مسألة التسطيح
مسألة التسطيح (المعروفة أيضًا باسم مسألة الشيخوخة) هي مسألة ضبط كوني ضمن نموذج الانفجار العظيم للكون. تنشأ مثل هذه المشكلات من ملاحظة أن بعض الشروط الأولية للكون تبدو مضبوطة وفقًا لقيم «خاصة» جدًا، وأن الانحرافات الصغيرة عن هذه القيم سيكون لها تأثيرات شديدة على ظهور الكون في الوقت الحالي.

في حالة مسألة التسطيح، يكون الوسيط الذي يظهر بدقة هو كثافة المادة والطاقة في الكون. تؤثر هذه القيمة على انحناء الزمكان، مع وجود قيمة حرجة محددة للغاية مطلوبة لكون مسطح. لوحظ أن كثافة الكون الحالية قريبة جداً من هذه القيمة الحرجة. نظرًا لأن الكثافة الإجمالية تنطلق بسرعة من القيمة الحرجة عبر الزمن الكوني، يجب أن يكون للكون المبكر كثافة حتى أقرب إلى الكثافة الحرجة، مبتعدًا عنها بجزء واحد في 1062 أو أقل. هذا يقود علماء الكونيات إلى التساؤل عن كيفية ضبط الكثافة الأولية عن كثب على هذه القيمة «الخاصة».

ذكر روبرت ديكي المسألة لأول مرة في عام 1969. الحل الأكثر شيوعًا بين علماء الكونيات هو التضخم الكوني، فكرة أن الكون مر بفترة قصيرة من التوسع السريع للغاية في الأول جزء من الثانية بعد الانفجار العظيم. جنبا إلى جنب مع مسألة الاحتكار ومسألة الأفق، مسألة التسطيح هي واحدة من الدوافع الرئيسية الثلاثة لنظرية التضخم.

كثافة الطاقة ومعادلة فريدمان 
وفقا لمعادلات آينشتاين للمجال في النسبية العامة، يتأثر هيكل الزمكان بوجود المادة والطاقة. على المقاييس الصغيرة، يبدو الفضاء مسطحًا - كما هو الحال مع سطح الأرض عند النظر إلى منطقة صغيرة. لكن على المقاييس الكبيرة، ينحني المكان بتأثير جاذبية المادة. بما أن النسبية تشير إلى تكافئ المادة والطاقة، فإن هذا التأثير ينتج أيضًا عن وجود الطاقة (مثل الضوء والإشعاع الكهرومغناطيسي الآخر) بالإضافة إلى المادة. تعتمد درجة انحناء الكون على كثافة المادة/الطاقة الموجودة.

يمكن التعبير عن هذه العلاقة من خلال معادلة فريدمان الأولى. في كون بدون ثابت كوني، تأخذ المعادلة الشكل التالي:

حيث H هو ثابت هابل، الذي هو مقياس لمعدل توسع الكون. ρ هي كثافة الإجمالية للكتلة والطاقة في الكون، a هو عامل التحجيم (أي «حجم» الكون بالأساس)، k هو معامل الانحناء - أي مقياس مدى انحناء الزمكان. تعني القيمة الموجبة أو الصفرية أو السلبية لمعامل الانحناء كونًا مغلقًا أو مسطحًا أو مفتوحًا على التوالي. الثابتين G وc هما ثابت الجاذبية وسرعة الضوء على التوالي.

غالبًا ما يبسط علماء الكونيات هذه المعادلة من خلال تعريف الكثافة الحرجة ρc. بالنسبة لقيمة معينة لثابت هابل، تُعرف هذه الكثافة على أنها الكثافة المطلوبة للكون المسطح، أي أن k=0. وبالتالي تعني المعادلة أعلاه

بما أن الثابت G معروف ويمكن قياس معدل التمدد H من خلال رصد سرعة ابتعاد المجرات عنا، فيمكن تحديد ρc. تبلغ قيمتها حاليًا نحو 10−26 كليوجرام متر−3. يُرمز لنسبة الكثافة الفعلية لهذه القيمة الحرجة بالرمز Ω، ويحدد حاصل طرحها من العدد 1 هندسة الكون: Ω> 1 يتوافق مع كثافة أكبر من الكثافة الحرجة، ρc > ρ، وبالتالي كون مغلق. Ω <1 يعطي كونًا مفتوحًا منخفض الكثافة، وΩ=1 يعطي كونًا مسطحًا.

يمكن إعادة ترتيب معادلة فريدمان،

كما يلي

وبعد إخراج ρa2 كعامل مشترك، وتعويض Ω=ρ/ρc

يحتوي الجانب الأيمن من التعبير الأخير أعلاه على ثوابت فقط، وبالتالي يجب أن يظل الجانب الأيسر ثابتًا طوال فترة تطور الكون.

