفق، وهي مسألة غير محلولة مرتبطة بنموذج الإنفجار العظيم تظهر تناقض في تفسير الإتزان الحراري لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي.

بالعودة بالزمن إلى الوراء إلى مرحلة إعادة الإندماج عندما بدأت أشعة الخلفية الكونية الميكروية بالإنبعاث، يمكن أن نجد مقدار مسافة أفق الجسيمات هناك بما يلي:

والتي تطابق حجم حقيقي في ذلك الوقت يساوي:

ولأننا نرصد إشعاع الخلفية الميكروية الآن وهو منبعث من مسافة تساوي أفق الجسيمات ()، على إعتبار أن الخلفية الميكروية متكونة من جزأين منفصلين بدائرة عظمى:

وبحجم زاوي يساوي تقريباً ، لا يمكن لهذين الطرفين الإتصال سببياً مع بعضهما بأي وسيلة مما لا يتوافق مع خاصية الإتزان الحراري التي ترصد عملياً في كافة الخلفية الكونية وسلوكها المشابه لسلوك جسم أسود تقريباً، لذا لا يمكن تفسير هذه الظاهرة بالطريقة التي يقدمها تمدد الكون، وتفسيرها الأكثر شيوعاً يعود إلى حصول التضخم الكوني.

طالع أيضاً[عدل]

المراجع[عدل]

  1. أ ب Edward; Harrison, Harrison, Edward Robert; Amherst), Edward (University of Massachusetts Harrison (16 Mar 2000). Cosmology: The Science of the Universe (بالإنجليزية). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-66148-5. Archived from the original on 2020-08-19.
  2. ^ Andrew R.; Lyth, David H. (13 Apr 2000). Cosmological Inflation and Large-Scale Structure (بالإنجليزية). Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-57598-0. Archived from the original on 2020-08-20.
  3. ^ M. P.; Efstathiou, G. P.; Lasenby, A. N. (2 Feb 2006). General Relativity: An Introduction for Physicists (بالإنجليزية). Cambridge University Press. ISBN 978-1-139-44754-6. Archived from the original on 2020-08-20.
  4. ^ Davis، Tamara M.؛ Lineweaver، Charles H. (2004). "Expanding Confusion: common misconceptions of cosmological horizons and the superluminal expansion of the Universe". Publications of the Astronomical Society of Australia. 21 (1): 97–109. doi:10.1071/AS03040. ISSN 1323-3580. مؤرشف من الأصل في 2020-11-12.
  5. ^ Massimo (2008). A primer on the physics of the cosmic microwave background. Singapore ; Hackensack, NJ : World Scientific. ISBN 978-981-279-142-9. مؤرشف من الأصل في 2020-08-02.
  6. ^ Margalef-Bentabol، Berta؛ Margalef-Bentabol، Juan؛ Cepa، Jordi (21 ديسمبر 2012). "Evolution of the Cosmological Horizons in a Concordance Universe". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2012 (12): 035–035. doi:10.1088/1475-7516/2012/12/035. ISSN 1475-7516. مؤرشف من الأصل في 2020-10-03.
  7. أ ب Margalef-Bentabol، Berta؛ Margalef-Bentabol، Juan؛ Cepa، Jordi (8 فبراير 2013). "Evolution of the Cosmological Horizons in a Universe with Countably Infinitely Many State Equations". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics. 2013 (02): 015–015. doi:10.1088/1475-7516/2013/02/015. ISSN 1475-7516. مؤرشف من الأصل في 2020-09-26.