https://3rabica.org/index.php?action=history&feed=atom&title=%D8%A7%D9%86%D9%81%D9%84%D8%A7%D8%AA%D9%88%D9%86انفلاتون - تاريخ المراجعة2026-06-14T00:15:04Zتاريخ التعديل لهذه الصفحة في الويكيMediaWiki 1.43.7https://3rabica.org/index.php?title=%D8%A7%D9%86%D9%81%D9%84%D8%A7%D8%AA%D9%88%D9%86&diff=3491004&oldid=prevعبد العزيز: بوت: إصلاح أخطاء فحص أرابيكا من 1 إلى 1042023-04-20T12:40:05Z<p>بوت: إصلاح أخطاء فحص أرابيكا من 1 إلى 104</p>
<p><b>صفحة جديدة</b></p><div>'''مجال انفلاتون inflaton field''' هو [[نظرية الحقل السلمي|حقل قياسي]] افتراضي يُعتقد أنه قاد [[تضخم كوني|التضخم الكوني]] في [[تاريخ الكون|الكون المبكر جدًا]] ، واحدث فيما يسمى انفلاشن inflation.<ref name="Guth1997">{{استشهاد بكتاب|عنوان=The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins|مؤلف=Guth, Alan H.|ناشر=[[Basic Books]]|صفحات=[https://archive.org/details/inflationaryuniv0000guth/page/233 233]–234|isbn=978-0201328400|مسار= https://archive.org/details/inflationaryuniv0000guth|تاريخ=1997|التسجيل=registration|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20200610212001/https://archive.org/details/inflationaryuniv0000guth|تاريخ أرشيف=2020-06-10}}</ref><ref>{{استشهاد بكتاب|عنوان=Endless Universe: Beyond the Bang|مؤلف=Steinhardt, Paul J.|ناشر=[[راندوم هاوس]]|سنة=2007|صفحة=114|isbn=978-0-7679-1501-4|مسار= https://books.google.com/books?id=Jp6gJCuvj-kC&pg=PA114|مؤلف2=Turok, Neil|مؤلف2-وصلة=Neil Turok|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20230408230035/https://books.google.com/books?id=Jp6gJCuvj-kC&pg=PA114|تاريخ أرشيف=2023-04-08}}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Steinhardt, Paul J.|عنوان=Inflation Debate: Is the theory at the heart of modern cosmology deeply flawed?|صحيفة=Scientific American|تاريخ=April 2011|مسار=http://www.physics.princeton.edu/~steinh/0411036.pdf|تاريخ الوصول=2013-12-31|تاريخ أرشيف=2014-08-24|مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20140824094646/http://www.physics.princeton.edu/~steinh/0411036.pdf|حالة المسار=dead}}</ref> الحقل الغير متجه ، الذي افترضه في الأصل [[آلان غوث|آلان جوث]] ، <ref name="Guth1997" /> يوفر آلية يتم من خلالها فترة من [[تمدد الكون|التوسع]] السريع بين 10<sup>&#x2212; 35</sup> إلى 10<sup>&#x2212; 34</sup>&nbsp; [[ثانية]] بعد [[الانفجار العظيم|التمدد الأولي]] ، مكونًا كونًا متوافقًا مع الخواص المكانية والتجانس المرصودة .<br />
<br />
== التضخم الكوني ==<br />
نموذج التضخم الأساسي يسير على ثلاث مراحل:<ref>{{استشهاد بأرخايف|title=Introductory review of cosmic inflation}}</ref><br />
<br />
* توسيع حالة الفراغ مع طاقة كامنة عالية<br />
* انتقال الطور إلى الفراغ الحقيقي<br />
* لفة بطيئة وإعادة التسخين<br />
<br />
=== توسيع حالة الفراغ مع طاقة كامنة عالية ===<br />