مع توسع الكون، يزداد عامل التحجيم، لكن الكثافة تنخفض مع انتشار المادة (أو الطاقة). بالنسبة للنموذج العياري للكون الذي احتوى بشكل أساسي على المادة والإشعاع خلال معظم تاريخيه، تنخفض الكثافة ρ بسرعة أكبر من سرعة زيادة a2، وبالتالي سينخفض المعامل ρa2. منذ فترة عصر بلانك، بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم، انخفض هذا المعامل بنحو 1060، وبالتالي ازداد المعامل (Ω−1 – 1) بمقدار مماثل للحفاظ على حاصل الضرب ثابتًا.

القيمة الحالية لـ Ω

القياس 
يشار إلى قيمة Ω في الوقت الحالي بالرمز Ω0. يمكن استنتاج هذه القيمة بقياس انحناء الزمكان (إذ تُعرّف المُساواة = 1 Ω، أو ρ= ρc ، على أنها الكثافة التي تؤدي لانعدام الانحناء k = 0). يمكن استنتاج الانحناء عن طريق عمليات الرصد.

تقوم إحدى عمليات الرصد بالبحث عن تباين في الخواص (أي الاختلافات مع تغير الاتجاه) في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي (سي إم بي). سي إم بي هو عبارة عن إشعاع كهرومغناطيسي يملأ الكون، الذي خلفه من مرحلة مبكرة في تاريخه عندما كان مليئًا بالفوتونات والبلازما الساخنة الكثيفة. بردت هذه البلازما مع توسع الكون، وعندما بردت بما يكفي لتشكيل ذرات مستقرة، لم تعد تمتص الفوتونات. منذ ذلك الحين، انتشرت هذه الفوتونات، وأصبحت أكثر خفوتًا وأقل نشاطًا أثناء انتشارها عبر الكون الآخذ في التوسع.

درجة حرارة هذا الإشعاع هي ثابتة تقريبًا في جميع أنحاء السماء، ولكن هناك اختلاف طفيف (حوالي جزء واحد من كل 100000) في درجة الحرارة عند النظر إلى اتجاهات مختلفة. يعتمد المقياس الزاوي لهذه التقلبات – أي الزاوية النموذجية بين البقع الساخنة والبقع الباردة في السماء – على انحناء الكون الذي يعتمد بدوره على كثافته كما هو موضح أعلاه. بالتالي، تسمح قياسات هذا المقياس الزاوي بتقدير قيمة Ω0.