في [[نظرية الحقل الكمومي|نظرية المجال الكمومي]] ، [[فراغ كمي|حالة الفراغ]] أو الفراغ هي حالة من المجالات الكمومية التي تكون محليا عند الحد الأدنى من الطاقة الكامنة. الجسيمات الكمومية هي الإثارة التي تنحرف عن حالة الطاقة الكامنة الدنيا هذه ، وبالتالي فإن حالة الفراغ لا تحتوي على جسيمات فيها. اعتمادًا على تفاصيل نظرية المجال الكمومي ، يمكن أن يكون لها أكثر من حالة فراغ واحدة. الفراغات المختلفة ، على الرغم من "كونها فارغة" (لا تحتوي على جزيئات) ، سيكون لها عمومًا [[طاقة الفراغ|طاقة فراغ]] مختلفة. تنص نظرية المجال الكمي على أن ضغط طاقة الفراغ يكون دائمًا سالبًا ويساوي قدر كثافة طاقته.<br />
<br />
تفترض نظرية التضخم inflation أن تتواجد حالة فراغ ذات طاقة فراغية كبيرة جدًا ، ناتجة عن قيمة توقع غير صفري لمجال الانفلاتون inflaton. أي منطقة من الفضاء في هذه الحالة سوف تتوسع بسرعة. حتى لو لم تكن فارغة في البداية (تحتوي على بعض الجسيمات) ، فإن التوسع الأسي السريع جدًا يخفف من كثافة الجسيمات إلى الصفر بشكل أساسي.<br />
<br />
=== انتقال الطور إلى الفراغ الحقيقي ===<br />
تفترض النظرية التضخم كذلك أن حالة "الفراغ التضخمي" هذه ليست هي الحالة ذات الطاقة الأقل العامة ؛ بالأحرى ، هي " [[تحلل الفراغ الكاذب|فراغ زائف]] " ، يُعرف أيضًا بالحالة ''[[شبه الاستقرار|غير المستقرة]]'' .<br />
<br />
بالنسبة لكل مراقب في أي نقطة في الفضاء ، فإن الفراغ الزائف ينتشر في النهاية إلى حالة بنفس الطاقة الكامنة ، ولكنها ليست فراغًا (ليس عند الحد الأدنى المحلي من الطاقة الكامنة - فهي يمكن أن "تتحلل"). يمكن اعتبار هذه الحالة على أنها فراغ حقيقي ، مليء بعدد كبير من جسيمات انفلاتون. ومع ذلك ، فإن معدل تمدد الفراغ الحقيقي لا يتغير في تلك اللحظة: فقط طابعه الأسي يتغير إلى توسع أبطأ بكثير [[مترية فريدمان-لوميتر-روبرتسون-ووكر|لمقياس FLRW]] . هذا يضمن أن معدل التضخم يطابق بدقة كثافة الطاقة.<br />
<br />
=== لفة بطيئة وإعادة التسخين ===<br />
في الفراغ الحقيقي تتحلل جسيمات الأنفلاتون ، مما يؤدي في النهاية إلى ظهور جسيمات النموذج القياسي المعروف. أن يكون لشكل دالة الطاقة الكامنة بالقرب من "مخرج النفق" من حالة الفراغ الزائف منحدرًا بسيطا ، وإلا فسيقتصر إنتاج الجسيمات على حدود توسيع فقاعة الفراغ الحقيقية ، الأمر الذي يتعارض مع المشاهدة (حيث أن كوننا غير مبني من فقاعات ضخمة فارغة تمامًا). بعبارة أخرى ، يجب أن "تتدحرج الحالة الكمومية إلى الأسفل (القاع) ببطء".<br />
<br />
عند اكتماله ، يملأ اضمحلال جسيمات الانفلاتون الفضاء ببلازما الانفجار العظيم الساخنة والكثيفة.<br />
<br />
== الكمات الحقلية ==<br />
تمامًا مثل أي مجال كمي آخر ، من المتوقع أن تكون إثارة مجال التضخم كمومية. تُعرف الكميات الحقلية لحقل الانفلاتون باسم '''inflatons''' . اعتمادًا على كثافة الطاقة الكامنة النموذجية ، قد تكون [[حالة قاعية|الحالة الأرضية]] لحقل التضخم مساوية للصفر أو قد لا تكون مساوية للصفر.<br />
<br />
يتبع مصطلح انفلاتون ''inflaton'' النمط النموذجي لأسماء الجسيمات الكمومية الأخرى - مثل [[فوتون|الفوتون]] [[غلوون|والغلون]] [[بوزون|والبوزون]] [[فرميون|والفيرميون]] - المشتق من كلمة ''التضخم inflation'' . تم استخدام المصطلح لأول مرة في ورقة علمية كتبها Nanopoulos و Olive و Srednicki (1983).<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Nanopoulos|الأول=D.V.|الأخير2=Olive|الأول2=K.A.|الأخير3=Srednicki|الأول3=M.|سنة=1983|عنوان=After primordial inflation|المجلد=127|العدد=1–2|صحيفة=Physics Letters B|صفحات=30–34|DOI=10.1016/0370-2693(83)91624-6|bibcode=1983PhLB..127...30N|مسار= http://cds.cern.ch/record/144126/files/198305219.pdf|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20220818153259/http://cds.cern.ch/record/144126/files/198305219.pdf|تاريخ أرشيف=2022-08-18}}</ref> طبيعة مجال الإنفلاتون غير معروفة حاليًا. أحد العوائق التي تحول دون تضييق خصائصه هو أن نظرية الكم الحالية غير قادرة على التنبؤ بشكل صحيح لطاقة الفراغ المرصودة ، بناءً على محتوى الجسيمات في نظرية مختارة (انظر كارثة الفراغ ).<br />
<br />
اقترح أتكينز (2012) أنه من الممكن ألا يكون هناك مجال جديد ضروريًا - أن نسخة معدلة من [[بوزون هيغز|مجال هيغز]] يمكن أن تعمل بمثابة تضخم.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Atkins|الأول=Michael|عنوان=Could the Higgs boson be the inflaton?|تاريخ=March 2012|مسار= http://indico.cern.ch/event/180122/material/slides/0.pdf|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20220921214748/https://indico.cern.ch/event/180122/material/slides/0.pdf|تاريخ أرشيف=2022-09-21}}</ref><br />
<br />
== التضخم غير المقترن بالحد الأدنى ==<br />
'''التضخم غير المقترن بالحد الأدنى''' هو نموذج [[تضخم كوني|تضخمي]] لا يكون فيه الثابت الذي يقرن [[جاذبية|الجاذبية]] بمجال التضخم صغيراً. عادة ما يتم تمثيل ثابت الاقتران بـ <math>\xi</math> (الحرف ''[[ساي (حرف)|الحادي عشر]]'' ) ، الذي يظهر في [[فعل (فيزياء)|الإجراء]] (تم إنشاؤه بتعديل إجراء أينشتاين وهيلبرت ):<ref name="hertzberg12">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير=Hertzberg|الأول=Mark P|تاريخ=2010|عنوان=On Inflation with Non-minimal Coupling|arxiv=1002.2995|DOI=10.1007/JHEP11(2010)023|المجلد=2010|العدد=11|صفحات=23|صحيفة=Journal of High Energy Physics|bibcode=2010JHEP...11..023H}}<br />
</ref> {{صفحات مرجع|1&ndash;2}}<br />
<br />
: <math>S = \int d^4x \sqrt{-g} \left[ \tfrac{1}{2} m_P^2 R - \tfrac{1}{2}\partial^{\mu}\phi \partial_{\mu}\phi <br />
- V(\phi) - \tfrac{1}{2} \xi R \phi^2\right]</math> و<br />
<br />
مع <math>\xi</math> تمثل قوة التفاعل بين <math>R</math> و <math>\phi</math> ، والتي تتعلق على التوالي بانحناء الفضاء وحجم مجال inflaton.<br />
<br />
== أنظر أيضا ==<br />
{{Div col|colwidth=12em|content=* [[قانون هابل]]<br />
* [[الانفجار العظيم]]<br />
* [[ثابت كوني]]<br />
* [[طاقة مظلمة#Inflationary dark energy|Inflationary dark energy]]}}<br />
<br />
== المراجع ==<br />
{{مراجع|25em}}<br />
{{شريط بوابات|الفيزياء|علم الكون}}<br />
<br />
[[تصنيف:طاقة مظلمة]]<br />
[[تصنيف:جسيمات افتراضية]]<br />
[[تصنيف:تضخم كوني]]<br />
[[تصنيف:صفحات بترجمات غير مراجعة]]</div>عبد العزيز