مراجع 

تضخم كوني
علم الكون الفيزيائي
مسائل غير محلولة في الفيزياء
مسألة التسطيح ( المعروفة أيضًا ب اسم مسألة الشيخوخة ) هي مسألة ضبط كوني ضمن نموذج الانفجار العظيم للكون . تنشأ مثل هذه المشكلات من ملاحظة أن بعض الشروط الأولية للكون تبدو مضبوطة وفقًا لقيم « خاصة » جدًا ، و أن الانحرافات الصغيرة عن هذه القيم س يكون ل ها تأثيرات شديدة على ظهور الكون في الوقت الحالي . في حالة مسألة التسطيح ، يكون الوسيط الذي يظهر ب دقة هو كثافة المادة و الطاقة في الكون . تؤثر هذه القيمة على انحناء الزمكان ، مع وجود قيمة حرجة محددة ل الغاية مطلوبة ل كون مسطح . لوحظ أن كثافة الكون الحالية قريبة جداً من هذه القيمة الحرجة . نظرًا لأن الكثافة الإجمالية تنطلق ب سرعة من القيمة الحرجة عبر الزمن الكوني ، يجب أن يكون للكون المبكر كثافة حتى أقرب إلى الكثافة الحرجة ، مبتعدًا عن ها بجزء واحد فيأو أقل . هذا يقود علماء الكونيات إلى ا التساؤل عن كيفية ضبط الكثافة الأولية عن كثب على هذه القيمة « الخاصة » . ذكر روبرت ديكي المسألة ل أول مرة في عام الحل الأكثر شيوعًا بين علماء الكونيات هو التضخم الكوني ، فكرة أن الكون مر ب فترة قصيرة من التوسع السريع ل الغاية في الأول جزء من الثانية بعد الانفجار العظيم . جنبا إلى جنب مع مسألة الاحتكار و مسألة الأفق ، مسألة التسطيح هي واحدة من الدوافع الرئيسية الثلاثة ل نظرية التضخم . كثافة الطاقة ومعادلة فريدمان وفقا لمعادلات آينشتاين للمجال في النسبية العامة ، يتأثر هيكل الزمكان ب وجود المادة و الطاقة . على المقاييس الصغيرة ، يبدو الفضاء مسطحًا - كما هو الحال مع سطح الأرض عند النظر إلى منطقة صغيرة . لكن على المقاييس الكبيرة ، ينح ني المكان بتأثير جاذبية المادة . ب ما أن النسبية تشير إلى تكافئ المادة و الطاقة ، ف إن هذا التأثير ينتج أيضًا عن وجود الطاقة ( مثل الضوء والإشعاع الكهرومغناطيسي الآخر ) ب الإضافة إلى المادة . تعتمد درجة انحناء الكون على كثافة المادة / الطاقة الموجودة . يمكن التعبير عن هذه العلاقة من خلال معادلة فريدمان الأولى . في كون ب دون ثابت كوني ، تأخذ المعادلة الشكل التالي : حيث H هو ثابت هابل ، الذي هو مقياس لمعدل توسع الكون . ρ هي كثافة الإجمالية للكتلة و الطاقة في الكون ، a هو عامل ال تحجيم ( أي « حجم » الكون ب الأساس ) ، k هو معامل الانحناء - أي مقياس مدى انحناء الزمكان . تعني القيمة الموجبة أو الصفرية أو السلبية لمعامل الانحناء كونًا مغلقًا أو مسطحًا أو مفتوحًا على التوالي . الثابتين G وc هما ثابت الجاذبية و سرعة الضوء على التوالي . غالبًا ما يبسط علماء الكونيات هذه المعادلة من خلال تعريف الكثافة الحرجة ρc . ب النسبة لقيمة معينة لثابت هابل ، تُعرف هذه الكثافة على أن ها الكثافة المطلوبة للكون المسطح ، أي أن k = 0 . و ب التالي تعني المعادلة أعلا ه ب ما أن الثابت G معروف و يمكن قياس معدل التمدد H من خلال رصد سرعة ابتعاد المجرات عنا ، ف يمكن تحديد ρc . تبلغ قيمة ها حاليًا نحو 26 كليوجرام متر − 3 . يُرمز ل نسبة الكثافة الفعلية ل هٰذه القيمة الحرجة بالرمز Ω ، و يحدد حاصل طرح ها من العددهندسة الكون : Ω > يتوافق مع كثافة أكبر من الكثافة الحرجة ، ρc > ρ ، و ب التالي كون مغلق . Ω <1 يعطي كونًا مفتوحًا منخفض الكثافة ، و Ω = 1 يعطي كونًا مسطحًا . يمكن إعادة ترتيب معادلة فريدمان ، كما يلي و بعد إخراج ρa2 ك عامل مشترك ، و تعويض Ω = ρ / ρc يحتوي الجانب ال أيمن من التعبير الأخير أعلا ه على ثوابت فقط ، و ب التالي يجب أن يظل الجانب الأيسر ثابتًا طوال فترة تطور الكون . مع توسع الكون ، يزداد عامل ال تحجيم ، لكن الكثافة تنخفض مع انتشار المادة ( أو الطاقة ) . ب النسبة للنموذج العياري للكون الذي احتوى ب شكل أساسي على المادة والإشعاع خلال معظم تاريخيه ، تنخفض الكثافة ρ ب سرعة أكبر من سرعة زيادة a2 ، و ب التالي س ينخفض المعامل ρa2 . منذ فترة عصر بلان ك ، بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم ، انخفض هذا المعامل ب نحو و ب التالي ازداد المعامل ( Ω − 1 – ب مقدار مماثل ل الحفاظ على حاصل ا الضرب ثابتًا . القيمة الحالية لـ Ω القياس يشار إلى قيمة Ω في الوقت الحالي بالرمز Ω0 . يمكن استنتاج هذه القيمة بقياس انحناء الزمكان ( إذ تُعرّف المُساواة = Ω ، أو ρ = ρc ، على أن ها الكثافة التي تؤدي لانعدام الانحناء k = يمكن استنتاج الانحناء عن طريق عمليات الرصد . تقوم إحدى عمليات الرصد ب البحث عن تباين في الخواص ( أي الاختلافات مع تغير الاتجاه ) في إشعاع الخلفية الكونية الميكروي ( سي إم بي ) . سي إم بي هو عبارة عن إشعاع كهرومغناطيسي يملأ الكون ، الذي خلف ه من مرحلة مبكرة في تاريخ ه عندما كان مليئًا بالفوتونات والبلازما الساخنة الكثيفة . بردت هذه البلازما مع توسع الكون ، و عندما بردت ب ما يكفي ل تشكيل ذرات مستقرة ، لم تعد تمتص الفوتونات . منذ ذلك الحين ، انتشرت هذه الفوتونات ، و أصبحت أكثر خفوتًا و أقل نشاطًا أثناء انتشار ها عبر الكون الآخذ في التوسع . درجة حرارة هذا الإشعاع هي ثابتة تقريبًا في جميع أنحاء السماء ، و لٰكن هناك اختلاف طفيف ( حوالي جزء واحد من كلفي درجة الحرارة عند النظر إلى اتجاهات مختلفة . يعتمد المقياس الزاوي ل هٰذه التقلبات – أي الزاوية النموذجية بين البقع الساخنة والبقع الباردة في السماء – على انحناء الكون الذي يعتمد ب دور ه على كثافت ه كما هو موضح أعلا ه . ب التالي ، تسمح قياسات هذا المقياس الزاوي ب تقدير قيمة Ω0 . مراجع تضخم كوني علم الكون الفيزيائي مسائل غير محلولة في الفيزياء